Exoplanetas ao redor da estrela HR 4796A

Uma equipe de astrônomos do Projeto SEEDS (Strategic Exploration of Exoplanets and Discs by Subaru), liderada pelo astrônomo japonês Motohide Tamura, com auxílio do telescópio japonês Subaru, localizado no Havaí, descobriu a possível presença de vários exoplanetas dentro do anel de poeira da estrela HR 4796A.

© NAOJ (anel de poeira ao redor da estrela  HR 4796A)

A jovem estrela de apenas 8 milhões de anos é parte de um sistema estelar binário composto por uma estrela branca da sequência principal e uma anã vermelha, localizada a cerca de 220 ​​anos-luz do Sol na constelação de Centaurus. A HR 4796A é cerca de duas vezes mais massiva e vinte vezes mais luminosa que o Sol.

Embora o Telescópio Espacial Hubble tenha levado outro grupo de astrônomos a suspeitar da presença de exoplanetas, esta imagem do Telescópio Subaru confirma a existência deles; e vai melhorar a compreensão da relação entre a poeira ao redor da estrela e a formação de planetas.

Este desequilíbrio na órbita de poeira é provavelmente causado pela ação, até agora despercebida, de planetas maciços que podem ter sua órbita dentro do anel. Além disso, a imagem do anel revela a presença de poeira fina que se estendem além do órbita principal.

A explicação mais provável é que esses planetas escondidos no anel circundante atraiam a poeira por sua força gravitacional, que desequilibra a órbita do anel à medida que aumentam sua massa. Simulações de computador mostraram que as marés gravitacionais podem mudar a forma de um anel de poeira, e os resultados de um outro anel de poeira excêntrico em torno da estrela Fomalhaut pode ser evidência observacional para o processo.

Se os instrumentos atuais ainda não são capazes de detectar planetas em torno de HR 4796A, é certamente pelo fato da sua massa ser muito baixa. No entanto, a imagem do telescópio Subaru deu aos cientistas evidências de sua presença por sua influência sobre a poeira circunstelar.

Esta imagem foi um verdadeiro desafio técnico, é o resultado da correção da turbulência atmosférica pelo sistema de óptica adaptativa do telescópio para encontrar nitidez das imagens e da aplicação de uma técnica de processamento sofisticado para eclipsar a luz das estrelas e fortalecer a débil luz refletida a partir do anel de modo que se torna visível.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Névoa laranja e azul em Titã

A imagem abaixo foi realizda pela sonda Cassini da NASA apontada para a região polar sul da maior lua de Saturno, Titã, e mostra uma depressão dentro das camadas de névoa laranja e azul perto do polo sul do satélite.

© NASA/Cassini (Titã)

As camadas de névoa de alta altitude da lua aparecem em azul, enquanto que a principal névoa atmosférica aparece em laranja. A diferença na cor pode ser devido ao tamanho das partículas que formam a névoa. Provavelmente, se essa for a causa, a névoa azul é formada por partículas menores do que a névoa laranja.

A camada de depressão ou atenuada aparece na área de transição entre a névoa azul e laranja a aproximadamente um terço do caminho da borda esquerda da imagem. O polo sul da lua está na parte superior direita da imagem. Essa imagem sugere que o vórtice do polo norte de Titã, tem rotação de norte para sul.

O polo sul de Titã está em sentido à escuridão à medida que o Sol avança em direção ao norte a cada dia que se passa. A camada superior de névoa na atmosfera de Titã ainda é iluminada pela luz do Sol.

A imagem foi feita através de uma combinação de outras imagens obtidas com os filtros espectrais azul, verde e vermelho gerando assim essa imagem em cor natural. A sonda Cassini captou esta imagem a uma distância aproximada de 134.000 quilômetros de Titã.

Fonte: NASA

Uma lâmpada de raios X

Em 1991 a astrofísica gaúcha Thaisa Storchi Bergmann descobriu um disco de matéria, uma nuvem achatada de gás ionizado, que gira em torno do buraco negro situado no centro da NGC 1097, uma bela galáxia espiral da constelação de Fornax, distante 45 milhões de anos-luz da Terra.

© ESO (galáxia espiral NGC 1097)

Durante uma década, a pesquisadora da Universidade Federal do Rio Grande do Sul (UFRGS) observou uma vez por ano a galáxia e constatou que o disco de gás não era uniforme. A nuvem continha um braço espiral que, a cada cinco anos e meio, dava uma volta completa em torno do buraco negro. A astrofísica também verificou que, por vezes, o disco se tornava mais brilhante do que o usual. Esses picos de luminosidade foram interpretados como sendo decorrentes de o buraco negro ter, nesses momentos, engolido mais matéria proveniente da nuvem, em razão de talvez haver ali uma maior densidade ou quantidade de gás para ser sugado.

