Nova versão do Cartes du Ciel

Lançada nova versão 3.8 estável do excelente software astronômico Skychart, também denominado Cartes du Ciel. Ele é gratuito e está disponível em 32 e 64 bits para os sistemas operacionais Windows, Mac e Linux.

© Cartes du Ciel (cometa)

O software astronômico Cartes du Ciel permite desenhar cartas celestes através de dados de 16 catálogos de estrelas, nebulosas e galáxias; além de mostrar a posição dos planetas, asteroides e cometas. Ele executa a simulação de eclipses e possibilita o controle de telescópios. A partir da versão 3 o simulador celeste apresenta o tamanho da cauda do cometa em relação à proximidade do Sol, conforme imagem acima.

A principal mudança foi no formato do índice de catálogo. Um registro de índice era previamente apontado diretamente para a coordenada RA/DEC. Agora o índice aponta para um registro de catálogo. Isso permitirá processar o movimento de estrelas apropriado para um local correto, em qualquer época.
Isto também ajuda a mostrar o rótulo do objeto e com detalhe completo, mesmo que ele não é visível, com a configuração da tabela atual.
Devido a esta alteração é necessário reinstalar os catálogos adicionais de Estrelas e DSO.
Isto também atualiza os catálogos WDS, gCVS e PGC para a mais recente versão de 2012.
Se você fez sua própria lista com Catgen você pode reconstruir seu catálogo para tirar proveito da mudança, mas o índice de idade ainda funciona como antes.

Bugs corrigidos na versão anterior:

1.      Fix catálogo Catgen de texto.
2.      Barra de rolagem mais reativa.
3.      Correção na simulação de planeta.
4.      Posição errada na busca do nome de planeta.
5.      Crash no banco de dados do Observatório.
6.      Fix Configuração no menu Imagens.
7.      Fix UTF-8 na localização da imagem.

Eu traduzi o programa para o idioma português, que foi desenvolvido por Patrick Chevalley, e o download pode ser efetuado pelo meu site Cometografia.

Fonte: Cosmo Novas

Encontrada uma rara supernova

A estrela Eta Carinae está pronta para explodir.

© CfA/PS1 Science Consortium (localização da supernova PS1-12sk)

A 170 anos atrás, esse objeto com uma massa 100 vezes maior que a massa do Sol, expeliu uma massa equivalente a alguns sóis em forma de gás em uma erupção que fez dela a segunda estrela mais brilhante no céu, ficando atrás somente da estrela Sirius. Esse foi o evento precursor do ato principal, já que ela eventualmente se tornará uma supernova.

As supernovas são explosões de estrelas massivas que são comuns de acontecerem em galáxias espirais como a Via Láctea, onde novas estrelas estão se formando a todo momento. Elas quase não são observadas em galáxias elípticas, onde o processo de formação de estrelas praticamente já se encerrou. Por esse motivo, os astrônomos se surpreenderam ao encontrar uma supernova aparentemente recente numa galáxia antiga. A supernova PS1–12sk, foi descoberta com o telescópio Pan-STARRS em Haleakala, e pode ser considerada rara por vários fatores.

“Essa supernova é única”, disse Nathan Sanders do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), e principal autor do artigo que relata a descoberta. “E definitivamente está na vizinhança errada”.

Com base na presença de hélio e outras propriedades, a PS1–12ks é classificada como um tipo muito raro de supernova conhecido como Tipo Ibn, somente um sexto de todas as milhares de supernovas já identificadas são desse tipo. Embora a origem desse tipo de supernova não seja claro, a principal causa provavelmente parece ter sido a explosão de uma massiva estrela que anteriormente havia ejetado massivas quantidades de gás hélio, algo muito parecido com o que aconteceu com a Nebulosa do Homúnculo de Eta Carinae.

Essa origem foi apoiada pelo fato de que as cinco supernovas do Tipo Ibn identificadas anteriormente foram todas encontradas em galáxias parecidas com a Via Láctea que estão formando estrelas de forma ativa. Como as estrelas massivas não vivem muito, elas também não se afastam muito do lugar onde nasceram antes de explodir.

A supernova PS1–12sk é diferente. Ela foi encontrada nos subúrbios de uma brilhante galáxia elíptica localizada a aproximadamente 780 milhões de anos-luz da Terra. O local da sua explosão não mostra sinais de formação recente de estrelas, e uma supernova de uma estrela massiva nunca foi vista antes numa galáxia desse tipo.

“Poderia ter sido apenas uma jogada de sorte termos achado essa supernova. Mas a sorte sempre favorece quem está preparado”, disse a segunda autora do trabalho Alicia Soderberg do CfA.

A descoberta sugere que a galáxia hospedeira possa estar escondendo uma fábrica de estrelas, permitindo que estrelas massivas estejam se formando onde elas não eram esperadas. De forma alternativa, a PS1–12sk pode ter uma origem inteiramente diferente como a colisão de duas anãs brancas, uma delas sendo rica em hélio.

