O Cisne e a Borboleta

A imagem abaixo foi realizda pelo telescópio espacial Hubble que mostra a NGC 7026, uma nebulosa planetária.

© Hubble (nebulosa planetária NGC 7026)

Localizada um pouco além da ponta da cauda da constelação Cygnus, o Cisne, essa nuvem de gás brilhante e poeira em forma de borboleta representa os destroços de uma estrela como o Sol.

As nebulosas planetárias, apesar do nome, nada tem a ver com planetas. Elas de fato, são fenômenos de período relativamente curto, que ocorre no final da vida de uma estrela de tamanho médio. À medida que a fonte de combustível nuclear vai se esgotando suas camadas externas são expelidas, deixando para trás somente o núcleo quente da estrela. À medida que o envelope gasoso aquece, os átomos são excitados, e então iluminam como uma fonte fluorescente.

As luzes fluorescentes como conhecemos na Terra, obtêm suas cores brilhantes de gases que a preenchem. As famosas luzes de neon, produzem um brilho avermelhado, enquanto que as luzes ultravioletas, ou luz negra como são conhecidas, normalmente possuem mercúrio. O mesmo acontece nas nebulosas, suas cores vivas são produzidas por uma mistura de gases ali presentes.

Essa imagem da NGC 7026 mostra o brilho da estrela em verde, o brilho do gás nitrogênio brilhante em vermelho, e a luz do oxigênio em azul. Na realidade, isso aparece verde, mas a cor nessa imagem foi desviada para aumentar o contraste.

Além da luz visível, a NGC 7026 emite radiação de raios X, e tem sido estudada também pelo telescópio espacial da ESA XMM-Newton. Os raios X resultam das temperaturas extremas do gás presente na NGC 7026.

Fonte: ESA

O tripleto de nebulosas em Sagitário

Essas três brilhantes nebulosas são freqüentemente apresentadas em passeios telescópicos pela constelação de Sagittarius e pelos campos repletos de estrelas da parte central da Via Láctea.

© Martin Pugh (nebulosas M8, M20 e NGC 6559)

De fato, o turista cósmico do século 18, Charles Messier catalogou duas dessas nebulosas, a M8, a grande nebulosa à esquerda do centro, e a colorida M20 à direita. A terceira, é a chamada NGC 6559, que aparece acima da M8, e que está separada da nebulosa maior por uma linha escura de poeira. Todas as três nebulosas são berçários estelares localizados a uma distância aproximada de 5 mil anos-luz. A expansiva M8 com aproximadamente 100 anos-luz de diâmetro, é também conhecida como a Nebulosa da Lagoa. A M20, é popularmente conhecida como Nebulosa Trífida. O gás hidrogênio brilhante cria a cor vermelha dominante das nebulosas de emissão, cor essa que contrasta com as tonalidades azuladas, mais destacada na Trífida, devido à luz estelar refletida pela poeira. Essa vasta paisagem cósmica também inclui o aglomerado estelar aberto de Messier, M21, localizado um pouco acima e a direita da Trífida.

Fonte: NASA

Compreendendo a formação da Via Láctea

Quatro estrelas moribundas no halo da Via Láctea estão fornecendo nova informação sobre o nascimento de nossa galáxia.

© NASA (ilustração da Via Láctea)

Uma nova técnica revelou as idades dessas estrelas, e aplicar o mesmo método a outras deve propiciar uma compreensão melhor de como a galáxia se reuniu após o Big Bang.

Para deduzir a evolução precoce da Via Láctea, os astrônomos tem que medir as idades das estrelas mais velhas. A maioria das estrelas da galáxia, incluindo o Sol, reside em um disco fino, mas as estrelas antigas ficam em um halo em torno desse disco. Os membros mais brilhantes do halo são um aglomerado de estrelas embaladas chamado globulares, cuja idade é determinada pela cor e brilho de suas muitas estrelas. Porém, para toda estrela em um aglomerado globular, existem cerca de 100 estrelas no halo por conta própria, e datá-las tem sido um grande desafio.

O astrônomo Jason Kalirai, do Instituto de Ciências do Telescópio Espacial, em Baltimore, Maryland, nos Estados Unidos, criou um novo modo para medir as idades das estrelas individuais do halo. A técnica explora o conceito básico da evolução estelar: quanto mais pesada é uma estrela, mais rapidamente ela morre. Estrelas de halo morrem se transformando em gigantes vermelhas, e depois em anãs brancas, estrelas densas um pouco maiores que a Terra. Anãs brancas não têm atividade nuclear, então, esfriam e desaparecem, e com elas suas idades. Assim, as mais quentes e mais brilhantes dessas estrelas apagadas entraram no estágio de anãs brancas mais recentemente.