Novas observações feitas com o telescópio Gemini Sul, situado em Cerro Pachon, no Chile, entre o final do ano passado e o início de 2011, corrigiram a periodicidade em que ocorre o ciclo da volta completa do braço espiral para um intervalo de um ano e meio e identificaram uma segunda variação na luminosidade do disco ao redor do buraco negro da galáxia – desta vez com uma frequência temporal muito menor, da ordem de uma semana. As emissões em raios X da parte mais interna da nuvem gasosa, mais quente e que envolve diretamente o buraco negro, variam em questão de dias, como se fosse uma lâmpada, e o clarão se irradia do centro para as bordas do disco. Como demora cerca de uma semana para a luz viajar do centro para a periferia da nuvem, o tamanho do raio do disco de matéria deve ser de sete dias-luz. “Só conseguimos perceber essa variação porque fizemos observações semanais da galáxia durante três meses seguidos”, diz Thaisa.

O disco de matéria da NGC 1097 apresenta irregularidades. Sua região central é mais grossa do que os setores mais afastados do buraco negro. Tecnicamente, possui a forma de um toroide, uma figura que lembra um pneu ou biscoito com um furo no meio. “É como se essa rosquinha fosse uma lâmpada de alta energia fixada num poste que se encontra um pouco mais elevado do que o resto do disco de gás”, compara Thaisa. “Ela se acende ou se intensifica em função da quantidade de gás que cai no buraco negro.”

No estudo, os pesquisadores analisaram dados obtidos pelo Gemini referentes à chamada linha espectral H-alfa, a emissão de energia mais intensa e visível do átomo de hidrogênio, proveniente da zona periférica do disco. Concluíram que a variação de emissão nessa região se devia à reverberação da luminosidade originada na “rosquinha”. Não se sabe exatamente por que a lâmpada pisca em intervalos de sete dias, mas esse evento provavelmente tem a ver com as variações na quantidade de matéria sugada pelo buraco negro. “Ele estava acostumado com um regime de captura de gás e, de repente, se viu obrigado a engolir mais matéria”, compara o astrofísico brasileiro Rodrigo Nemmen, outro autor do trabalho, que faz pós-doutoramento no Goddar Space-Flight Center, da NASA.

© ESO (região central da galáxia NGC 1097)

Como se sabe, não é possível observar de forma direta um buraco negro, uma região do espaço tão densa e compactada, dotada de um enorme campo gravitacional, da qual nada escapa, nem a luz. Mas um objeto com essas características fornece pistas indiretas de sua presença. Quando se descobre uma fonte misteriosa de radiação, em especial de raios X, num ponto do Universo, como o centro de uma galáxia ativa, uma das possíveis explicações para o fenômeno é a existência de um buraco negro. Pouco antes de ser tragada pelo campo gravitacional do buraco negro, a matéria do disco de gás se encontra tão aquecida que libera energia na forma de radiação. Portanto, quando ocorre um pico de absorção de matéria, é esperado que a região mais interna do disco, a lâmpada, aumente sua luminosidade e reverbere essa energia extra para suas bordas. 

Conhecer o tempo que a luz demora para viajar da parte mais central para a periferia de uma nuvem de gás permite obter uma estimativa da dimensão do disco de matéria independentemente de outros modelos teóricos. “Tendo a dimensão do disco e a velocidade do gás em torno do mesmo, que inferimos a partir de emissões ópticas e pode chegar a 10 mil quilômetros por segundo, podemos obter a massa do buraco negro”, explica Thaisa. Por meio dessa abordagem alternativa, os astrofísicos brasileiros recalcularam esse parâmetro do buraco negro no centro da NGC 1097. Deu um resultado da ordem de 100 milhões de massas solares, número que é compatível com estimativas feitas por outras técnicas.

Fonte: FAPESP (Pesquisa)

A Nebulosa da Coroa de Flores

A WISE (Wide-field Infrared Surevey Explorer) da NASA captou a foto abaixo da chamada Nebulosa da Coroa de Flores.

© WISE (nebulosa Barnard 3)

O nome oficial da nebulosa é: Barnard 3 ou IRAS Ring G159.6-18.5. Nuvens interestelares como essa são verdadeiros berçários cósmicos, locais onde estrelas estão nascendo.

O anel verde é feito de pequenas partículas de poeira quente que tem composição semelhante à névoa encontrada na Terra. A nuvem vermelha, no meio é provavelmente feita de poeira que é mais metálica e mais fria do que as regiões ao redor. A brilhante estrela no meio da nuvem vermelha, chamada de HD 278942, é tão luminosa que ela é provavelmente o que faz com que o anel ao redor brilhe. De fato, ventos estelares poderosos são os responsáveis por limpar a poeira quente ao redor e criar a forma anelada. A região que brilha intensamente na cor amarelo-esverdeado, à esquerda do centro é similar ao anel, apesar de ser mais densa. As estrelas brancas-azuladas dispersas através da cena estão localizadas tanto na frente como além da nebulosa.

Regiões similares à Nebulosa da Coroa de Flores são encontradas perto da banda da Via Láctea no céu noturno. A Nebulosa da Corao de Flores está um pouco afastada dessa banda, perto da borda entre a constelação de Perseus e Taurus, mas ela está localizada relativamente próxima da Terra a aproximadamente 1.000 anos-luz, a nuvem ainda é parte da Via Láctea.

