Uma ilha galáctica

Em termos do estado real intergaláctico, o nosso Sistema Solar faz parte de uma grande galáxia espiral, a Via Láctea.

© Hubble (galáxia DDO 190)

Numerosas, mas menos glamorosas, as galáxias anãs fazem companhia à Via Láctea. Muitas galáxias, contudo, são comparativamente isoladas, sem vizinhos próximos. No exemplo, mostrado na imagem acima, temos a pequena galáxia conhecida como DDO 190, registrada pelo telescópio espacial Hubble. A sigla DDO significa, David Dunlap Observatory, agora administrado pela Royal Astronomical Society of Canada, onde o catálogo foi criado.

A galáxia DDO 190 é classificada como uma galáxia anã irregular já que ela é relativamente pequena e sem uma estrutura clara. As estrelas avermelhadas e mais velhas populam os subúrbios da DDO 190, enquanto que estrelas azuladas mais jovens brilham no centro conturbado da DDO 190. Alguns bolsões de gás ionizado aquecido pelas estrelas aparecem aqui e ali, com os mais notáveis brilhando em direção à parte inferior da DDO 190.  Além disso, um grande número de galáxias distantes, entre elas espirais, elípticas e também algumas de forma pouco definida brilham em segundo plano na imagem.

A DDO 190 localiza-se a aproximadamente 190 milhões de anos-luz de distância do nosso Sistema Solar. Ela é considerada parte do grupo de galáxias Messier 94, não muito distante do nosso Grupo Local de galáxias onde a Via Láctea está inserida. O astrônomo canadense Sidney van der Bergh foi o primeiro a registrar  a DDO 190 em 1959 como parte do catálogo DDO de galáxias anãs.

Embora, dentro do grupo Messier 94, a DDO 190 está praticamente sozinha. A galáxia mais próxima é a DDO 187, que está a aproximadamente 3 milhões de anos-luz de distância. Em comparação, muitas das galáxias companheiras da Via Láctea se localizam a uma distância equivalente a um quinto dessa, e mesmo a grande galáxia espiral de Andrômeda está mais perto de nós do que a vizinha mais próxima da DDO 190.

Fonte: NASA

Colisão iminente de aglomerados estelares

Astrônomos usando dados do telescópio espacial Hubble captaram dois aglomerados repletos de estrelas massivas que podem estar nos estágios iniciais de fusão.

© NASA (aglomerado 30 Doradus)

Os aglomerados estão a 170.000 anos-luz de distância, na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia pequena satélite da nossa Via Láctea.

Inicialmente se pensava ser apenas um aglomerado no núcleo da região de formação de estrelas denominada 30 Doradus (também conhecida como a nebulosa Tarântula), mas foi encontrado uma composição de dois grupos que diferem na idade em cerca de um milhão de anos.

Todo o complexo 30 Doradus tem sido uma região de formação estelar ativa por 25 milhões de anos, e atualmente é desconhecido quanto tempo esta região pode continuar a criar novas estrelas. Sistemas menores que se mesclam em outros maiores poderiam ajudar a explicar a origem de alguns dos maiores aglomerados de estrelas conhecidos.

A cientista Elena Sabbi, do Space Telescope Science Institute em Baltimore, Maryland, e sua equipe começaram a olhar para a área durante a procura de estrelas em fuga, estrelas com movimento rápido que foram expulsas de seus berçários estelares onde se formaram. "Estrelas supostamente deveriam se formar em aglomerados, mas há muitas estrelas jovens no 30 Doradus que não poderiam se formar onde estão, elas podem ter sido ejetada a uma velocidade muito elevada a partir de 30 Doradus", disse Sabbi.

Ela então percebeu algo incomum a respeito do aglomerado quando se olha para a distribuição das estrelas de baixa massa detectadas pelo Hubble. Não é esférica, tal como era esperado, mas tem características um pouco semelhante à forma de duas galáxias que se fundem onde as suas formas são alongados pela força da gravidade das marés. Indícios do Hubble para a fusão iminente vem de uma estrutura alongada em um dos aglomerados, e da mensuração de uma idade diferente entre os dois aglomerados.

De acordo com alguns modelos, as nuvens de gás gigantescas, dos quais formam aglomerados de estrelas podem fragmentar em pequenos pedaços. Uma vez que esses pequenos pedaços precipitam estrelas, elas poderiam interagir e se fundirem para se tornar um grande sistema.

Além disso, há um número extraordinariamente grande de estrelas de alta velocidade em torno de 30 Doradus que foram expulsas do núcleo de 30 Doradus, como resultado de interações dinâmicas. Estas interacções são muito comuns durante um processo chamado de colapso do núcleo, em que mais estrelas maciças afundam para o centro de um aglomerado por interações dinâmicas com estrelas de menor massa. Quando muitas estrelas massivas alcançarem o núcleo, o núcleo torna-se instável e estas estrelas de grande massa começam ejetar as de menor massa a partir do aglomerado.