O astrônomo Timothy Beers, diretor do Observatório Nacional de Kitt Peak, no Arizona, afirma que o método utilizado por Kalirai pode ser usado para datar outras estrelas no halo interno, mas também no externo, que prevalece além da borda do disco estelar da Via Láctea.

Kalirai espera, baseado em simulações de como as galáxias se formam, que o halo exterior da Via-Láctea seja mais velho. Suas estrelas provavelmente surgiram cerca de 13,5 bilhões de anos atrás em pequenas galáxias que a Via Láctea incorporou.

Se Kalirai conseguir estabelecer as idades de diferentes partes do halo, astrônomos poderão ter uma ideia mais clara da sequência de eventos que levaram à formação da galáxia logo após o Big Bang.

Primeiramente, Kalirai analisou anãs brancas quentes do aglomerado globular de estrelas mais próximo, o M4, que fica na constelação de Escorpião e tem 12,5 bilhões de anos. Os espectros das anãs brancas indicam que as estrelas são 53% mais massivas que o Sol.

Então, o astrônomo estudou quatro anãs brancas quentes que não residem em um aglomerado globular, mas que pertencem ao halo interno, o componente do halo que domina nas imediações do Sol. As quatro são tão quentes, de 14 mil a 20 mil Kelvin, que elas são azuis, demonstrando que viraram anãs brancas há pouco tempo. Kalirai descobriu que elas são 55% mais massivas que o Sol, mais massivas que as recém-formadas anãs brancas do M4, e então veio de progenitores mais pesados e de menor duração.

Segundo o relatório publicado por Kalirai, as quatro anãs brancas significam que a idade do halo interior é de cerca 11,4 bilhões de anos, mais jovem que o mais velho aglomerado globular, que tem 13,5 bilhões de anos.

Fonte: Science e Nature

O ALMA vira seus olhos para Centaurus A

Uma nova imagem do centro da galáxia peculiar Centaurus A, obtida com o Atacama Large Millimeter/submillimiter Array (ALMA), mostra como este novo observatório permite aos astrônomos observar através das opacas camadas de poeira que obscurecem o centro da galáxia, com uma qualidade nunca antes alcançada.

© ESO (galáxia Centaurus A vista pelo ALMA)

O ALMA está atualmente em fase preliminar de observações científicas, já que se encontra ainda em construção. No entanto, já é o telescópio mais potente do seu gênero. O observatório acaba de emitir uma chamada de propostas para o seu próximo ciclo de observações, durante o qual o telescópio, em crescimento, terá ainda mais capacidades.

A Centaurus A é uma rádio galáxia elíptica de grande massa, uma galáxia que emite intensamente no rádio, e é a mais proeminente, assim como a mais próxima, rádio galáxia no céu. Ela situa-se a cerca de 12 milhões de anos-luz de distância na constelação austral do Centauro. Esta galáxia chama-se Centaurus A porque foi a primeira fonte principal de ondas rádio a ser descoberta na constelação do Centauro, nos anos 1950. Também é referida como NGC 5128. A galáxia foi descoberta pelo astrônomo britânico James Dunlop em 4 de Agosto de 1826.

Por isso mesmo Centaurus A já foi observada com muitos telescópios diferentes. O seu centro muito luminoso abriga um buraco negro com uma massa de cerca de 100 milhões de vezes a massa do Sol.

Na radiação visível, a característica mais importante desta galáxia é uma faixa escura que obscurece o seu centro (ver por exemplo Um olhar profundo na Centaurus A). Esta faixa de poeira é composta por enormes quantidades de gás, poeira e estrelas jovens. Estas características, juntamente com a intensa emissão rádio, são evidências de que Centaurus A resultou da colisão entre uma galáxia elíptica gigante e uma galáxia espiral menor, cujos restos formam a faixa de poeira.

Para se poder ver através da poeira obscurante da faixa central, os astrônomos têm que observar utilizando radiação com maiores comprimentos de onda. Esta nova imagem da Centaurus A combina observações feitas em comprimentos de onda da ordem de um milímetro, obtidas com o ALMA, e observações feitas em radiação infravermelha próxima. Por isso mesmo, fornece-nos uma visão bastante clara que atravessa a poeira em direção ao centro luminoso da galáxia.

As novas observações ALMA, mostradas em tons de verde, amarelo e laranja, revelam a posição e o movimento das nuvens de gás na galáxia. São as observações mais nítidas e sensíveis obtidas até hoje. O ALMA foi afinado de modo a detectar sinais com um comprimento de onda de cerca de 1,3 milímetros emitidos por moléculas de monóxido de carbono. O movimento do gás na galáxia provoca ligeiras variações neste comprimento de onda, devido ao efeito Doppler. O efeito Doppler é a variação no comprimento de onda de uma onda para um observador que se desloca relativamente à origem da onda. Moléculas em nuvens de gás no espaço emitem radiação em comprimentos de onda bem definidos, e por isso o movimento destas nuvens leva a uma ligeira variação dos comprimentos de onda que são detectados.