As cores usadas nessa imagem representam comprimentos de onda específicos da luz infravermelha. A cor azul e ciano representa a luz com comprimento de onda de 3,4 e 4,6 mícron emitida predominantemente pelas estrelas. As cores verde e vermelha representam a luz de 12 e 22 mícron respectivamente, emitidas preferencialmente pela poeira.

Fonte: NASA

Galáxia vigorosa no alvorecer cósmico

Uma equipe internacional de astrônomos liderada por Masami Ouchi, da Universidade de Tóquio descobriu uma galáxia vigorosa em formação que surgiu cerca de 750 milhões de anos após o Big Bang.

© Sptizer/Hubble (galáxia vigorosa no alvorecer cósmico)

Esta galáxia, chamada GN-108036, foi uma excelente fonte de formação de estrelas na alvorada cósmica, que estava gerando uma quantidade excepcional de estrelas.
A equipe obteve os espectros da GN-108036 e calculou sua distância da Terra para confirmar que é uma das galáxias mais distantes já descobertas. Uma análise de imagens de arquivo revelaram a ocorrência de formação de estrelas extremamente enérgetica dentro dela, com uma grande massa de gás equivalente a cerca de uma centena de sóis por ano, estava gerando estrelas. Embora nove galáxias com cerca de 600 a 800 anos após o Big Bang foram confirmadas até o momento, a GN-108036 formou estrelas muito mais vigorosamente do que as outras galáxias. O líder da equipe Ouchi, comentou: "As galáxias estavam ativamente formando estrelas muito tempo depois do Big Bang, e algumas delas foram comparáveis ​​ou até mesmo mais ativas do que a GN-108036. A descoberta significativa sobre a GN-108036 é que ela demonstra a existência de uma galáxia de formação estelar vigorosa quando o Universo ainda era muito frio e escuro. "
Cerca de 380.000 anos após o Big Bang, uma diminuição na temperatura do Universo devida aos elétrons e prótons ao se juntarem para formar hidrogênio neutro. O Universo entrou na sua "idade escura" neste momento. Bahram Mobasher, um membro da equipe da Universidade da Califórnia, Riverside, explicou como a idade das trevas terminou: "Ela terminou quando nuvens de gás de hidrogênio neutro colapsou para gerar estrelas, formando as primeiras galáxias, o que provavelmente irradiou fótons de alta energia e reionizando o Universo. As galáxias como a GN-108036 podem ter contribuído para o processo de reionização, que é responsável pela transparência do Universo hoje. "
Para determinar a distância até a galáxia, os astrônomos utilizaram o espectrógrafo do Observatório Keck. Os dados coletados coletados mostraram uma linha Lyman-alfa, que indica as emissões de hidrogênio brilhante na parte ultravioleta do espectro. Atenuação de hidrogênio neutro no meio intergaláctico causou a sua esperada assimetria.
Os astrônomos detectaram sinais por meio de observações recentes descobrindo que a galáxia tem um diâmetro de cerca de 5.000 anos-luz, apenas 5% mais extensa que a Via Láctea, e que a quantidade de estrelas que nascem a cada ano foi mais de dez vezes maior do que em outras galáxias a uma distância comparável.
Curiosamente, várias equipes de astrônomos relataram descobertas de galáxias compactas e maciças de idade em torno de quatro bilhões de anos após o Big Bang. Como se formaram permanece um mistério. A formação estelar das galáxias, tais como a GN-108036 pode ser os ancestrais de galáxias desse tipo. Investigações detalhadas sobre a natureza da GN-108036 vai fornecer informação importante para compreender as fases iniciais da formação e evolução das galáxias.
Esta pesquisa será publicada no dia 10 de janeiro de 2012 na edição do The Astrophysical Journal. A pesquisa é baseada nos dados coletados no telescópio Subaru, que é operado pelo NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), o Observatório Keck, que é operado como uma parceria científica entre o Instituto de Tecnologia da Califórnia e a NASA, o telescópio espacial Hubble, gerido pela NASA e a ESA, o telescópio Spitzer do JPL (Jet Propulsion Laboratory) da NASA.

Fonte: NAOJ

Dois novos exoplanetas menores que a Terra

Descoberto um par de exoplanetas ainda mais diminutos que os outros dois anunciados recentemente pela NASA.

© Charpinet (ilustração dos exoplanetas ao redor da estrela KOI 55)

Os astros recém-descobertos são remanescentes de planetas gigantes que foram engolidos por sua estrela e depois "cuspidos" como "caroços".

A descoberta foi feita com a análise de dados do mesmo telescópio espacial, o Kepler, mas por um grupo diferente, liderado pelo francês Stephane Charpinet.

Os novos planetas têm 86,7% e 75,9% do raio da Terra e massas estimadas em 44% e 65%. Eles têm órbita muito próxima de sua estrela e possui superfície quente demais para abrigar água líquida e vida.

O aspecto mais inusitado dos planetas é que no centro do sistema estelar que os abriga está a KOI 55, estrela de idade avançada e que já passou pela fase em que se torna uma gigante vermelha.