“Será que essa é uma estrela fugitiva de um outro local de formação de estrelas? Será que ela pertence a um local bem específico de formação de estrelas? Nenhuma dessas alternativas parecem ser muito prováveis, então temos um verdadeiro mistério para resolver”, disse o coautor John Tonry, do Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí.

A pesquisa foi submetida para publicação no The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A estrela mais velha já conhecida

Uma equipe de astrônomos usando o telescópio espacial Hubble da NASA deu um importante passo para encontrar a certidão de nascimento de uma estrela que tem vivido por muito tempo.

© NASA/ESA (ilustração da localização da estrela HD 140283)

“Nós descobrimos que essa é a estrela mais velha conhecida com uma idade bem determinada”, disse Howard Bond da Universidade Estadual da Pennsylvania em University Park e do Space Telescope Science Institute em Baltimore.

A estrela poderia ter 14,5 bilhões de anos (mais ou menos 0,8 bilhões de anos), o que num primeiro momento faria dessa estrela mais velha que o próprio Universo que tem uma idade calculada de aproximadamente 13,7 bilhões de anos, ou seja, um dilema óbvio para ser resolvido.

Mas as estimativas anteriores com base nas observações realizadas em 2000 davam para a estrela uma idade de 16 bilhões de anos. E esse intervalo de idade sim, colocava um enorme dilema para os cosmologistas. “Talvez a cosmologia esteja errada, a física estelar esteja errada, ou a distância da estrela está errada”, disse Bond. “Então nós trabalhamos para refinar o cálculo da distância da estrela”.

A nova estimativa da idade com base no Hubble reduz a incerteza na medida da idade da estrela, de modo que a sua idade se sobrepõem com a idade do Universo, idade essa determinada independentemente por meio do cálculo da taxa de expansão do espaço, uma análise da microondas de fundo desde o Big Bang, e medidas do decaimento radioativo.

Essa estrela de Matusalém, catalogada oficialmente como HD 140283, tem sido conhecida por mais de um século devido ao seu movimento rápido através do céu. A alta taxa de movimento é uma evidência que a estrela é simplesmente uma visitante da nossa vizinhança estelar. Sua órbita a leva para baixo através do plano da nossa galáxia desde o antigo halo de estrelas que cerca a Via Láctea e que eventualmente a enviará de volta para o halo galáctico num efeito estilingue.

Essa conclusão foi reforçada pelos astrônomos na década de 1950, que foram capazes de medir a deficiência de elementos mais pesados na estrela se comparado com outras estrelas na vizinhança galáctica. As estrelas do halo estão entre as primeiras habitantes da nossa galáxia e coletivamente representam uma população mais velha de estrelas, como o Sol, que se formou mais tarde nesse disco. Isso significa que a estrela se formou numa tempo muito remoto antes do Universo ser largamente povoado com elementos mais pesados forjado dentro das estrelas através da nucleossíntese. A estrela de Matusalém tem uma anêmica concentração de 1/250 de elementos pesados em comparação com o Sol e com outras estrelas da vizinhança estelar.

A estrela, que está nos primeiros estágios de sua expansão em gigante vermelha, pode ser vista com binóculos como um objeto com magnitude 7 na constelação de Libra.

© DSS/Hubble (estrela HD 140283)

O poder observacional do Hubble foi usado para refinar a distância da estrela, que é de 190,1 anos-luz. Bond, e a sua equipe realizou essa medida usando a paralaxe trigonométrica, onde um desvio aparente na posição de uma estrela é gerado por uma mudança na posição do observador.

A paralaxe de estrelas próximas pode ser medida observando-as de lados opostos na órbita da Terra ao redor do Sol. A verdadeira distância da estrela com relação a Terra pode ser então precisamente calculada através de uma triangulação direta.

Uma vez que a distância verdadeira é conhecida, um valor exato para o brilho intrínseco da estrela pode ser calculado. Conhecer o brilho intrínseco da estrela é um pré-requisito fundamental para estimar a sua idade.

Antes da observação do Hubble, o satélite Hipparcos da ESA fez uma medida precisa da paralaxe da estrela, mas com uma idade medida de somente 2 bilhões de anos. Através do Hubble a medida de paralaxe foi feita de maneira virtualmente idêntica à usada pelo Hipparcos, embora a precisão de medida do Hubble é cinco vezes melhor que a do Hipparcos. A equipe de Bond conseguiu reduzir a incerteza na estimativa da idade que ficou cinco vezes mais precisa.

Com uma melhor manipulação do brilho da estrela, foi refinada a idade da estrela aplicando teorias contemporâneas sobre a taxa de queima da estrela, sua abundância química e sua estrutura interna. Novas ideias são que restos de hélio difundem mais profundamente no núcleo e assim a estrela tem uma menor queima de hidrogênio via fusão nuclear. Isso significa que ela usa o combustível de maneira mais rápida e que corresponde a menores idades.