O grande aglomerado R136 no centro da região Doradus 30 é muito jovem e já experimentou um colapso do núcleo. No entanto, uma vez que em sistemas menores o colapso do núcleo é muito mais rápido, o grande número de estrelas de fuga que foi encontrado na região de 30 Doradus pode ser melhor explicado se um pequeno aglomerado estiver incorporado ao R136.

Estudos irão acompanhar a área com maiores detalhes e em maior escala para ver se outros aglomerados estarão interagindo com os observados. Em particular, a sensibilidade no infravermelho do futuro telescópio James Webb Space Telescope (JWST), vai permitir aos astrônomos olhar profundamente para as regiões da Nebulosa da Tarântula que são obscurecidas na luz visível. Nessas regiões as estrelas mais frias estão escondidas dentro de casulos de poeira.

Esta descoberta fornece a compreensão dos detalhes da formação de aglomerados e como as estrelas se formaram no início do Universo.

Fonte: NASA

Formação planetária em estrelas

Uma equipe internacional liderada pelo astrônomo do Centro de Astrofísica da Universidade do Porto (CAUP) Vardan Zh. Adibekyan, sugere que metais, como o magnésio, desempenham um papel importante na formação de planetas de pequena massa.

© NASA (ilustração de disco de poeira ao redor de estrela)

A equipe analisou espectros de alta resolução de 1.111 estrelas semelhantes ao Sol, obtidos pelo espectrógrafo HARPS (ESO). Em 109 destas estrelas são conhecidos planetas de grande massa (semelhantes a Júpiter), e em 26 são conhecidos planetas semelhantes a Netuno.
A pesquisa focou especialmente o estudo da abundância dos elementos alfa dessas estrelas, como o magnésio (Mg), silício (Si) ou titânio (Ti). Os resultados mostram que a proporção destes elementos, em relação à quantidade de ferro (Fe), é consistentemente superior nas estrelas com planetas, com a maior discrepância observada para o magnésio.
“Esta descoberta indicia que alguns metais, sem ser o ferro, estão envolvidos no processo de formação de planetas, em especial quando a quantidade de ferro é menor que no caso do Sol. Estes resultados restringem fortemente as teorias de formação planetária, em especial no caso de planetas de pequena massa”, comentou Vardan.
A principal teoria para a formação de planetas sugere que estes se formam pela aglutinação de pequenas partículas de elementos pesados (metais), originando corpos cada vez maiores. Os resultados deste estudo sugerem que os planetas necessitam de uma quantidade mínima destes metais para se formarem. Assim, a formação de planetas, mesmo os de pequena massa, depende do tipo de poeira presente na nuvem que deu origem à estrela e ao sistema planetário.

Fonte: CAUP

O notável aglomerado de galáxias Fênix

A NASA anunciou o descobrimento de um aglomerado de galáxias denominado Fênix, que é um dos maiores e mais ativos objetos descobertos até agora no Universo.

© NASA (ilustração da região central do aglomerado de galáxias)

O pesquisador Michael McDonald, do Instituto Tecnológico de Massachusetts em Cambridge, destacou que se trata de um objeto único que contém "a maior taxa de formação de estrelas jamais vista no centro de um conjunto de galáxias".

O descobrimento foi possível pelas observações do observatório de raios X Chandra da NASA, do telescópio da South Pole Telescope e outros oito observatórios internacionais. O aglomerado de galáxias, localizado a 5,7 bilhões de anos-luz da Terra, pode levar os astrônomos a repensar a forma destas estruturas colossais e das galáxias. A superestrutura é também o maior gerador de raios X de qualquer grupo conhecido e um dos mais sólidos.

Além disso, segundo os dados colhidos, a velocidade de esfriamento de gás quente nas regiões centrais do agrupamento é a maior já observada, o que pode fornecer informação sobre como se formam as galáxias. "Apesar da galáxia central da maioria dos grupos ter estado inativa durante bilhões de anos, a galáxia central nesse grupo parece ter voltado à vida com uma nova explosão de formação estelar", explica McDonald.

© NASA (aglomerado de galáxias Fênix)

Esta composição inclui uma imagem de raios X do Chandra da NASA (em roxo), uma imagem óptica do telescópio Blanco de 4 metros (em vermelho, verde e azul), e uma imagem da radiação ultravioleta obtida pelo Galaxy Evolution Explorer (GALEX) da NASA (em azul).

Como outros aglomerados de galáxias, o Fênix contém uma enorme reserva de gás quente, que por sua vez tem mais matéria que todas as galáxias do conjunto combinadas. O gás quente emite grande quantidade de raios X, esfriando rapidamente o centro do aglomerado, o que provoca um fluxo de gás para o interior e a formação de um grande número de estrelas, o que não é muito habitual.

Os astrônomos acham que o buraco negro supermassivo que costuma ser encontrado na galáxia central destes conjuntos bombeia energia ao sistema, o que evita que um esfriamento do gás ocasione uma explosão de formação de estrelas.