É o mesmo destino previsto para o Sol, daqui a 5 bilhões de anos, quando o hidrogênio, combustível para a fusão nuclear em seu interior, começar a se esgotar.

No passado, os planetas em torno de KOI 55, batizados apenas como KOI 55.01 e KOI 55.02, eram provavelmente astros com tamanhos similares aos de Júpiter e Saturno, os gigantes gasosos do Sistema Solar.

Quando a estrela começou a virar uma gigante vermelha, sua atmosfera estelar começou a se expandir tanto que encobriu os dois planetas.

O grupo de Charpinet descreve no estudo o que acha que ocorreu após a estrela "engolir" os exoplanetas. Esse astros só acabaram engolfados na atmosfera estelar porque, apesar de ser grandes, tinham órbitas curtas, como a Terra.

"Enquanto eles iam cavando seu caminho em meio ao envelope estelar, iam perdendo toda a camada exterior de gás e expelindo também o gás da atmosfera da gigante vermelha, fazendo-a perder massa", explicou Betsy Green, da Universidade do Arizona, astrônoma que participou do estudo.

Se os planetas fossem pequenos naquela época, provavelmente não teriam sobrevivido. Só existem hoje porque começaram com uma quantidade de massa grande antes de sofrer atrito.

Os planetas acabaram varrendo para fora a atmosfera da gigante vermelha, que pode ter perdido mais de 50% de sua massa. Agora ela é uma estrela da classe das sub-anãs quentes tipo B, que possuem um núcleo de hélio inerte e geram energia por fusão nuclear em camadas mais exteriores.

A descoberta dos planetas ocorreu meio por acaso. Charpinet e Green começaram a observar a KOI 55 para entender os modos de vibração da estrela, que exibe movimentos similares aos terremotos da Terra. A vibração causa oscilações no brilho que podem revelar propriedades interessantes da estrela, como sua massa e seu raio.

Mas duas das oscilações periódicas que os cientistas detectaram tinham períodos de cinco a oito horas, longos demais para terremotos.

Charpinet concluiu que a probabilidade maior era a de que a oscilação de brilho estivesse sendo causada por planetas refletindo a luz de KOI 55, assim como os períodos da Lua refletem luz solar em quantidade diferente para a Terra.

Os planetas rebatem uma quantidade enorme de luz, pois estão a menos de um centésimo da distância que a Terra está do Sol.

Fonte: Nature

Pulsar num remanescente de supernova

Dados do observatórios de raios-X Chandra da NASA e do XMM-Newton da ESA foram combinados para descobrir um pulsar jovem nos restos de uma supernova localizada na Pequena Nuvem de Magalhães.

© NASA/ESA (pulsar SXP 1062)

Isto pode ser a primeira vez que um pulsar, uma estrela muito densa, foi encontrado em um remanescente de supernova na Pequena Nuvem de Magalhães, uma diminuta galáxia satélite da Via Láctea.
Duas equipes diferentes de cientistas estimam que o remanescente de supernova em torno do pulsar SXP 1062 tem entre 10.000 e 40.000 anos. Isto significa que o pulsar é muito jovem, do ponto de vista astronômico, desde que foi supostamente formado na mesma explosão que produziu o remanescente de supernova.

A pesquisa começou com modelos teóricos para entender a evolução deste objeto incomum. Os dados ópticos também exibe formações espetaculares de gás e poeira em uma região de formação estelar no lado esquerdo da imagem. Uma comparação entre a imagem do Chandra com imagens ópticas mostram que o pulsar tem um companheiro quente e maciço.
Os astrônomos estão interessados ​​no SXP 1062 porque os dados do Chandra e do XMM-Newton mostram que ele está girando muito lentamente, uma vez a cada 18 minutos. Em contrapartida, alguns pulsares giram várias vezes por segundo, incluindo a maioria dos pulsares recém-nascidos.

Na imagem os dados em raios-X do Chandra e do XMM-Newton estão em azul e os dados ópticos do Observatório Interamericano Cerro Tololo, no Chile, estão em vermelho e verde. O pulsar SXP 1062 é a fonte luminosa em branco localizado no lado direito da imagem no meio da emissão difusa em azul dentro de um escudo vermelho.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Dois exoplanetas do tamanho da Terra

Foram encontrados dois mundos do tamanho da Terra em órbita de uma estrela similar ao nosso Sol, em outro grande avanço na busca pelos chamados exoplanetas.

© NASA (ilustração dos exoplanetas Kepler-20e e Kepler-20f)

Um dos exoplanetas é apenas 3% maior do que a Terra e o outro, 13% menor, de proporção um pouco inferior à de Vênus.

Pressupõe-se que os planetas tenham uma composição rochosa similar à da Terra, mas eles orbitam tão perto de sua estrela, a Kepler-20, que a temperatura provavelmente seria alta demais para possibilitar a vida. O exoplaneta maior, Kepler-20f, completa um ano em 19,5 dias e deve ter uma atmosfera espessa de vapor d'água, enquanto o menor, Kepler-20e, dá uma volta completa na estrela em apenas 6,1 dias.