O movimento do gás é mostrado nesta imagem como variações na cor. As regiões mais verdes correspondem ao gás que se aproxima de nós, enquanto as mais alaranjadas mostram o gás que se afasta. Podemos assim observar que o gás que se encontra à esquerda do centro se desloca na nossa direção, enquanto que o gás à direita do centro se desloca no sentido contrário, indicando deste modo que o gás está orbitando a galáxia.

As observações do ALMA estão sobrepostas a uma imagem da Centaurus A obtida no infravermelho próximo com o instrumento SOFI montado no New Technology Telescope (NTT) do ESO. A imagem foi processada com o auxílio de uma técnica inovadora que retira o efeito de cortina da poeira (veja Centaurus A: uma galáxia canibal). Podemos observar um anel de estrelas e aglomerados que brilham com uma cor dourada, os restos da galáxia espiral que está sendo desfeita pela atração gravitacional da galáxia elíptica gigante.

O alinhamento entre o anel de estrelas observado pelo NTT em radiação infravermelha e o gás observado pelo ALMA nos comprimentos de onda milimétricos, enfatiza aspectos diferentes de estruturas semelhantes na galáxia. Este é um exemplo de como observações com outros telescópios podem complementar as novas observações do ALMA.

A construção do ALMA, no planalto do Chajnantor no norte do Chile, estará completa em 2013, quando as 66 antenas de alta precisão estiverem totalmente operacionais. Metade das antenas já foram instaladas. As observações científicas preliminares com uma parte da rede começaram em 2011 (veja O ALMA abre os olhos) e já estão produzindo resultados extraordinários (veja Funcionamento de um sistema planetário próximo). As observações do ALMA da Centaurus A mostradas aqui foram obtidas durante a fase de comissionamento e verificação científica do telescópio.

Fonte: ESO

Anatomia de um fluxo estelar

Os astrônomos pensavam que a formação estelar envolvia simplesmente a coalescência gradual de material sobre a influência da gravidade.

© Hubble (jato de emissão oriundo da estrela jovem HH211)

A formação de uma nova estrela é um processo complexo: entre outras coisas, envolve a montagem de um disco circunstelar, possivelmente pré-planetário em natureza, e ao mesmo tempo a ejeção de material como jatos bipolares perpendiculares a esses discos.

Estes fluxos ajudam as jovens estrelas a equilibrar o seu crescimento durante a acreção do material, mas ao mesmo tempo perturbam o ambiente. Embora já se saiba da existência de jatos em estrelas jovens há mais de vinte anos, as suas influências sobre o ambiente têm permanecido incertas, em parte devido às nuvens de poeira nas quais as estrelas se formam, que obscurecem o espectro óptico.

Astrônomos do Observatório Astrofísico do Smithsonian em Cambridge, no estado americano do Massachusetts, Achim Tappe, Jan Forbrich e Charlie Lada, juntamente com outros dois colegas, usaram o espectrômetro a bordo do telescópio espacial Spitzer para estudar um fluxo estelar jovem e relativamente próximo (objeto Herbig Haro 211, ou HH211).

Já se sabia que este jato veloz, à medida que escava o meio interestelar, chocava com gás; o processo é muito parecido com um jato que se move mais depressa que o som e cria uma onda de choque. Mas para o fluxo estelar jovem, vários aspectos detalhados ainda permaneciam envoltos em mistério.

Os cientistas descobriram no espectro infravermelho um rico tesouro de emissão brilhante produzida por pelo menos sete diferentes moléculas excitadas pelo choque - hidrogênio molecular, água, dióxido de carbono, monóxido de carbono, OH, HD, e uma espécie ionizada de HCO. Foram também observadas inúmeras linhas atômicas.

Os astrônomos concluíram que o choque tem regiões distintas ao longo do seu percurso e enquanto escava a nuvem natal a velocidades de cerca de 40 quilômetros por segundo. Na ponta, onde o jato subitamente encontra o gás ambiente e diminui de velocidade, existe material ionizado e forte emissão de hidrogênio molecular; mais perto da estrela, as temperaturas dos gases e as densidades variam sistematicamente à medida que o gás excitado começa a arrefecer.

Podem ser observados brilhantes nós ao longo de todo o jato, que são ou o resultado de quentes aglomerados expelidos ou aglomerados previamente existentes que colidiram com o jato à medida que este passava por lá.

O novo artigo científico está entre os primeiros a descobrir e a analisar a complexa radiação infravermelha das ondas de choque em torno de estrelas recém-nascidas, e abre a porta para novos métodos de estudar o ambiente das regiões de formação estelar.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Escorpião em vermelho e azul

As nuvens de poeira cósmica diminuem a luz proveniente de estrelas localizadas em segundo plano. Mas elas também refletem a luz das estrelas mais próximas.