No entanto, no caso do Fênix, os jatos de energia desprendidos do buraco negro gigante da galáxia central não são suficientemente potentes para prevenir o esfriamento, consequentemente há uma elevada atividade. Os dados do Chandra e também das observações em outros comprimentos de onda, apontam que o buraco negro supermassivo está crescendo muito rapidamente, cerca de 60 vezes a massa do Sol a cada ano.

"Uma taxa que possivelmente é insustentável", segundo Bradford Benson da Universidade de Chicago e coautor do estudo, já que o buraco negro é muito grande, com uma massa de aproximadamente 20 bilhões de vezes a massa do Sol.

"Esse ritmo de crescimento não pode durar mais de 100 milhões de anos. Caso contrário, a galáxia e o buraco negro voltariam muito maiores que seus pares no Universo próximo", aponta Bradford.

Um artigo será publicado nesta semana na revista britânica Nature.

Fonte: NASA

A Nebulosa do Cachimbo

A Nebulosa do Cachimbo é o exemplar perfeito de uma nebulosa escura. Originalmente os astrônomos pensavam que estas eram áreas do céu onde não existiam estrelas.

© ESO (Nebulosa do Cachimbo)

Mais tarde, descobriu-se que as nebulosas escuras são na realidade constituídas por nuvens de poeira interestelar, tão espessas que bloqueiam a radiação que vem das estrelas que se encontram por trás. A Nebulosa do Cachimbo aparece-nos sob um fundo de nuvens estelares próximas do centro da Via Láctea na constelação de Ofiúco (ou Serpentário).

A Barnard 59 forma a boquilha da Nebulosa do Cachimbo e está retratada nesta nova imagem do Wide Field Imager, montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros. Esta estranha e complexa nebulosa escura situa-se a cerca de 600 a 700 anos-luz de distância. A Nebulosa do Cachimbo é composta por Barnard 65, 66, 67 e 78, para além da Barnard 59. Pode ser facilmente observada a olho nu num céu limpo e escuro e encontra-se melhor nas latitudes sul, onde aparece mais alta no céu.

A nebulosa retira o seu nome do astrônomo americano Edward Emerson Barnard, que foi o primeiro a registar de forma sistemática as nebulosas escuras por meio de longas exposições fotográficas e um dos que reconheceram a sua natureza empoeirada. Barnard catalogou um total de 370 nebulosas escuras em todo o céu. Um homem empreendedor, comprou a sua primeira casa com o dinheiro que ganhou ao descobrir vários cometas. Barnard era um excelente observador, possuidor de uma visão fora do comum, que fez várias contribuições em muitas áreas da astronomia no final do século XIX e princípio do século XX.

À primeira vista, a nossa atenção foca-se no centro da imagem onde nuvens escuras interligadas se parecem com as pernas de uma aranha gigante na sua teia de estrelas. No entanto, e depois de alguns momentos começamos a reparar em vários detalhes. Formas indefinidas no meio da escuridão são iluminadas por novas estrelas que se formam. A formação estelar é bastante comum no interior de regiões que contêm nuvens moleculares densas, tais como as nebulosas escuras. A poeira e o gás juntam-se sob a influência da gravidade e mais e mais matéria é atraída até que se forma uma estrela. No entanto, comparada com regiões semelhantes, a Barnard 59 tem relativamente pouca formação estelar e possui por isso ainda muita poeira.

Ao se olhar com atenção consegue-se ainda distinguir mais de uma dúzia de pequenos traços azuis, verdes e vermelhos espalhados por toda a imagem. São, na realidade, asteroides, pedaços de rocha e metal com alguns quilômetros de extensão que orbitam o Sol. A maioria situa-se no cinturão de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter. A Barnard 59 encontra-se a cerca de dez milhões de vezes mais longe da Terra do que estes pequeníssimos objetos. Os asteroides movimentam-se durante as exposições e por isso criam traços curtos. Como esta fotografia foi criada a a partir de várias imagens obtidas em cores diferentes e em alturas diferentes, os diversos traços de cor encontram-se deslocados uns relativamente aos outros.

E finalmente, enquanto aprecia esta tapeçaria de objetos celestes rica em texturas, lembre-se que quando olha para esta região do céu a partir da Terra, consegue tapar a imagem inteira com o seu polegar, se esticar o seu braço, apesar da região ter cerca de seis anos-luz de extensão.

Fonte: ESO

Buracos negros escondidos no Universo

A galáxia NGC 1068 ou M77 é mostrada a seguir com um buraco negro ativo em seu núcleo.

© Chandra (galáxia NGC 1068)

Astrônomos ao estudarem galáxias extremas semelhantes no infravermelho descobriram que o material que obscurece o núcleo pode estar localizado sobre uma região estendida, e não confinado em uma área pequena.