Também, a estrela tem uma razão oxigênio/ferro mais alta que o previsto, e isso também contribui para abaixar a idade da estrela. Bond acredita que medidas futuras de oxigênio podem reduzir ainda mais a idade da estrela, pois a estrela teria se formado numa época tão distante que o Universo era mais rico em oxigênio. Abaixando o limite superior da idade da estrela faz com que ela eniquivocamente se torne mais jovem do que o Universo.

“Colocando todos os ingredientes juntos, nós temos uma idade de 14,5 bilhões de anos, com uma incerteza residual que faz com que a idade da estrela seja compatível com a idade do Universo”, disse Bond. “Essa é a melhor estrela no céu para se fazer cálculos precisos de idade, graças ao seu brilho e a sua proximidade”.

A estrela de Matusalém, tem visto muitas mudanças ao longo de sua vida. Ela provavelmente nasceu em uma galáxia primordial anã. A galáxia anã eventualmente foi gravitacionalmente capturada e sugada numa fusão com a Via Láctea ocorrida a 12 bilhões de anos atrás.

A estrela retém sua órbita alongada desse evento de canibalismo cósmico. Além disso, ela está passando através da vizinhança solar rapidamente, a 1,29 milhões de km por hora. Ela levará apenas 1.500 anos para atravessar um pedaço do céu que tem uma largura angular do tamanho da Lua Cheia. O movimento angular da estrela é de 0,13 miliarcos de segundo por hora, propiciando ao Hubble fotografar seu movimento em poucas horas.

Fonte: Astrophysical Journal Letters

Medindo o Universo com mais precisão

Ao fim de quase uma década de observações cuidadosas, uma equipe internacional de astrônomos mediu a distância à nossa galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães, com mais precisão do que nunca.

© ESO/L. Calçada (ilustração de uma binária eclipsando)

Estas novas medições ajudam-nos a determinar melhor a taxa de expansão do Universo - a constante de Hubble - e são um passo crucial do sentido de compreendermos a misteriosa energia escura, que faz acelerar a expansão. As observações utilizaram telescópios do Observatório de La Silla do ESO, no Chile, assim como outros telescópios do mundo inteiro.

Os astrônomos determinam a escala do Universo medindo primeiro a distância a objetos próximos e usando depois essas distâncias como velas padrão para estimar distâncias cada vez maiores. No entanto, esta cadeia é apenas tão precisa quanto o seu elo mais fraco. Até agora, a medição precisa da distância à Grande Nuvem de Magalhães, uma das galáxias mais próximas da Via Láctea, provou ser algo complicado. Uma vez que as estrelas nesta galáxia são usadas para fixar a escala de distâncias a galáxias mais remotas, esta medição é muitíssimo importante.

As velas padrão são objetos para os quais se conhece o seu brilho absoluto. Ao observar quão brilhante um objeto nos parece - o brilho aparente - os astrônomos podem determinar a distância a que se encontram, objetos mais distantes parecem menos brilhantes. Exemplos de tais velas padrão são as variáveis do tipo Cefeide e as supernovas do tipo Ia. A grande dificuldade é calibrar a escala de distâncias, recorrendo a observações de tais objetos relativamente próximos de nós, e para os quais a distância pode ser calculada por outros métodos.
As variáveis do tipo Cefeide são estrelas instáveis brilhantes, que pulsam e variam em brilho. Existe uma relação muito clara entre a velocidade desta variação e o seu brilho. As Cefeides que pulsam mais rapidamente são mais tênues do que as que pulsam mais devagar. A relação período-luminosidade permite-nos usar estas estrelas como velas padrão para medir as distâncias às galáxias próximas.