A descoberta dos dois foi uma façanha técnica. Eles são os menores exoplanetas encontrados desde que o primeiro mundo além do nosso Sistema Solar foi detectado oficialmente, em 1995. Sua distância também é enorme: a Kepler-20 fica a 3,9 mil anos-luz da Terra. Até agora, 708 planetas foram detectados em 534 sistemas solares, segundo um cálculo compilado pela Enciclopédia de Planetas Extrassolares.

Quase todos são gigantes gasosos ou estão situados perto ou longe demais de sua estrela para permitir que haja água em estado líquido. Apenas três foram confirmados como rochosos e orbitam a "zona Goldlocks", onde a temperatura é agradável. Dois deles, Gliese 581d e HD 85512b, orbitam estrelas mais frias e menores que o Sol. O terceiro é o Kepler-22b, anunciado em 5 de dezembro, que tem 2,4 vezes o tamanho da Terra e orbita uma estrela similar ao Sol a cada 290 dias.

As duas novas descobertas foram encontradas por uma equipe chefiada por François Fressin, do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, usando o telescópio espacial orbital Kepler, da NASA, que monitora mais de 150 mil estrelas a partir de minúsculas variações de luz. O sinal detectado pelo telescópio pode ser devido à um exoplaneta que está passando em frente a uma estrela.

Fonte: Nature

Alinhamento de galáxias gera ferradura cósmica

Uma interessante galáxia aparece circulada nessa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (galáxia LRG 3-757)

A galáxia, uma das galáxias de um grupo conhecido como Galáxias Luminosas Vermelhas, tem uma grande massa pouco comum, algo em torno de 10 vezes a massa da Via Láctea. Contudo, na verdade é a forma de ferradura azul na imagem acima que circunscreve a galáxia vermelha que é o grande destaque dessa imagem.

Essa ferradura azul é uma galáxia distante que tem sido ampliada e retorcida em um anel quase que completo por uma força gravitacional forte da massiva Galáxia Luminosa Vermelha que aparece em primeiro plano. Para ser vista a galáxia precisa de um alinhamento com a galáxia à sua frente e das galáxias ao fundo, fazendo com que a Ferradura Cósmica apareça.

A Ferradura Cósmica é um dos exemplos mais conhecidos de um Anel de Einstein. Ela também fornece a tentadora visão do começo do Universo, o desvio para o vermelho da galáxia azul, uma medida de quanto o comprimento de onda da luz tem sido desviado pela expansão do cosmos, é de aproximadamente 2,4. Isso significa que que essa galáxia surgiu aproximadamente 3 bilhões de anos depois do Big Bang. Estima-se atualmente que o Universo tenha 13,7 bilhões de anos.

Os astrônomos descobriram a Ferradura Cósmica pela primeira vez em 2007 usando dados do Sloan Digital Survey. Mas essa imagem do Hubble feita na luz visível e infravermelha com a Wide Field Camera 3, oferece uma visão muito mais detalhada desse intrigante objeto.

Fonte: ESA

A bela forma da galáxia espiral M74

O telescópio espacial Hubble fotografou recentemente a galáxia espiral M74, também conhecida como NGC 628.

© Hubble (galáxia M74)

Ela é uma das mais perfeitas do gênero, com braços simétricos em forma de espiral que partem de seu centro, que são polvilhados por aglomerados de jovens estrelas azuis e regiões rosas brilhantes de hidrogênio ionizado. Essas regiões de formação de estrelas mostram um excesso de luz no comprimento de onda do ultravioleta. Ao longo dos braços espirais há presença de poeira que também originou-se nas proximidades do núcleo da galáxia.

A M74 está a 32 milhões de anos-luz, na constelação de Peixes. Ela é a maior de um pequeno grupo com cerca de 12 galáxias reunidas, que juntas contém aproximadamente cem bilhões de estrelas, sendo um pouco menor que a Via Láctea.

Fonte: NASA

O menor buraco negro do Universo

Uma equipe internacional de astrônomos identificou um candidato para o buraco negro mais pequeno conhecido usando dados de RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) da NASA.

© NASA/GSFC (ilustração do disco formado no buraco negro)

A evidência vem de um tipo específico de raio-X padrão, apelidado de "batimento cardíaco" por causa de sua semelhança com um eletrocardiograma.

O buraco negro foi denominado IGR J1709-3624 após a obtenção das coordenadas astronômicas de sua posição no céu. O sistema binário combina uma estrela normal com um buraco negro que pode pesar menos do que três vezes a massa do Sol; que está perto do limite teórico de massa, onde os buracos negros se tornam possíveis.
O gás da estrela normal flui em direção ao buraco negro e forma um disco em torno dele. A fricção dentro do disco aquece o gás a milhões de graus, o que é quente o suficiente para emitir raios-X. Variações cíclicas na intensidade dos raios-X observadas refletem processos que ocorrem dentro do disco de gás. Os cientistas acreditam que as mudanças mais rápidas ocorrem perto do horizonte de eventos do buraco negro.
O sistema binário foi identificado durante uma explosão em 2003. Arquivamento de dados de várias missões espaciais mostram que se torna ativo cada poucos anos. Sua explosão mais recente começou em fevereiro e está em curso. O sistema está localizado na direção da constelação do Escorpião, mas a distância não está bem estabelecida, localizado a 16.000 anos-luz ou mais de 65.000 anos-luz de distância.
O detentor do recorde para uma ampla variabilidade de raios-X é um outro sistema binário do buraco negro chamado GRS 1915+105. Este sistema é único em exibição de mais de uma dúzia de padrões altamente estruturados, tipicamente com duração entre segundos e horas.
"Nós pensamos que a maioria destes padrões representam ciclos de acumulação e de ejeção de um disco instável, e agora vemos sete deles no IGR J17091", disse Tomaso Belloni do Observatório Brera em Merate, na Itália.