No centro da maioria das galáxias, incluindo a nossa Via Láctea existe um buraco negro supermassivo. O material que cai no interior do buraco negro aquece e pode irradiar de forma dramática, por vezes, também impulsiona a ejeção de jatos bipolares de partículas carregadas. Nesses chamados núcleos galácticos ativos (AGN) observou-se dois aspectos: brilhante, gás quente movendo-se rapidamente com características de emissão de poeira, ou poeira de absorção com modesto deslocamneto de gás.
De acordo com o modelo "unificado" do AGN, essas e a maioria das outras variações na aparência são principalmente devido ao ângulo em que uma galáxia e seu motor central são vistos. No primeiro caso, a galáxia é vista de frente, e com movimento rápido de gás perto do buraco negro é claramente visível. Neste último caso, toda a galáxia, bem como uma região obscurecida pela poeira em torno do buraco negro é visto de lado, tal região bloqueia a nossa visão do gás que se move rapidamente, ocorrendo absorção no infravermelho devido à poeira.

Os astrônomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) Andy Goulding, Bill Forman, Christine Jones, e Markos Trichas realizaram um estudo sobre a origem dessa absorção no infravermelho.

Eles utilizaram o espectrômetro infravermelho do telescópio espacial Spitzer para examinar a presença de poeira em todos os 20 AGNs próximos com colunas extremamente grandes de gás neutro (espessura Compton AGN).

Os espectros fornecem medidas quantitativas de formação de estrelas, bem como a absorção de poeira. Foi encontrado que, em uma minoria significativa de casos, a poeira absorvente é espalhada sobre uma região maior, em apoio de uma variante do modelo unificado. Os pesquisadores alertam que esses tipos de AGNs têm níveis anormalmente elevados de formação estelar.

Fonte: Astrophysical Journal

Um século da descoberta dos raios cósmicos

Os raios cósmicos são núcleos atômicos que viajam por milhões de anos com velocidades próximas da velocidade da luz até chegarem na Terra.

© NASA (colapso de estrela gigante emitindo raios cósmicos)

No início de agosto, os cientistas comemoram os 100 anos da sua descoberta, mas a história desses raios cósmicos começa bem antes.
Em 1780, um exímio cientista, o físico francês Charles-Augustin de Coulomb, percebeu que uma esfera eletricamente carregada perdia espontaneamente sua carga. Isto era estranho por que até então se pensava que o ar fosse um isolante, não um condutor.
Em 1860, Henri Becquerel descobriu a radioatividade, e que os raios X podiam ionizar o ar. O ar ionizado tornava-se então condutor. Em seguida, surgiu outro mistério: mesmo que você protegesse um condutor eletrificado com chumbo, ele continuava perdendo a carga. Como isto acontecia, quando se sabia que o chumbo barrava as radiações conhecidas?
O cientista austríaco Victor Hess descobriu que a ionização do ar era três vezes maior em grandes altitudes que ao nível do mar. Em 7 de agosto de 1912, viajando de balão de ar quente a 5.000 metros de altitude, ele fez medidas da ionização e descobriu que ela crescia com a altitude, descoberta que lhe rendeu um prêmio Nobel de Física em 1936. Hess concluiu que devia haver uma fonte radioativa extremamente poderosa penetrando a atmosfera, vinda de fora.
Nos anos seguintes, os cientistas descobriram que os raios cósmicos, como Robert Millikan os chamava, não eram raios, mas sim partículas com carga elétrica e muita energia. Na maioria prótons, elas atingiam a atmosfera e criavam uma cascata de subprodutos: fótons, elétrons e múons.
Se a natureza da radiação cósmica era conhecida, o mesmo não se podia dizer da origem destas partículas, ainda um mistério. Que fenômeno natural era este que arremessava uma partícula a velocidade muito próxima da velocidade da luz, e com até 100 bilhões de vezes mais energia que os nossos mais poderosos aceleradores de partículas?
Uma teoria proposta dizia que estas partículas eram aceleradas por explosões de supernovas, e também pelo vento estelar de estrelas supermassivas. Tudo que se precisava fazer para provar isso era encontrar uma galáxia que tivesse muitas estrelas em formação, como a galáxia M82, ou Galáxia do Charuto, que tem uma atividade de geração de novas estrelas muito intensa.

© Hubble (galáxia do Charuto)

Em 2009, vinte anos depois da teoria ser proposta, o telescópio VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) conseguiu confirmá-la.
Apesar da descoberta do VERITAS, ainda estão sendo feitos estudos para identificar a origem dos raios cósmicos mais poderosos que chegam ao nosso planeta, para confirmar a hipótese da origem das partículas. O Observatório Pierre Auger é um dos que está investigando esta origem. Ele é composto de 1.600 detectores Cherenkov espalhados em uma área de 3.000 km² na Argentina.
O sistema que controla todos estes detectores acabou também sendo usado em outra aplicação inusitada: controlar via rádio as sinalizações de uma linha de trem na Escócia. A segurança da linha de 700 quilômetros é um resultado indireto dos voos de balão de ar quente de Hess, um século atrás.