© John Davis (nebulosa de reflexão na constelação do Escorpião)

Como as estrelas brilhantes tendem a irradiar fortemente na porção azul do espectro visível, e a poeira interestelar espalha a luz azul mais fortemente do que a vermelha, as nebulosas de reflexão empoeiradas tendem a ser azuis. Belos exemplos disso são as nebulosas de reflexão localizadas perto das brilhantes e quentes estrelas Pi e Delta Scorpii, localizadas na parte superior esquerda e inferior direita da imagem acima, feita através de um telescópio e que destaca a constelação do Escorpião. Logicamente, as nebulosas de emissão vermelhas que contrastam na imagem acima são também causadas pela radiação energética de estrelas quentes. Os fótons ultravioletas ionizam os átomos de hidrogênio localizados nas nuvens interestelares produzindo a característica linha de emissão vermelha de hidrogênio alfa à medida que os elétrons se recombinam. Localizadas a aproximadamente 600 anos-luz de distância, as nebulosas são encontradas na segunda versão do catálogo Sharpless, como Sh2-1, a esquerda com as nebulosas de reflexão Vdb 99 e Sh2-7. Na distância estimada, esse campo de visão tem aproximadamente 40 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

As cores da galáxia Catavento

Uma nova imagem foi divulgada pela NASA da galáxia do Catavento (Pinwheel), ou M101, que combina dados obtidos em infravermelho, luz visível, ultravioleta e raios X por quatro de seus telescópios espaciais.

© NASA (galáxia do Catavento)

O estudo em múltiplos espectros mostra que tanto estrelas jovens quanto antigas estão distribuídas uniformemente pela galáxia, além de permitir aos astrônomos associarem as emissões dos diferentes tipos de objetos presentes, o que pode dar informações sobre suas características e os processos de sua formação.
Localizada a cerca de 21 milhões de anos-luz da Terra na direção da constelação de Ursa Maior, a galáxia do Catavento é cerca de 70% maior que a Via Láctea e foi palco da primeira explosão de uma supernova. Na imagem, as partes em vermelho são compostas por observações em infravermelho do telescópio espacial Spitzer e evidenciam as regiões onde as estrelas estão se formando na galáxia. Já em amarelo estão os dados obtidos em luz visível pelo Hubble, a maior parte vinda de estrelas ao longo da sequência principal da evolução estelar, enquanto em azul está a luz ultravioleta vista pelo satélite Galex (Galaxy Evolution Explorer), que destaca as estrelas jovens, com cerca de apenas 1 milhão de anos de idade. Por fim, em roxo, estão as emissões em raios X detectadas pelo observatório espacial Chandra, geralmente liberadas pela explosão de estrelas e o gás e materiais superaquecidos a caminho de serem devorados por um buraco negro.

Fonte: NASA

Um par de galáxias sobrepostas

A NGC 6670 (também conhecida como UGC 11284) é um par de galáxias sobrepostas interagindo e que são vistas de lado desde a Terra.

© Hubble (NGC 6670)

As galáxias envolvidas nessa interação são a NGC 6670E e a NGC 6670W separadas por apenas 50.000 anos-luz de distância e localizadas a 400 milhões de anos-luz na constelação de Pavo.

Entretanto, apesar de não se identificar nenhum aspecto de maré  opticamente, os astrônomos detectaram uma cauda de H I de aproximadamente 295.000 anos-luz de comprimento, o que sugere que as galáxias estão interagindo e que já experimentaram uma aproximação. As galáxias foram perturbadas por uma interação. Em particular a NGC 6670E parece ter sido quase que destruída.

As observações mostram que a aproximação prévia entre as galáxias tiveram um grande impacto e que elas estão agora nos estágios iniciais de uma segunda interação. A NGC 6670 apesar de estar ainda nos estágios iniciais de uma interação, há evidências de explosões de estrelas. A NGC 6670 brilha no infravermelho com uma luminosidade mais de cem bilhões de vezes maior que a luminosidade do nosso Sol.

Fonte: ESA

Onda de choque de uma supernova

Observações feitas com o observatório de raios X Chandra da NASA forneceram a primeira evidência de uma onda de choque de uma supernova passando através de um casulo de gás ao redor da estrela que explodiu.

© Chandra/Hubble (galáxia UGC 5189A)

Essa descoberta pode ajudar os astrônomos a entenderem por que algumas das supernovas são muito mais poderosas do que outras.

No dia 3 de Novembro de 2010, uma supernova foi descoberta na galáxia UGC 5189A, localizada a 160 milhões de anos-luz de distância. Usando dados do telescópio All Sky Automated Survey no Havaí, obtidos anteriormente, os astrônomos determinaram essa explosão de supernova no começo de Outubro de 2010 (tempo da Terra).