O GRS 1915 tem um forte campo magnético perto do horizonte de eventos, onde ejeta parte do gás em direções opostas com cerca de 98% da velocidade da luz.

Mudanças no espectro de raios-X observadas pelo RXTE durante cada batimento revelam que a região mais interna do disco emite radiação suficiente para empurrar para trás o gás, criando um vento forte para fora que interrompe o fluxo para dentro. Eventualmente, o disco interno fica tão brilhante e quente que essencialmente se desintegra e mergulha em direção ao buraco negro, restabelecendo o jato e começando um novo ciclo. Todo esse processo acontece em menos de 40 segundos.
A emissão do batimento do IGR J17091 pode ser 20 vezes mais fracas que do GRS 1915 e pode circular cerca de oito vezes mais rápido, em menos de cinco segundos.
Estima-se que a massa do GRS 1915 é cerca de 14 vezes da massa do Sol, colocando-o entre os buracos negros mais maciços conhecidos que se formaram por causa do colapso de uma única estrela.

Esta análise é apenas o início de um programa maior para comparar esses dois buracos negros em detalhe utilizando dados do RXTE, do satélite Swift da NASA e do observatório XMM-Newton.
Um artigo descrevendo esta pesquisa foi publicado no The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Centaurus A: uma galáxia canibal

A Centaurus A (NGC 5128) é a galáxia elíptica gigante mais próxima da Terra, situada a cerca de 11 milhões de anos-luz de distância. É um dos objetos mais estudados no céu meridional.

© ESO (galáxia NGC 5128)

Já em 1847 a sua aparência única tinha suscitado o interesse do famoso astrônomo inglês John Herschel, que catalogou os céus austrais, compilando uma lista detalhada de nebulosas.

No entanto, Herschel não podia saber que esta linda e espectacular aparência se deve a uma camada opaca de poeira que cobre a parte central da galáxia. Esta poeira deve ser os restos de uma fusão cósmica entre uma galáxia elíptica gigante e uma galáxia espiral mais pequena com muita poeira.

Esta galáxia, há cerca de 200 a 700 milhões de anos, consumiu uma pequena galáxia espiral rica em gás - o conteúdo da qual parece encontrar-se em movimento no interior do núcleo de Centaurus A, provavelmente dando origem a novas gerações de estrelas.

Os primeiros vislumbres dos restos desta refeição foram obtidos graças a observações feitas com o Observatório Espacial Infravermelho da ESA (ESA Infrared Space Observatory), as quais revelaram uma estrutura com uma dimensão de 16.500 anos-luz, muito semelhante à de uma pequena galáxia barrada. Mais recentemente, o telescópio espacial Spitzer da NASA resolveu esta estrutura num paralelograma, o qual pode ser explicado como o resto de uma galáxia espiral rica em gás que se encontra em queda na direcção de uma galáxia elíptica e se vai torcendo e deformando durante o processo. A fusão de galáxias é o mecanismo mais comum para explicar a formação de galáxias elípticas gigantes.

Estas imagens obtidas com o telescópio de 3,58 metros, o New Technology Telescope instalado no Observatório do ESO de La Silla, proporcionaram aos astrônomos uma visão ainda mais nítida da estrutura desta galáxia, completamente livre de poeiras. As imagens originais, obtidas no infravermelho próximo através de três filtros diferentes(J, H, K) foram combinadas utilizando uma nova técnica que retira o efeito de ecrã escuro da poeira, resultando assim uma imagem limpa do centro da galáxia.

O que os astrônomos descobriram é surpreendente: “Existe claramente um anel de estrelas e enxames escondido por trás das camadas de poeira, e as nossas imagens mostram-no bem, com um detalhe sem precedentes,” diz Jouni Kainulainen, autor principal do artigo que apresenta estes resultados. “Uma análise mais detalhada desta estrutura fornecerá importantes pistas sobre como terá ocorrido o processo de fusão e qual terá sido a função da formação estelar durante o mesmo.”

Os pesquisadores estão entusiasmados com as possibilidades desta nova técnica: “Estes são os primeiros passos no desenvolvimento de uma nova técnica que tem o potencial de traçar, a alta resolução e de maneira bastante eficaz, nuvens de gás gigantes noutras galáxias,” explica o co-autor João Alves. “Saber como estas nuvens gigantes se formam e evoluem é compreender como é que as estrelas se formam nas galáxias.”