Fonte: ScienceDaily

Mistério das estrelas super massivas

Em 2010 os cientistas descobriram quatro estrelas de tamanho monstruoso, tendo a mais pesada cerca de 300 vezes a massa do Sol.

© Wikipédia (ilustração da estrela Wolf-Rayet R136a1)

Apesar de sua luminosidade incrível, estes objetos exóticos, localizados no aglomerado de estrelas gigantes R136 na galáxia vizinha Grande Nuvem de Magalhães, até agora não foi encontrado em nenhum outro lugar. Agora, um grupo de astrônomos da Universidade de Bonn tem uma nova explicação: as estrelas ultra massivas foram formadas a partir da fusão de estrelas mais leves em sistemas binários apertados. A equipe apresenta seus resultados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

A Grande Nuvem de Magalhães (LMC), que está a uma distância de 160.000 anos-luz, é a galáxia satélite mais próxima da Via Láctea e contém cerca de 10 bilhões de estrelas. A LMC tem regiões que formam muitas estrelas, com a mais ativa sendo a Nebulosa da Tarântula de 1.000 ano-luz de diâmetro, onde as quatro estrelas super massivas são encontradas.

Essa nuvem de gás e poeira é um local altamente fértil de estrelas na LMC também conhecida como 30 Doradus ou NGC 2070. Perto do centro, de 30 Doradus está a R136, o mais brilhante berçário estelar não só na LMC, mas em todo o "Grupo Local" de mais de 50 galáxias (incluindo a nossa) e do grupo das estrelas ultra massivas.
Até a descoberta desses objetos em 2010, as observações da Via Láctea e outras galáxias sugeriu que o limite superior para as estrelas que se formaram no Universo hoje foi de cerca de 150 vezes a massa do sol. Este valor representa um limite universal que parece aplicar-se a todas as estrelas do firmamento.
As quatro estrelas ultra brilhantes e massivas na R136 são uma exceção para esse limite amplamente aceito. A sua descoberta significa que o nascimento de estrelas na região de 30 Doradus está acontecendo de uma maneira muito diferente de outras partes do universo? Se assim for, seria desafiar a natureza universal do processo de formação de estrelas, uma premissa fundamental da astronomia moderna.
O grupo de Bonn, incluindo também o pesquisador líder Dr. Sambaran Banerjee, modelou as interações entre as estrelas em uma simulação de computador criando um conjunto de mais de 170.000 estrelas constituindo um agloamerado estelar virtual.

Efetuando os cálculos, observou que com tantas estrelas massivas em pares binários apertados e com frequentes encontros aleatórios, alguns dos quais resultaram em colisões onde duas estrelas se aglutinaram em objetos mais pesados.

Imagine duas estrelas volumosas perto uma da outra circulando entre si, mas onde a dupla fica separada pela atração gravitacional das suas estrelas vizinhas. Se sua órbita inicialmente circular é esticada o suficiente, então o choque acidental entre essas estrelas e as outras ao redor formam uma única estrela ultra massiva.
Apesar da física extremamente complicada que está envolvida no processo de colisão de duas estrelas muito maciças, foi possível encontrar esse modelo bastante convincente para explicar as monstruosas estrelas vistas na Nebulosa da Tarântula.

Fonte: Royal Astronomical Society

Estrela sugada por buraco negro

Uma estrela sugada por um buraco negro a 3,9 bilhões de anos-luz emitiu sinais pouco antes de desaparecer do Universo.

© NASA/M. Weiss (ilustração de um buraco negro)