Agora, observações cuidadosas de uma classe rara de estrelas duplas permitiu a dedução de um valor muito mais preciso da distância à Grande Nuvem de Magalhães: 163.000 anos-luz.
“Estou muito entusiasmado com este resultado porque há mais de cem anos que os astrônomos tentam medir com precisão a distância à Grande Nuvem de Magalhães, o que tem provado ser extremamente difícil,” diz Wolfgang Gieren (Universidad de Concepción, Chile) e um dos líderes da equipe. “Nós resolvemos este problema ao obter um resultado com uma precisão demonstrada de 2%.”
A melhoria na medição da distância à Grande Nuvem de Magalhães dá também distâncias mais precisas a muitas estrelas variáveis do tipo Cefeide. Estas estrelas brilhantes que pulsam, são usadas como velas padrão para medir distâncias às galáxias mais remotas e determinar a taxa de expansão do Universo, a constante de Hubble, o que, por sua vez, é a base para observar o Universo até às galáxias mais longínquas que podem ser hoje vistas com os telescópios atuais. Portanto, a maior precisão na distância à Grande Nuvem de Magalhães leva a uma redução imediata da imprecisão nas medições atuais de distâncias cosmológicas.
Os astrônomos conseguiram tornar mais precisa a distância à Grande Nuvem de Magalhães ao observar pares raros de estrelas, chamadas binários de eclipse. À medida que estas estrelas orbitam em torno uma da outra, vão passando também à frente uma da outra. Quando isto acontece, visto da Terra, o brilho total do binário diminui de determinado valor quando uma estrela passa em frente da outra e diminui de outro valor quando essa estrela passa por detrás. As variações de brilho dependem dos tamanhos relativos das estrelas, das suas temperaturas e cores e das características das órbitas.
Ao detectar estas variações no brilho e ao medir igualmente a velocidade orbital das estrelas, é possível determinar o tamanho das estrelas, as suas massas e as características das suas órbitas. Combinando estes dados com medições do brilho total e da cor das estrelas, podem ser determinadas distâncias muito precisas. As cores são medidas ao comparar o brilho das estrelas a diferentes comprimentos de onda no infravermelho.
Este método já foi utilizado anteriormente, mas apenas com estrelas quentes. No entanto, para esses casos têm que ser supostas determinadas condições e por isso as distâncias que daí se derivam não são tão precisas como desejaríamos. Agora, pela primeira vez, conseguiu-se identificar oito binários de eclipse muito raros, onde ambas as estrelas são gigantes vermelhas mais frias. Estas estrelas foram estudadas com todo o detalhe, o que originou valores para a distância muitíssimo precisos de até 2%.
“O ESO forneceu-nos o conjunto perfeito de telescópios e instrumentos necessários a este projeto: o HARPS, que mede velocidades radiais extremamente precisas de estrelas relativamente tênues e o SOFI, que faz medições precisas do brilho das estrelas no infravermelho,” acrescenta Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chile e Observatório da Universidade de Varsóvia, Polônia), autor principal do novo artigo científico desta semana na Nature.
“Estamos trabalhando no sentido de melhorar ainda mais o nosso método e esperamos conseguir obter nos próximos anos uma distância à Grande Nuvem de Magalhães com um 1% de precisão. Este trabalho tem consequências tremendas, não apenas no campo da cosmologia, mas também em muitas outras áreas da astrofísica,” conclui Dariusz Graczyk, o segundo autor do novo artigo.

Fonte: ESO

A misteriosa estrutura de um buraco negro

O Swift J1357.2-0933 é um buraco negro envolto por um disco de gás com uma estrutura vertical (em vez de uma rosquinha), que continua se expandindo.

© IAC (ilustração de um buraco negro visto de lado)

Esta é a primeira vez que um buraco negro tem sido observado com esta inclinação e que é a primeira vez que detectam eclipses de brilho neste tipo de sistema.
A estrutura descrita no estudo poderia estar presente em muitos outros sistemas, o que tornaria o Swift J1357.2-0933 o protótipo de uma população até então oculta com uma inclinação elevada.
"Como um toróide (rosquinha) imenso que diariamente se expande." Isso é como Jesús Corral, pesquisador do Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), descreve a estranha, até então desconhecida, estrutura do sistema binário Swift J1357.2-0933, que consiste de uma estrela "normal" e um do buraco negro de massa estelar (que se alimenta de sua estrela companheira). A pesquisa segue as etapas da erupção do sistema, um evento que ocorre apenas uma vez em décadas ou séculos.
A equipe observou eclipses estranhos no sistema que durou e foram repetidas a cada poucos minutos. Esta constatação levou a duas conclusões: eles tinham que estar vendo a borda do buraco negro  (com uma inclinação de pelo menos 75 graus) e apresenta uma estrutura ímpar vertical dentro do disco de acreção do sistema. Em outras palavras, o material foi retirado da estrela companheira formando uma saída na forma de um redemoinho, comparável como a água que flui para baixo num ralo.
Como Jorge Casares, que também é pesquisador do IAC, co-autor do artigo, publicado na revista Science, explica: "este tipo de estrutura está, possivelmente, presente em muitos, ou em muitos binários de raios X,  a classe de sistemas a que o Swift J1357.2-0933 pertence. Assim, o objeto que temos observado poderia ser o protótipo de uma população até então oculto de sistemas altamente inclinadas em que o buraco negro está inserido. Estatisticamente, cerca de 20% de sistemas podem ser deste tipo.
Os buracos negros são formados após a morte de estrelas muito maciças, e sua detecção é complicada. "Uma vez que eles não emitem luz, eles são quase impossíveis de se encontrar, se eles estão sozinhos", diz Casares. "Nos casos em que eles têm uma estrela companheira, a probabilidade de detecção é muito maior, pois sua presença é detectada pelo processo de canibalização da estrela companheira pelo buraco negro." Isso explica por que, desde a primeira detecção de um tal sistema, em 1964, apenas 18 outros buracos negros foram encontrados em nossa Galáxia. O Swift J1357.2-0933, descoberto pelo satélite de raios X Swift e estudado pela equipe do IAC, é o mais recente na lista. Há mais 32 candidatos a buracos negros, mas estes ainda não foram confirmados.
Muitos binários de raios X se caracterizam por permanecerem inertes por décadas, até mesmo por séculos, e é fácil confundí-los com estrelas normais. Mas, sem aviso prévio, esses sistemas podem entrar em erupção, iluminando dramaticamente (em até um milhão de vezes o seu brilho normal), em qualquer parte da galáxia. Isto possibilita serem detectados por satélites na varredura do céu na frequência dos raios X. Depois de alguns meses o sistema volta a sua letargia.
No caso do Swift J1357.2-0933 mais dados foram recolhidos devido à sua relativa proximidade, estimada em 5.000 anos-luz e sua grande distância acima do plano da Via Láctea, onde a maior parte da matéria da Galáxia está concentrada, o que significa que a luz do sistema binário não é obscurecida pelo pó interestelar ou o brilho de estrelas próximas.
Os cientistas descobriram que o sistema tem um período muito curto, de apenas 2,8 horas. Nesse tempo a estrela companheira completa uma órbita ao redor do buraco negro. Eles também mediram a massa do buraco negro,sendo três vezes maior que a do Sol. "Isso é um limite inferior. De fato, a massa pode ser muito maior do que isso. Outras observações durante o período de repouso nos permitirá obter um valor mais preciso ", explica Corral.
No entanto, o mais insólito do sistema foram os eclipses. A partir de imagens tomadas com vários telescópios dos observatórios Teide e Roque de los Muchachos (IAC-80, Liverpool, Mercator e INT), verificou-se que ocorreu eclipses em que a luminosidade do sistema propiciou uma queda de 30% em apenas sete segundos, e que foram repetidas a intervalos mais longos, após alguns dias. "É a primeira vez que um fenômeno com estas características tem sido observado. Nenhum dos 50 binários de raios X transitórios conhecidos (18 confirmados com buracos negros e 32 candidatos)
produzem eclipses pela a estrela companheira.