Esperando pelos novos telescópios planeados, tanto terrestres como espaciais, “esta técnica é complementar dos dados de rádio que o ALMA obterá para galáxias próximas, e ao mesmo tempo abre boas perspectivas de investigação de populações estelares extragalácticas, com o futuro European Extremely Large Telescope do ESO e com o Telescópio Espacial James Webb, uma vez que a poeira é omnipresente nas galáxias,” diz o co-autor Yuri Beletsky.

Observações anteriores feitas com o instrumento ISAAC montado no VLT (Very Large Telescope) do ESO revelaram que existe um buraco negro de grande massa no interior de Centaurus A.

© ESO (centro de Centaurus A)

A sua massa é cerca de 200 milhões de vezes a massa do nosso Sol, ou ainda, 50 vezes mais maciço que o buraco negro que se encontra no centro da nossa Via Láctea. Contrastando com a nossa galáxia, o buraco negro de grande massa na Centaurus A está sendo continuamente alimentado por matéria que cai no seu interior, fazendo com que esta galáxia gigante seja muito ativa. De fato, Centaurus A é uma das fontes de rádio mais brilhantes do céu. Jatos de partículas altamente energéticas vindas do centro, são igualmente observadas em imagens de rádio e raios-X.

Fonte: ESO e Daily Galaxy

Uma jovem estrela diabólica

Apesar das cores celestiais da imagem a seguir, não tem nada de pacífico sobre a região de formação de estrela conhecida como S106 ou Sh 2-106.

© Hubble (região S106)

Uma jovem estrela diabólica, denominada de S106 IR, localiza-se no material ejetado a alta velocidade, que corrompe o gás e a poeira ao redor. A estrela tem uma massa de mais ou menos 15 vezes a massa do Sol e está na fase final de seu processo de formação. Em breve ela irá acalmar e entrar na sequência principal onde passará a fase adulta de sua vida.

No momento, a S106 IR permanece mergulhada em sua nuvem natal, mas está se rebelando contra ela. O material expelido da estrela não somente dá à nuvem a forma de uma ampulheta mas também faz o gás hidrogênio ficar muito quente e turbulento.

A estrela jovem também aquece o gás ao redor, fazendo com que alcance temperaturas de 10.000ºC. A radiação da estrela ioniza os lobos de hidrogênio fazendo com que eles brilhem. A luz desse gás brilhante é colorida de azul na imagem.

Separando essas regiões de gás brilhante existe uma espessa linha de poeira mais fria, que aparece em vermelho na imagem. Esse material escuro esconde quase que completamente a estrela ionizada da nossa visão, mas o jovem objeto ainda pode ser visto através da parte mais selvagem da linha de poeira.

O S106 foi o 106˚ objeto a ser catalogado pelo astrônomo Stewart Sharpless em 1950. Ela está localizada a poucos milhares de anos-luz de distância na direção da constelação de Cygnus, o Cisne. A nuvem por si só é relativamente pequena para os padrões das regiões de formação de estrelas, aproximadamente 2 anos-luz ao longo do eixo maior. Isso representa aproximadamente a metade da distância entre o Sol e a estrela mais próxima, a Proxima Centauri.

Fonte: ESA

Uma galáxia transbordando de estrelas novas

A NGC 253 brilha a cerca de 11,5 milhões de anos-luz de distância na constelação austral do Escultor.

© ESO (galáxia NGC 253)

É muitas vezes apenas chamada Galáxia do Escultor, embora se lhe dêem também outros nomes como a Galáxia da Moeda de Prata ou do Dolar de Prata. É facilmente observável através de binóculos, já que é uma das galáxias mais brilhantes no céu, depois da enorme vizinha da Via Láctea, a Galáxia de Andrômeda.

Os astrônomos observaram formação estelar muito intensa espalhada por toda a galáxia e classificaram-na como uma galáxia de formação estelar explosiva. Mais pormenores sobre a NGC 253 foram obtidos com o Very Large Telescope do ESO (VLT) e com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. Em 2009, estes instrumentos mostraram que, no seu centro, a NGC 253 alberga um buraco negro supermassivo com propriedades muito semelhantes às do buraco negro que se esconde no centro da Via Láctea.

Os muitos nodos brilhantes que polvilham a galáxia são maternidade estelares, onde estrelas quentes jovens começam a brilhar. A radiação emitida por estas jovens gigantes azuis-esbranquiçadas faz brilhar intensamente as nuvens de hidrogênio que se encontram em seu redor.

Esta galáxia foi descoberta por uma astrônoma alemã-inglesa, Caroline Herschel, irmã do famoso astrônomo William Herschel, quando procurava cometas em 1783. Os Herschels teriam ficado maravilhados com o rico e imenso detalhe desta imagem da NGC 253 obtida pelo VST.

Esta imagem foi captada durante a fase de verificação científica do VST -  quando o desempenho científico do telescópio é testado antes do começo das operações. Os dados VST foram combinados com imagens no infravermelho do VISTA de modo a identificarem-se as gerações de estrelas mais jovens presentes na galáxia. A imagem tem mais de 12.000 pixels de comprimento e as excelentes condições atmosféricas do céu  do Observatório do Paranal do ESO, combinadas com a óptica do telescópio, resultaram em imagens de estrelas muito nítidas espalhadas por toda a imagem.