Parte destes sinais de raios X atingiu a Terra no ano passado. Agora, cientistas conseguiram decifrar do que se tratavam. Os sinais mostravam pulsos de raios X que subiam e desciam de intensidade a cada 200 segundos. O que eles pensaram ser inicialmente a emissão de raios gama de uma fonte desconhecida acabou se mostrando um fenômeno inédito: era o primeiro pulso de raio X detectado de um buraco negro supermassivo; calcula-se que tenha de 0,5 a 5 milhões de vezes a massa do Sol, e tão distante de nós. Estima-se que estes sinais tenham sido enviados da fronteira mais próxima do buraco negro: um milhão de quilômetros do centro.
”A descoberta ajudará os astrônomos a entender melhor o que ocorre no horizonte de eventos do buraco negro antes de toda a matéria ser sugada”, disse Rubens Reis, pós-doutor na Universidade de Michigan, que fez parte da equipe de cientistas que analisou os dados.
A equipe analisou dados de dois observatórios de raios X: Suzaku, um satélite nipo-americano, e XMM-Newton, que é administrado pela ESA (Agência Espacial Europeia). Os sinais de oscilações quase periódicas, conhecidos pela sigla QPO, foram detectados pela primeira vez em 28 de março de 2011 pelo satélite Swift da NASA.
Esses sinais são características de discos de acreção, que são aglomerações de matérias que cercam os objetos mais compactos do Universo, como as estrelas anãs branca, as estrelas de nêutrons ou os buracos negros.
Até agora, o QPO só havia sido detectado um torno de um único buraco negro supermassivo e estava a 576 milhões de anos-luz da Terra, que é uma distância relativamente próxima. Agora, os sinais chegam de um buraco negro que está a 3,9 bilhões de anos-luz de nós.
A estrela passou por uma intensa turbulência no momento em que chegou perto do buraco negro e logo foi destruída. Alguns dos gases foram expelidos na direção do buraco negro e formaram um disco em torno dele. A parte interna do disco aqueceu rapidamente a milhões de graus, o suficiente para emitir raios X.
Ao mesmo tempo, por meio de processos ainda não completamente conhecidos, formaram-se jatos perpendiculares ao disco do buraco negro, ejetando matéria a uma velocidade de cerca de 90% da luz. Um desses jatos apontou diretamente para Terra, são os sinais captados recentemente pelos astrônomos. Sinais semelhantes foram vistos em torno de pequenos buracos negros em nossa própria galáxia, mas este é o primeiro pulso de um buraco negro tão grande e tão longe.
A Teoria Geral da Relatividade de Einstein prevê que há uma distância mínima em que a matéria pode orbitar estavelmente um torno de um buraco negro, antes de ser engolida. Cálculos da equipe sugerem que os restos da estrela estavam provavelmente a apenas um milhão de quilômetros do horizonte de eventos.

Fonte: Science

Encontrado progenitor de supernova?

Cientistas detectaram sinais emitidos por um sistema binário de estrelas que, acreditam, está prestes a se tornar uma supernova.

© NASA (remanescente de supernova Tycho)

As supernovas são explosões termonucleares de estrelas que propiciam episódios de extrema violência no Universo. Quando ocorrem, os sinais emitidos fornecem muitas informações. Foi por meio do estudo das supernovas, por exemplo, que possibilitou inferir que o Universo está se expandindo a taxas elevadas. No entanto, pouco é conhecido sobre o processo que precede a explosão. Mas isso está prestes a mudar.
Um sistema binário é formado por duas estrelas que orbitam em torno de um mesmo centro de massa, transferindo matéria da maior para a menor. Quando a massa da estrela anã atinge 1,4 vezes a do Sol, ela explode e produz a supernova.
Mas a grande questão é explicar qual a natureza da estrela doadora de massa, por que a estrela anã suga tanta matéria e se o processo como isso ocorre pode interferir nas características da explosão.
Há inúmeros sistemas binários no Universo, e os pesquisadores conseguiram identificar um potencial candidato a progenitor de uma supernova.
Neste sistema, chamado de QU Carinae, eles identificaram a presença de gás de sódio, o que é geralmente associado a ocorrência de uma supernova. O sistema contém uma estrela anã branca, que está acumulando massa de uma estrela gigante, e os gases de sódio foram detectados ao redor do sistema.

A pesquisa foi liderada por Stella Kafka, da Carnegie Institution.

"Entender esses sistemas, a natureza das duas estrelas, a maneira pela qual a massa é trocada, e a sua evolução a longo prazo nos dará uma visão abrangente sobre como binários podem criar uma das explosões mais importantes do universo", diz Stella Kafka, da Carnegie Institution for Science, líder da pesquisa, que teve a colaboração de Kent Honeycutt, da Universidade de Indiana, e Bob Williams, do Space Telescope Science Institute.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Evidência da forma de uma supernova

Uma equipe de astrônomos japoneses acredita ter descoberto a forma de uma supernova, explosão que ocorre quando a vida de uma estrela massiva chega ao fim.

© NAOJ (ilustração da estrutura de uma supernova em 3D)

O grupo afirma que as estrelas explodem em três dimensões, contrariando a teoria difundida de explosão bipolar. As observações foram feitas pela câmera e espectrógrafo óptico de objetos fracos (FOCAS) do telescópio Subaru do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ) no Havaí.

A supernova ocorre quando estrelas de massa superior a oito massas solares terminam suas vidas com uma explosão brilhante. A explosão resultante e a ejeção massiva de elementos enriquece a composição química do Universo, e acredita-se que possam espalhar ingredientes para a existência de vida. No entanto, os pesquisadores sabem pouco sobre como essas explosões ocorrem.

A teoria diz que as explosões aconteceriam de uma das duas formas: ou seriam explosões bipolares causada por rotação, ou explosões granulosas em três dimensões, impulsionadas por convecção. As últimas pesquisas indicam que a teoria tridimensional estaria correta.

Embora pareça fácil ver a forma de uma supernova simplesmente tirando uma fotografia dela, observá-la é uma tarefa desafiadora. Como a maioria das supernovas acontecem em galáxias a milhões, ou centena de milhões de anos-luz de distância, elas ficam parecidas com um ponto, ainda que elas se expandam em uma velocidade de 10 mil km/s.