A imagem composta acima da UGC5189A, mostra os dados de raios X do Chandra em roxo e os dados ópticos do mesmo objeto obtidos pelo telescópio espacial Hubble em vermelho, verde e azul. A SN2010jl é a fonte muito brilhante de raios-X perto do topo da galáxia.

Uma equipe de pesquisadores usou o Chandra para observar essa supernova em Dezembro de 2010 e novamente em Outubro de 2011. A supernova foi uma das mais luminosas que já foram detectadas em raios X.

Os resultados dessas observações foram publicados num artigo que apareceu na edição de 1 de Maio de 2012 do The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Exoplaneta recém-descoberto pode virar pó

Pesquisadores do MIT (Massachusetts Institute of Technology) e da NASA detectaram um possível planeta, a cerca de 1.500 anos-luz de distância, que parece estar evaporarando-se sob o intenso calor da sua estrela, denominada KIC 12557548.

© NASA (ilustração da desintegração do planeta)

Os cientistas acham que uma longa cauda de detritos, muito parecida às caudas dos cometas, segue o planeta, e que esta cauda poderá contar a história da desintegração do planeta. De acordo com os cálculos da equipe, vai desaparecer completamente daqui a 100 milhões de anos.

Foi descoberto que o planeta poeirento orbita a sua estrela a cada 15 horas; uma das órbitas mais rápidas já observadas. Tal pequena órbita deve ser muito íntima e implica que o planeta seja aquecido pela sua estrela laranja até uma temperatura de 1.980ºC. Os cientistas teorizam que o material rochoso à superfície do planeta derrete e evapora a estas altas temperaturas, formando um vento que transporta gás e poeira para o espaço. Densas nuvens de poeira seguem o planeta à medida que gira em torno da estrela.

As descobertas do grupo, publicadas na revista Astrophysical Journal, têm por base dados do Observatório Kepler, um telescópio espacial que monitoriza mais de 160.000 estrelas na Via Láctea. O observatório regista o brilho de cada estrela em intervalos regulares; os cientistas então analisando os dados em busca de sinais de novos planetas para além do nosso Sistema Solar.

Os astrônomos normalmente usam o telescópio Kepler para identificar exoplanetas ao observar diminuições regulares no brilho de uma estrela. Por exemplo, se uma estrela diminui de brilho a cada mês, uma possibilidade é que a diminuição seja devida à passagem de um planeta uma vez por mês; de cada vez que o planeta viaja em frente da estrela (a partir da perspectiva da Terra), o planeta bloqueia a mesma quantidade de luz.

O grupo examinou as curvas de luz da estrela, um gráfico do brilho ao longo do tempo, e descobriu que a sua luz diminui por intensidades diferentes a cada 15 horas, sugerindo que algo bloqueia a estrela regularmente, mas por graus diferentes.

A equipe considerou várias explicações para os confusos dados, incluindo a possibilidade de um sistema duplo de planetas orbitando a estrela, podendo bloquear diferentes quantidades de luz durante cada eclipse. Os dados, no entanto, falharam no suporte desta hipótese: a diminuição a cada 15 horas é demasiado curta para permitir espaço suficiente à interação de dois corpos planetários, do mesmo modo que a Terra e a Lua orbitam o Sol.

Ao contrário, os pesquisadores conceberam uma hipótese nova: que as diferentes intensidades de luz são provocadas por um corpo algo amorfo e em constante mutação.

Os vários modos como a poeira pode ser criada e expelida de um planeta foram investigados. É provável que o planeta deve ter um campo gravitacional pequeno, tal como o de Mercúrio. O planeta também deve ser extremamente quente, cerca de 1.980º C.

Existem duas explicações para a formação da poeira planetária: pode entrar em erupção como cinza de vulcões à superfície, ou ser formada a partir de metais vaporizados a altas temperaturas que depois condensa em poeira. No que toca à quantidade expelida do planeta, a equipe mostra que o planeta pode perder poeira suficiente para explicar os dados do Kepler. Graças aos seus cálculos, os pesquisadores concluíram que a esta velocidade, o planeta será completamente desintegrado daqui a 100 milhões de anos.

Os cientistas criaram um modelo do planeta em órbita da sua estrela, bem como da grande cauda de poeira. As partes mais densas rodeiam imediatamente o planeta, ficando mais leves à medida que se afastam. O grupo simulou o brilho da estrela à medida que o planeta e a sua nuvem de poeira passavam em frente, e descobriu que os padrões de luz coincidem com as curvas irregulares de luz obtidas pelo Observatório Kepler.

Muitos estudos levaram à conclusão de que os planetas não são objetos eternos, podem morrer de modos extraordinários, e este pode ser um caso onde o planeta irá se evaporar completamente no futuro.