O que poderia estar causando os eclipses? Eles não são produzidos pela estrela companheira uma vez que estas têm períodos orbitais de 2,8 horas e os eclipses são produzidos a cada poucos minutos e são de duração extremamente curta. O período em que os eclipses são repetidos se torna progressivamente maior a cada dia. Este aspecto sugere que os eclipses são produzidos por uma estrutura vertical que inicialmente está localizado perto do buraco negro e se move gradualmente para o exterior como uma onda a partir da parte interna do disco de acreção.
A estrutura pode ser caracterizada provavelmente como uma rosquinha, com o buraco negro permanentemente escondido no meio.

Fonte: IAC e Science

O enigma da rotação dos buracos negros

Dois observatórios de raios X, o Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) da NASA e o SMM-Newton da ESA, mediram de forma definitiva, pela primeira vez, a taxa de rotação de um buraco negro com uma massa equivalente a 2 milhões de vezes a do Sol.

© JPL (ilustração de um buraco negro)

O buraco negro supermassivo localiza-se no coração repleto de gás e poeira da galáxia conhecida como NGC 1365, e está girando a uma velocidade quase tão rápida quanto a permitida pela teoria da gravidade de Einstein.

© SSRO (galáxia NGC 1365)

A descoberta resolve um debate de longa data na astronomia sobre medidas similares feitas em outros buracos negros e levarão a entender melhor como eles e as galáxias se desenvolvem.

“Isso é muito importante para o campo da ciência dos buracos negros”, disse Lou Kaluzienski, um cientista do programa NuSTAR na sede da NASA em Washington.

As observações também funcionam como um poderoso teste para a teoria da relatividade geral de Einstein, que diz que a gravidade pode curvar o espaço-tempo, a fábrica que forma o nosso Universo, e a luz que viaja através dela.

“Nós podemos traçar a matéria à medida que colapsa em rotação na direção do buraco negro, usando os raios X emitidos das regiões muito próximas do objeto”, disse a coautora do novo estudo, Fiona Harrison, pesquisadora principal do NuSTAR e sediada no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena. “A radiação que nós observamos é dobrada e distorcida pelos movimentos das partículas e pela extrema gravidade do buraco negro”.

O NuSTAR, da missão Explorer, lançada em Junho de 2012, foi desenhado para detectar os raios X de mais alta energia e em grande detalhe. Ele complementa telescópios que observam raios X de baixa energia como o XMM-Newton e como o observatório de raios X Chandra, da NASA. Os cientistas usam esses e outros telescópios para estimar a taxa com a qual os buracos negros executam o seu movimento de rotação.

Até agora, essas medidas não eram certas pois as nuvens de gás podiam obscurecer os buracos negros confundindo os resultados. Com a ajuda do XMM-Newton, o NuSTAR foi capaz de ver um intervalo muito maior de energias de raios X e penetrar profundamente na região localizada ao redor do buraco negro. Os novos dados demonstram que os raios X não estão sendo dobrados pelas nuvens, mas sim pela tremenda gravidade do buraco negro. Isso prova que a taxa de rotação dos buracos negros supermassivos pode ser determinada de forma conclusiva.