O VST é um telescópio de rastreio de campo largo de 2,6 metros de diâmetro, com um tamanho de campo de um grau - correspondente a duas vezes o tamanho da Lua Cheia. O projeto VST é uma colaboração entre o INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) através do Osservatorio Astronomico di Capodimonte em Nápoles (Itália) e o ESO. A câmara OmegaCAM com 268 milhões de pixels, no coração do telescópio, foi montada para mapear o céu de forma rápida mas com qualidade de imagem exemplar. O VST é o maior telescópio do mundo concebido exclusivamente para mapear o céu no visível, complementando assim o VISTA, o telescópio de rastreio infravermelho do ESO, também instalado no Paranal.

Observando esta imagem de forma ampliada não só nos dá a possibilidade de inspecionar detalhadamente a formação estelar nos braços em espiral da galáxia, mas também nos revela a rica tapeçaria de fundo, composta por galáxias muito mais distantes que a NGC 253.

Fonte: ESO

Supernova de Tycho: emissora de raios gama

No início de novembro de 1572, os observadores na Terra testemunhou o surgimento de uma "nova estrela" na constelação de Cassiopéia, um evento reconhecido agora como a mais brilhante supernova a olho nu em mais de 400 anos.

© NASA (remanescente de supernova Tycho)

Muitas vezes chamado de "supernova de Tycho", após o grande astrônomo dinamarquês Tycho Brahe, que ganhou notoriedade por seu extenso estudo do objeto, anos de dados coletados pelo telescópio espacial raios gama Fermi revelaram que continua sendo a estrela despedaçada que brilha devido aos raios gama de alta energia.
A supernova de 1572 foi um dos maiores divisores de água na história da astronomia. A estrela brilhava num momento em que o céu da noite foi considerado como uma parte fixa e imutável do Universo.

A supernova apareceu pela primeira vez em torno de 06 de novembro, mas o tempo ruim manteve-a longe de Tycho, até que em 11 de novembro foi notada por ele.

A supernova permaneceu visível por 15 meses e não apresentou movimento no céu, indicando que ela estava localizada muito além do Sol, da Lua e dos planetas. Astrônomos modernos estimam que o restante encontra-se entre 9.000 e 11.000 anos-luz de distância.
A detecção fornece aos astrônomos outra pista para entender a origem dos raios cósmicos, partículas subatômicas constituídas principalmente por prótons, que se movem através do espaço a velocidades próximas à da luz. Exatamente onde e como essas partículas alcançam tais energias incríveis tem sido um mistério de longa data, porque as partículas carregadas em alta velocidade através da galáxia são facilmente desviadas por campos magnéticos interestelares. Isso torna impossível de rastrear os raios cósmicos de volta para suas fontes.
Os raios gama são a forma mais energética de luz e penetrante, que servem como indicadores para a aceleração de partículas que dão origem aos raios cósmicos.
"Essa detecção nos dá provas que sustentam a noção de que os restos de supernova podem acelerar os raios cósmicos", disse o co-autor Stefan Funk, astrofísico do Instituto Kavli de Astrofísica e Cosmologia de Partículas (KIPAC), em conjunto localizado no SLAC National Accelerator Laboratory e a Universidade de Stanford, na Califórnia.
Em 1949, o físico Enrico Fermi sugere que os raios cósmicos de energias elevadas foram acelerados nos campos magnéticos de nuvens de gás interestelar.

Após mais de dois anos e meio de escaneando o céu, os dados LAT (Large Area Telescope) mostram claramente que uma região de emissão de raios gama com energia de GeV (gigaelétron-volts) é associada com o remanescente da supernova de Tycho; para comparação, a energia da luz visível é cerca de 2 a 3 de elétron-volts.

© JAXA (supernova de Tycho em raios-X, infravermelho e rádio)

A imagem acima mostra o plasma quente (cerca de dez milhões K, em azul por Suzaku), poeira quente (cerca de 100 K, em vermelho por AKARI), e gás molecular frio (CO; em verde por Galactic).

O remanescente da supernova de Tycho é um importante achado para o Fermi, porque este objeto foi tão estudado extensivamente em outras partes do espectro eletromagnético, e agora tem grande oportunidade para identificar uma assinatura espectral indicando a presença de raios cósmicos.
Os pesquisadores concluíram que um processo de produção de píon é a melhor explicação da emissão. Primeiro, um próton viajando perto da velocidade da luz atinge um próton de movimento mais lento. Essa interação cria uma partícula instável - um píon - com apenas 14 por cento da massa do próton. Em apenas 10 milionésimos de um bilionésimo de segundos ocorre o decaimento do píon em um par de raios gama.
Se esta interpretação estiver correta, então em algum lugar dentro do remanescente, os prótons estão sendo acelerados até perto da velocidade da luz, e em seguida, interagindo com as partículas mais lentas para produzir raios gama, a forma mais extrema de luz.
Fonte: Daily Galaxy