Fonte: NASA

Pulsar pode desafiar Einstein

Os objetos mais densos do Universo têm um novo campeão de pesos pesados: um pulsar tão pequeno que pode ocupar uma área de quase 100 km² mas que tem uma massa 2,04 vezes a do Sol.

© NASA (ilustração do pulsar J0348+0432)

O pulsar poderá ser usado para ajudar a testar a teoria da relatividade geral de Einstein, mas a sua própria existência pode colocar esta teoria científica em risco.

Os pulsares são "cadáveres" estelares com uma rápida rotação que varrem o céu como um farol com um feixe de ondas de rádio à medida que rodam. Os pulsares mais rápidos encontram-se em sistemas binários com outro objeto como uma estrela ou uma anã branca. O pulsar roda mais rápido ao roubar material da sua companheira. Esta combinação pode continuar por bilhões de anos até que os objetos colidem e fundem-se.

De acordo com a teoria da relatividade geral de Einstein, que descreve como a gravidade funciona, os dois corpos excitam fortes ondulações no espaço-tempo - ondas gravitacionais - à medida que espiralam na direção um do outro. Embora as ondas gravitacionais não tenham sido observadas diretamente, temos fortes evidências da sua existência. O estudo destes sistemas binários com pulsares pode ser uma boa maneira de as observar e de verificar que as previsões da relatividade geral são verdadeiras.

O pulsar J0348+0432, recentemente intitulado como o pulsar mais massivo conhecido. O pulsar apareceu num estudo através do telescópio Green Bank no estado americano da Virginia do Oeste, quando o telescópio estava parcialmente parado para reparos. Durante meses, a gigantesca antena com 100 metros não pôde ser dirigida.

A pesquisadora Victoria Kaspi da Universidade McGill em Montreal, Canadá apresentou a sua nova descoberta na Conferência Harvard-Smithsonian de Astrofísica Teórica em Cambridge, Massachusetts, EUA, esta semana.

Ela e seus colegas identificaram o pulsar graças aos pulsos de rádio que emite a cada 39 milissegundos. Está numa íntima órbita binária com uma anã branca, um outro tipo de cadáver estelar e menos denso, com 0,172 vezes a massa do Sol. A comparação do modo como os dois objetos oscilam nas suas órbitas permitiu à equipe calcular a massa do pulsar: 2,04 vezes a massa do Sol, até agora inédita. O anterior detentor do recorde tinha uma modesta massa de 1,97 sóis.

O par de objetos é um laboratório particularmente bom para testar a relatividade geral devido à diferença entre a massa do pulsar e a massa da anã branca. Em algumas teorias alternativas da gravidade que poderiam assumir se a relatividade geral possa revelar incorreta, a estrela de nêutrons poderá sentir efeitos gravitacionais dentro de si que a relativamente esbelta anã branca não tem. Estes efeitos podem distorcer a gravidade e libertar ondas gravitacionais extras, aumentando a velocidade de atração entre os dois objetos, um efeito que os astrônomos podem observar mesmo sem ver as ondas gravitacionais diretamente.

"Podemos começar a restringir a gravidade num regime totalmente novo," afirma Kaspi.

Mas a massa extra do pulsar pode ser um problema para a relatividade geral. Os pulsares aglomeram a sua massa numa bola com até 20 ou 24 km de diâmetro. As teorias de como os átomos colapsam em espaços tão apertados prevêem que as estrelas de nêutrons não podem ficar com massas superiores a duas massas solares, ou serão forçadas a colapsar num buraco negro.

"Se o próximo detentor do recorde tiver muito mais que 2 massas solares, então temos que rever algumas das nossas teorias, possivelmente até pensar em modificações na relatividade geral," afirma Feryal Ozel da Universidade Estatal do Arizona em Tucson, EUA. Ozel está à espera que a incerteza acerca da massa do novo pulsar diminua antes que comece a preocupar-se, mas "2,04 massas solares está quase no ponto em que temos que verificar tudo".

Mas outros cientistas pensam que é demasiado cedo para nos preocuparmos com um novo desafio a Einstein.

Scott Hughes, professor associado de física no Instituto de Tecnologia do Massachusetts, não está preocupado com a descoberta. "A gravidade é um item na lista dos porquês da massa do pulsar ser tão alta. Mas está muito abaixo na lista. Sabe-se muito pouco acerca do material nuclear a estas densidades, mas as equações plausíveis do estado acomodam estrelas desta massa dentro dos padrões sem real dificuldade."

Fonte: New Scientist

Impacto de explosão solar sobre a Terra

O telescópio espacial Kepler vem fornecendo novas descobertas sobre as colossais explosões que podem afligir algumas estrelas.