© JPL (setor do espectro eletromagnético do XMM-Newton e NuSTAR)

“Se eu pudesse adicionar um instrumento ao XMM-Newton, esse instrumento seria um telescópio como o NuSTAR”, disse Norbert Schartel, cientista de Projeto do XMM-Newton do Centro da Agência Espacial Europeia em Madrid. “Os raios X de alta energia fornecem uma peça essencial para resolver esse problema”.

Medir a rotação de um buraco negro supermassivo é fundamental para entender sua história passada e da sua galáxia hospedeira também.

“Esses monstros, com massas de milhões a bilhões de vezes a massa do Sol, são formados como pequenas sementes no início do Universo e crescem engolindo estrelas e gás de suas galáxias hospedeiras, fundindo-se com outros buracos negros gigantes quando as galáxias colidem, ou ambos”, disse o autor principal do estudo Guido Risaliti do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, Mass., e do Italian National Institute for Astrophysics.

Os buracos negros supermassivos são envoltos por discos de acreção, formados à medida que a sua gravidade puxa matéria para o seu interior. A teoria de Einstein prevê que quanto mais rápido um buraco negro gira, mais próximo do buraco negro o disco de acreção se localiza, e a gravidade do buraco negro irá dobrar o jato de luz de raio X que expeliu do disco.

Os astrônomos procuram por esses efeitos de dobras para analisar os raios X emitidos pelo ferro circulando no disco de acreção. Nesse novo estudo, eles usaram tanto o XMM-Newton, como o NuSTAR de forma simultânea para observar o buraco negro na NGC 1365. Enquanto que o XMM-Newton revelou que a luz do ferro estava sendo dobrada, o NuSTAR provou que essa distorção era proveniente da gravidade do buraco negro e não das nuvens de gás na sua vizinhança. Os dados do NuSTAR sobre os raios X de alta energia  mostraram que o ferro estava tão perto do buraco negro que a gravidade deveria causar esse efeito de dobra.

Com a possibilidade do obscurecimento das nuvens descartado, os cientistas podem agora usar as distorções na assinatura do ferro para medir a taxa de rotação do buraco negro. As descobertas podem ser aplicadas a alguns outros buracos negros, removendo assim as incertezas nas medidas anteriores da taxa de rotação dos mesmos.

Fonte: JPL e Nature

O nascimento de um planeta gigante?

Uma equipe internacional liderada por Sascha Quanz (ETH Zürich, Suíça) estudou o disco de gás e poeira em torno da estrela jovem HD100546, uma estrela relativamente próxima situada a 335 anos-luz de distância da Terra.

© ESO/L. Calçada (ilustração do protoplaneta ao redor de estrela)

A equipe surpreendeu-se ao descobrir o que parece ser um planeta em formação, ainda envolto no disco de material que rodeia a estrela. O candidato a planeta será um gigante gasoso semelhante a Júpiter.
“Até agora, a formação de planetas tem sido um tópico desenvolvido essencialmente por simulações de computador. Se a nossa descoberta for confirmada como realmente um planeta em formação, então pela primeira vez os cientistas poderão estudar de forma empírica o processo de formação planetária e a interação entre um planeta em formação e o seu meio circundante, desde a fase primordial”, diz Sascha Quanz.

© Hubble (disco de poeira ao redor da estrela HD100546)

A estrela HD100546 tem sido muito estudada e foi já sugerida a existência de um planeta gigante situado cerca de sete vezes mais longe da estrela do que a Terra se encontra do Sol. O candidato a planeta agora descoberto situa-se na região exterior do sistema, cerca de dez vezes mais longe. Esta distância é comparável ao tamanho das órbitas dos planetas anões do Sistema Solar exterior, tal como Éris e Makemake. Esta localização é controversa, já que não se enquadra bem nas atuais teorias de formação planetária. Atualmente, não é ainda claro se o candidato a planeta que foi  encontrado, se encontra nesta posição desde o início ou se, pelo contrário, migrou das regiões mais internas.
O possível protoplaneta foi detectado como uma tênue mancha situada no disco circunstelar, revelada graças ao instrumento de óptica adaptativa NACO, montado no VLT do ESO, e à técnica inovadora de análise de dados. As observações foram obtidas com o coronógrafo do NACO, que opera nos comprimentos de onda do infravermelho, suprimindo a intensa radiação emitida pela estrela na região onde se encontra o candidato a protoplaneta.