A equipe japonesa usou um método especial de detecção para revelar a forma da supernova. Os astrônomos mediram a chamada "polarização", que fornece informações sobre a direção da vibração de ondas eletromagnéticas de vários tipos de explosões. Foram realizadas simulações numéricas para emissões, baseadas no que se sabe sobre supernovas, descobrindo padrões diferentes de polarização para explosões bipolares e granulosas.

Os astrônomos detectaram a polarização dos dois tipos de supernova, o que indicou que as supernovas não são, normalmente, redondas. Eles também descobriram que cada uma tem vários ângulos de polarização, o que consiste com a teoria das explosões em 3D.

Fonte: NAOJ

Um redemoinho azul no rio Eridano

Uma nova imagem obtida com o Very Large Telescope (VLT) do ESO mostra a galáxia NGC 1187.

© ESO (galaxia NGC 1187 e supernova SN 2007Y)

Esta espiral impressionante situa-se a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância na constelação do Eridano, o Rio. A NGC 1187 foi descoberta em Inglaterra por William Herschel em 1784. Duas explosões de supernova já foram observadas na NGC 1187 nos últimos trinta anos, sendo a última em 2007. Esta nova imagem da galáxia é a mais detalhada obtida até agora.

Vemos a galáxia NGC 1187 praticamente de face nesta nova imagem do VLT, o que nos dá uma perspectiva muito boa da sua estrutura em espiral. Podemos observar cerca de meia dúzia de braços espirais proeminentes, cada um contendo enormes quantidades de gás e poeira. As regiões azuladas nos braços em espiral indicam a presença de estrelas jovens nascidas de nuvens de gás interestelar.

Se olharmos na direção das regiões centrais, podemos ver o brilho amarelado do bojo da galáxia. Esta parte é praticamente toda constituída por estrelas velhas, gás e poeira. No caso da NGC 1187, em vez de um bojo redondo, temos uma sutil estrutura central barrada. Tais estruturas barradas atuam como um mecanismo que encaminha o gás dos braços espirais para o centro, aumentando a formação estelar nessa região.

Em torno do exterior da galáxia podemos observar muitas outras galáxias mais tênues e distantes. Algumas até brilham através do disco da própria NGC 1187. As suas tonalidades, principalmente vermelhas, contrastam com os aglomerados estelares de cor azul pálida pertencentes ao objeto muito mais próximo.

A NGC 1187 parece tranquila e imutável, no entanto viu já acontecer duas explosões de supernova desde 1982. As supernovas são explosões estelares muito violentas, que resultam da morte de uma estrela de elevada massa ou de uma anã branca num sistema binário. Uma classe de explosões de supernova ocorre no final da vida de uma estrela de elevada massa - estrelas com mais de oito massas solares - quando o seu combustível nuclear se esgota e a estrela já consegue contrabalançar o colapso gravitacional, produzindo assim uma explosão violenta. Alternativamente, pode também ocorrer uma explosão de supernova num sistema estelar binário, onde a anã branca rica em carbono-oxigénio suga matéria da sua estrela companheira de massa mais elevada. Se for transferida massa suficiente, a estrela começará a colapsar, produzindo uma explosão de supernova. As supernovas encontram-se entre os fenômenos mais energéticos do Universo e são tão brilhantes que muitas vezes se tornam, brevemente, mais brilhantes que toda a galáxia, antes de se desvanecerem ao longo de várias semanas ou meses. Durante esse curto espaço de tempo, uma supernova emite tanta energia como o Sol emitirá ao longo de toda a sua vida.

Em Outubro de 1982, a primeira supernova observada em NGC 1187, a SN 1982R, foi descoberta no Observatório de La Silla do ESO, e mais recentemente, em 2007, o astrônomo amador Berto Monard na África do Sul, descobriu outra supernova nesta galáxia, a SN 2007Y. Uma equipe de astrônomos posteriormente estudou detalhadamente e monitorizou a SN 2007Y durante um ano, utilizando muitos telescópios diferentes. Esta nova imagem da NGC 1187 foi produzida a partir de observações obtidas no âmbito deste estudo e podemos ver a supernova, muito depois do brilho máximo, próximo da parte de baixo da imagem.

Fonte: ESO

Detectado restos de supernova que explodiu

Há mais de 50 anos, uma supernova foi descoberta na galáxia espiral M83 a cerca de 15 milhões de anos-luz da Terra.

© Chandra (supernova  SN 1957D na galáxia M83)

Os astrônomos utilizaram o observatório de raios X Chandra da NASA para fazer a primeira primeira detecção de raios X emitidos pelos destroços dessa explosão.