© NASA (super flare em estrelas semelhantes ao Sol)

Estes lançamentos enormes de energia magnética, conhecidos como "super flares", podem danificar a atmosfera de um planeta em órbita nas proximidades, colocando em risco as formas de vida que eventualmente residam ali.

Felizmente o Kepler mostra que as super flares são muito menos frequentes em estrelas de baixa rotação, como nosso Sol. O telescópio da NASA observa 100 mil estrelas em um pedaço de céu entre 600 e 3 mil anos-luz da Terra.

A maior explosão solar registrada foi provavelmente o evento conhecido como "Carrington", em 1º de setembro de 1859. Descrito pelo astrônomo inglês Richard Carrington, essa explosão enviou uma onda de radiação eletromagnética e partículas carregadas em direção à Terra. Os campos magnéticos embutidos na bolha de matéria atingiram o próprio campo magnético da Terra, produzindo luzes espetaculares, semelhantes à aurora boreal. Os campos elétricos gerados interromperam as comunicações por telégrafo na época.

Surpreendentemente, a explosão solar Carrington é insignificante se comparada a alguns dos eventos observados pelo Kepler. Os super flares podem ser 10 mil vezes mais fortes.

O Kepler busca rastrear mudanças na luz gerada pelas explosões que possam indicar se planetas em órbita mudaram de posição em relação a estas estrelas. Mas, ao fazer essas observações, o Kepler também está reunindo informações sobre o brilho repentino associado às super flares.

Hiroyuki Maehara, da Universidade de Kyoto, no Japão, e seus colegas revisaram estes dados para compilar estatísticas sobre a frequência e o tamanho dos super flares. O Kepler observou um total de 365 super flares durante 120 dias.

Os números confirmam que muito poucas (0,2%) estrelas semelhantes ao Sol apresentam explosões desta magnitude. Isso pode ser explicado por padrões que indicam que as super flares podem ser causadas por interações magnéticas entre planetas gigantes e as estrelas; algo diferente do que vemos em nosso Sistema Solar, no qual Júpiter e Saturno orbitam longe do Sol.

Uma outra observação interessante do Kepler é de que as estrelas que têm super flares exibem áreas de baixa temperatura extremamente grandes, em contraposição às altas temperaturas em seu entorno. Carrington identificou um conjunto de pontos de baixa temperatura associados à famosa explosão solar de 1859. No entanto, estes pontos seriam ínfimos se comparados com os associados às super flares vistas pelo Kepler.

Os cientistas há muito especulam sobre o impacto que uma super flare em nosso Sol pode ter na Terra. A expectativa é de que o fenômeno iria varrer a camada de ozônio, levando ao aumento da radiação ao nível do solo. Extinções generalizadas poderiam acontecer. Porém, há outro lado disso. Em alguns sistemas planetários distantes, super flares podem gerar condições para existência de vida, fornecendo energia suficiente às atmosferas desses mundos para iniciar a química necessária para o desenvolvimento biológico.

As novas observações foram relatadas na revista Nature.

Fonte: BBC Brasil

Nascimento do maior superaglomerado de galáxias

O observatório espacial Herschel descobriu um gigante filamento contendo bilhões de estrelas novas.

© Herschel (filamento constituído de estrelas)

O filamento conecta dois aglomerados de galáxias que, juntamente com um terceiro grupo, que está originando um dos maiores superaglomerados de galáxias no Universo.

O filamento é a primeira estrutura do gênero visto em uma época cósmica crítica, quando o acúmulo de coleções colossais de galáxias gerando superaglomerados começou a tomar forma. A ponte brilhante da galáxia oferece aos astrônomos uma oportunidade única para explorar como as galáxias evoluem e se fundem para formar superaglomerados.
"Estamos entusiasmados com este filamento, porque pensamos que a intensa formação de estrelas que vemos em suas galáxias está relacionada com a consolidação do superaglomerado circundante", diz Kristen Coppin, um astrofísico da Universidade McGill, no Canadá, e autor de um novo artigo no Astrophysical Journal Letters.
"Esta ponte luminosa de formação estelar nos dá um instantâneo de como a evolução da estrutura cósmica em escalas muito grandes afeta a evolução das galáxias individuais presas dentro dela", diz Jim Geach, um co-autor, que também é baseado na McGill.
O filamento intergaláctico, contendo centenas de galáxias, abrange 8 milhões de anos-luz e ligações de dois dos três grupos que compõem um superaglomerado conhecido como RCS2319. Este superaglomerado emergente é um objeto extremamente raro e distante, cuja luz levou mais de sete bilhões de anos para chegar até nós.
O RCS2319 é ​​objeto de um estudo observacional enorme, liderado por Tracy Webb e seu grupo na McGill.
Observações anteriores em luz visível e raios X tinham encontrado os núcleos do aglomerado que sugeriu a presença de um filamento. A poeira encobre grande parte da atividade de formação estelar no início do Universo, mas telescópios como o Herschel pode detectar o brilho infravermelho da poeira, ela é aquecida por estrelas nascentes.
A quantidade de luz infravermelha sugere que as galáxias no filamento estão produzindo o equivalente a cerca de 1.000 massas solares (a massa do nosso Sol é de 1,99 × 10³⁰ kg) de novas estrelas por ano. Para efeitos de comparação, a nossa galáxia, a Via Láctea está produzindo cerca de uma massa solar de novas estrelas por ano.
A alta taxa de interações e fusões entre galáxias podem ser reservatórios de gás das galáxias, iniciando formação estelar.
Ao estudar o filamento, os astrônomos serão capazes de explorar a a progressão da vida de uma galáxia. As galáxias no filamento do RCS2319 irão eventualmente migrar em direção ao centro do superaglomerado emergente.