© ESO/VLT (protoplaneta ao redor da estrela HD100546)

De acordo com as atuais teorias, os planetas gigantes crescem ao capturar parte do gás e poeira que restam após a formação da estrela. Os astrônomos descobriram várias características na nova imagem do disco em torno de HD100546, que apoiam esta hipótese de formação de protoplaneta. Estruturas existentes no disco circunstelar poeirento, que poderiam ser causadas por interações entre o planeta e o disco, apareceram próximo do protoplaneta detectado. Existem também indícios de que as regiões em volta do protoplaneta estejam sendo aquecidas pelo processo de formação.
Adam Amara, outro membro da equipe, está entusiasmado com a descoberta. “A investigação sobre exoplanetas é uma das novas fronteiras da astronomia mais excitantes e a obtenção de imagens diretas de planetas é algo ainda muito recente, que só agora começa a ser explorado, se beneficiando das recentes inovações nos instrumentos e nos métodos de análise de dados. Neste trabalho utilizamos técnicas de análise de dados desenvolvidas especificamente para a investigação cosmológica, o que mostra que a partilha de ideias entre diferentes campos pode levar a progressos extraordinários.”
Embora a explicação mais provável para as observações obtidas seja a existência de um protoplaneta, os resultados deste estudo requerem observações suplementares para se confirmar a existência do planeta e invalidar outros cenários menos prováveis mas também plausíveis. Entre outras explicações possíveis, o sinal detectado pode estar sendo emitido por uma fonte de fundo. É igualmente possível que o objeto detectado não seja um protoplaneta, mas sim um planeta completamente formado, que tenha sido ejetado da sua órbita original, próxima da estrela. Quando se confirmar que o novo objeto em torno de HD100546 é, de fato, um planeta em formação, envolvido ainda pelo disco de gás e poeira progenitor, teremos então um laboratório único para estudar o processo de formação de um novo sistema planetário.

Fonte: ESO

A maior galáxia espiral barrada

A espetacular galáxia espiral barrada NGC 6872 foi classificada entre os maiores sistemas estelares por décadas.

© GALEX (galáxia espiral NGC 6872)

Uma equipe de astrônomos dos Estados Unidos, Chile e Brasil coroou a maior galáxia espiral conhecida, com base em dados de arquivo do Galaxy Evolution Explorer (GALEX) da NASA, cuja missão está sendo conduzida pelo Instituto de Tecnologia da Califórnia. Os dois braços espirais enormes da NGC 6872 abrange mais de 522.000 anos-luz, tornando-se mais de cinco vezes o tamanho da nossa Via Láctea.
Devido a capacidade do GALEX para detectar a luz ultravioleta dos das estrelas mais jovens e quentes, foi possível reconhecer a extensão deste sistema intrigante.

A galáxia interage com uma galáxia muito menor chamada IC 4970, que tem apenas cerca de um quinto da massa da NGC 6872. A estranha dupla está localizada a 212 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Pavo (Pavão) no hemisfério celestial sul. Os astrônomos acreditam que grandes galáxias, incluindo a nossa, cresceram por meio de fusões e aquisições com a montagem ao longo de bilhões de anos, absorvendo inúmeros sistemas menores. Curiosamente, a interação gravitacional da NGC 6872 e IC 4970 pode ter feito a desova, podendo evoluir para uma nova galáxia pequena.
"O braço no nordeste da NGC 6872 é o mais perturbado com formação de estrela, mas na sua extremidade distante, visível apenas no ultravioleta, é um objeto que parece ser uma galáxia anã semelhante ao observado em sistemas que interagem com outros", disse a brasileira Duilia de Mello, professora de Astronomia na Universidade Católica e membro da equipe.
Um estudo de 2007 realizado por Cathy Horellou no observatório espacial Onsala na Suécia e Baerbel Koribalski do Australia National Telescope Facility através de simulações de computador da colisão reproduziu a aparência geral do sistema constituído pela NGC 6872 e a IC 4970. Elas indicam que a maior aproximação da IC 4970 ocorreu a 130 milhões de anos, e que a galáxia menor seguiu um caminho (cuva tracejada) perto do plano do disco da espiral e na mesma direção que gira. O objeto menor é mais brilhante no ultravioleta do que outras regiões da galáxia, um sinal de que tem um rico suprimento de estrelas quentes e jovens com menos de 200 milhões de anos.

© NASA (simulação da interação entre NGC 6872 e IC 4970)

Os pesquisadores estudaram a galáxia em todo o espectro usando dados de arquivo do Very Large Telescope (VLT) do ESO, do Two Micron All Sky Survey e do telescópio espacial Spitzer da NASA, bem como do GALEX. Ao analisar a distribuição de energia por comprimento de onda, a equipe descobriu um padrão distinto de idade estelar ao longo dos dois braços espirais proeminentes da galáxia. As estrelas mais jovens aparecem no extremo do braço noroeste e as idades estelares aumentam progressivamente em direção ao centro da galáxia. O braço sudoeste exibe o mesmo padrão, que é provavelmente ligado à onda de formação de estrelas desencadeada pelo encontro galáctico.
Como em todas as espirais barradas, a NGC 6872 contém uma barra estelar nas transições entre os braços espirais e regiões centrais da galáxia. Medindo cerca de 26.000 anos-luz de raio, ou cerca de duas vezes o comprimento médio encontrado nas espirais barradas próximas. Não foi encontrado sinal de formação estelar recente ao longo da barra, o que indica que as estrelas se formaram pelo menos alguns bilhões de anos atrás. Suas estrelas envelhecidas fornecem um registro fóssil da população estelar da galáxia antes do encontro com a IC 4970.
Compreender a estrutura e a dinâmica de galáxias se interagindo abre o caminho para decifrar os sistemas mais distantes.