A supernova é denominada SN 1957D por ser a quarta supernova descoberta em 1957, ela é uma das poucas localizadas fora da Via Láctea que são detectáveis, em comprimento de ondas ópticas e de rádio, décadas após a explosão ter sido observada. Em 1981, astrônomos viram o restante da estrela que explodiu em ondas de rádio, e em 1987 eles detectaram o restante em comprimentos de ondas ópticas, anos depois que a luz da explosão em si se tornou indetectável.

Uma observação relativamente curta, de aproximadamente 14 horas, do Chandra em 2000 e 2001 não detectou nenhum raio X do remanescente da SN 1957D. No entanto, uma observação muito maior realizada em 2010 e 2011, totalizando aproximadamente oito dias e meio, revelou a presença de emissão de raios X.

Essa nova imagem feita pelo Chandra da M83 é uma das observações mais profundas já feitas em uma galáxia espiral localizada além da nossa. Esse ponto de vista mostra a energia baixa, média e alta de raios observada, respectivamente, em vermelho, verde e azul.

Os novos dados dos restos da SN 1957D fornecem informações importantes sobre a natureza dessa explosão, que os astrônomos acreditam ter acontecido quando uma estrela massiva ficou sem energia e entrou em colapso. A distribuição dos raios X com energia sugerem que a supernova contém uma estrela de nêutrons, ou um pulsar, uma estrela densa que gira rapidamente formada quando o núcleo da estrela pré-supernova entrou em colapso.

Se esta interpretação for confirmada, o pulsar na SN 1957D é observado com idade de 55 anos, um dos mais jovens já vistos. O remanescente da SN 1979C, na galáxia M100, é outro candidato a mais novo pulsar, mas não existe certeza se há um buraco negro ou uma estrela de nêutrons no centro dessa supernova.

Fonte: NASA

Casulo abriga estrelas jovens

Na Terra, os casulos protegem as larvas enquanto elas transformam em borboletas, e estão associados à vida nova.

© ESO (nuvem RCW 88)

No espaço os casulos são os locais de nascimentos de novas estrelas. A nuvem vermelha na imagem divulgada pelo Observatório Europeu do Sul (ESO) é um exemplo dessas regiões de formação estelar.

Obtida com o instrumento EFOSC2, montado no New Technology Telescope do ESO, a imagem mostra uma nuvem chamada RCW 88, situada a cerca de dez mil anos-luz de distância e com uma dimensão de cerca de nove anos-luz. Ela é feita de hidrogênio gasoso brilhante, que rodeia as estrelas recém-formadas. As novas estrelas formam-se de nuvens de hidrogênio à medida que estas colapsam sob o efeito da sua própria gravidade. Algumas das estrelas mais desenvolvidas, que já brilham intensamente, podem ser vistas pela nuvem.

Estas estrelas jovens e quentes são muito energéticas e emitem enormes quantidades de radiação ultravioleta, o que faz com que os elétrons se libertem dos átomos de hidrogênio da nuvem, deixando apenas os núcleos positivamente carregados - os prótons. À medida que os elétrons são recapturados pelos prótons, emitem radiação H-alfa, a qual tem um brilho vermelho bastante característico.

Observar o céu através de um filtro H-alfa é o modo mais simples de os astrônomos descobrirem estas regiões de formação estelar.

Fonte: ESO

Órbitas de asteroides que podem ameaçar a Terra

A NASA divulgou um diagrama que ilustra as diferenças entre as órbitas de um típico asteroide próximo da Terra (em azul) e um asteroide potencialmente perigoso (PHA, na sigla em inglês, em vermelho).

© NASA (órbitas de asteroides próximo da Terra)

Os PHAs são um subconjunto de asteroides próximos da Terra (NEAs) e têm órbitas próximas à do nosso planeta, chegando a cerca de 8 milhões de km. Eles também são grandes o suficiente para sobreviver à passagem pela atmosfera terrestre e causar danos regionalmente, ou em maior escala.

O Sol fica no centro da população de asteroides, enquanto as órbitas de Mercúrio, Vênus e Marte estão em cinza na imagem divulgada. A órbita terrestre está destacada em verde entre Vênus e Marte. Como indica o diagrama, os PHAs tendem a ter órbitas mais semelhantes à órbita terrestre do que os asteroides próximos. As órbitas dos asteroides são obtidas através de simulações, descrevendo o como pode ser o caminho destes objetos em torno do Sol.

Os pontos ao fundo são baseados em dados do NEOWISE, o "caçador de asteroides" da NASA na missão WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), que varreu o Sol duas vezes com luz infravermelha, antes de entrar em modo de hibernação em 2011. Os pontos azuis e laranjas representam uma simulação da população de asteroides próximos da Terra e PHAs, respectivamente, que têm mais de 100 m.

O NEOWISE forneceu a melhor noção geral até o momento dos PHAs, refinando as estimativas de seu número, tamanhos, tipos, órbitas e riscos potenciais. A equipe do NEOWISE estima que de 20 a 30% dos PHAs que se pensou existir foram efetivamente descobertos em maio de 2012, data da imagem divulgada hoje.

Fonte: NASA