O papel do ambiente em influenciar a evolução galáctica é uma das questões fundamentais da astrofísica moderna.

Fonte: Instituto de Tecnologia da Califórnia

A massiva estrela binária da nebulosa AB7

A imagem abaixo mostra a AB7, uma das maiores nebulosas localizada nas Nuvens de Magalhães, duas galáxias satélites da nossa Via Láctea.

© ESO (nebulosa AB7)

A nebulosa AB7 é uma estrela binária que consiste de uma estrela WR, uma estrela massiva altamente desenvolvida e uma estrela massiva de meia idade companheira e do tipo espectral O.

Essas estrelas excepcionais geram ventos estelares muito fortes, eles continuamente ejetam partículas energéticas, como o vento estelar do nosso Sol, mas entre 10 e 1.000 vezes mais intensamente do que a nossa estrela. Esses poderosos ventos exercem uma enorme pressão no material interestelar ao redor e formam de maneira forçada nuvens em bolhas, que podem ser visíveis claramente na imagem acima em coloração azul.

A AB7 é particularmente notável: a imensa nebulosa associada a região He II (hélio uma vez ionizado) indica que essa estrela é uma das, se não, a mais quente estrela do tipo WR conhecida com uma temperatura superficial que excede os 120.000 graus. Um pouco fora dessa nebulosa, uma pequena rede de filamentos verdes é visível, esses filamentos são na verdade partes remanescentes de uma outra explosão de supernova.

Fonte: Daily Galaxy

Asteroides potencialmente perigosos à Terra

A NASA calcula que há 4,7 mil asteroides potencialmente perigosos para a Terra, segundo os dados da sonda WISE, que analisa o cosmos com luz infravermelha.

© NASA/NEOWISE (asteroides com órbitas próximas à Terra)

As observações da WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) permitiram a melhor avaliação da população dos asteroides potencialmente perigosos de nosso Sistema Solar.

Esses asteroides têm órbitas próximas à Terra e são suficientemente grandes para resistir à passagem pela atmosfera terrestre e causar danos se caírem no nosso planeta. Os novos resultados foram recolhidos pelo projeto NEOWISE, que estudou, utilizando luz infravermelha, uma porção de 107 asteroides potencialmente perigosos próximos à Terra com a sonda WISE para fazer prognósticos sobre toda a população em seu conjunto.

Segundo a NASA, há aproximadamente 4.700 deles, com uma margem de erro de mais ou menos 1.500, que têm diâmetros maiores de 100 metros. Até o momento, calcula-se que entre 20% e 30% desses objetos foram localizados.

"Fizemos um bom começo na busca dos objetos que realmente representam um risco de impacto com a Terra", disse Lindley Johnson, responsável pelo Programa de Observação de Objetos Próximos à Terra, desenvolvido pela NASA.

No entanto, "temos de encontrar muitos e será necessário um grande esforço durante as próximas duas décadas para encontrar todos os que podem causar graves danos ou ser destino das missões espaciais no futuro".

A nova análise também sugere que existam cerca de duas vezes mais asteroides potencialmente perigosos do que se pensava anteriormente, e é provável que estão localizados em "inclinação" de baixa órbita, que estão mais alinhadas com o plano da órbita da Terra. Além disso, esses objetos de menor inclinação, parecem ser um pouco mais brilhante e menor do que os outros asteroides próximos da Terra que passam mais tempo longe da Terra. Uma possível explicação é que muitos dos asteroides potencialmente perigosos podem ter se originado de uma colisão entre dois asteroides do cinturão principal que fica entre Marte e Júpiter. O maior corpo com uma órbita de baixa inclinação pode ter se rompido no cinturão principal, fazendo com que alguns dos fragmentos sejam lançados em órbitas mais próximas da Terra.

Os resultados do NEOWISE foram aceitos para publicação no Astrophysical Journal.

Fonte: NASA