Fonte: NASA

O buraco negro mais jovem da galáxia

Novas análises do remanescente de uma supernova, denominada W49B, mostram que o mais jovem buraco negro formado na Via Láctea pode estar escondido por lá.

© NASA (remanescente de supernova W49B)

Pesquisadores acreditam que o remanescente surgiu de uma explosão rara. As explosões de supernova que destroem estrelas massivas geralmente são simétricas, com o material estelar sendo expelido de maneira mais ou menos igual em todas as direções. Contudo, no caso de W49B, a matéria da estrela foi ejetada a velocidades mais elevadas ao longo dos pólos do que do equador, o que originou sua forma alongada e elíptica.
Na maioria das vezes, estrelas massivas que explodem em supernovas originam um denso núcleo em rotação chamado de estrela de nêutrons. Essas estrelas podem ser detectadas a partir de raio-X ou pulsos de rádio. Uma nova análise dos dados do observatório de raios X Chandra da NASA não revelou evidências de uma estrela de nêutrons. Isso implica a existência de outro material que pode ter se formado na explosão, como um buraco negro.
A imagem acima do W49B combina dados de raios X obtidos pelo Chandra (em azul e verde), dados de ondas de rádio do Very Large Array do NSF (em rosa) e dados infravermelhos do observatório Palomar do Caltech (em amarelo).
O resquício de supernova tem aproximadamente mil anos de idade visto da Terra (ou seja, não incluindo o tempo de viagem da luz). É praticamente muito jovem, num Universo que se pensa ter 13,7 bilhões de anos. O W48B se encontra relativamente próximo de nosso planeta, a uma distância de cerca de 26 mil anos-luz.
Outro remanescente de supernova conhecido em nossa galáxia é o SS433. Acredita-se que o objeto contém um buraco negro, mas muito mais velho que o W49B, com idade entre 17 mil e 21 mil anos. Tanto a ausência de um núcleo estelar em rotação, como o material em torno do corpo celeste, podem indicar a presença de buracos negros.

Fonte: NASA

A descoberta do menor exoplaneta conhecido

Foi divulgado a descoberta do menor exoplaneta já registrado.

© NASA/Ames/JPL-Caltech (ilustração do exoplaneta Kepler-37b)

O exoplaneta Kepler-37b é ainda menor que Mercúrio, o menor planeta do Sistema Solar.

O nome vem da estrela Kepler-37, a qual o exoplaneta orbita. O corpo descoberto, devido ao seu tamanho extremo, parecido com o da Lua, e por ter a superfície muito irradiada por seu sol, é provavelmente rochoso e sem atmosfera, assim como Mercúrio.

Os pesquisadores encontraram três planetas no sistema e, para isso, analisaram dados de 978 dias de observação do telescópio Kepler. A estrela que eles orbitam é mais fria que o Sol. 
A capacidade de detecção desse tipo de objeto melhorou muito e, até agora, não havia sido registrado nenhum planeta menor que Mercúrio. Além disso, esse tipo de estudo ajuda a entender melhor os sistemas planetários e mostra que alguns são muito parecidos com o nosso.

A seguir uma ilustração comparando o exoplaneta Kepler-37b com outros astros.

© NASA (comparação do Kepler-37b com outros astros)

Apesar de planetas menores que Mercúrio serem esperados em teoria e sua detecção já ter sido prevista, a detecção do Kepler-37b é notável, já que o sinal de trânsito ter sido encontrado em dados de menos de 0,5% das estrelas observadas pelo Kepler. Apesar de a detecção de um planeta não poder ser usada para determinar a taxa de ocorrência, ela fortalece a opinião de que ela aumenta exponencialmente quanto menor for o tamanho do planeta.

Fonte: Nature

Varrendo o pó de uma lagosta cósmica

A NGC 6357, também chamada Nebulosa da Lagosta, está situada a cerca de 8.000 anos-luz de distância na constelação do Escorpião, é uma região repleta de enormes nuvens de gás e filamentos de poeira escura.

© ESO/VISTA (nebulosa NGC 6357)

Estas nuvens estão formando estrelas, incluindo estrelas quentes de grande massa, que brilham em tons azuis-esbranquiçados no visível.
O nome informal de Nebulosa da Lagosta é também por vezes dado à região de formação estelar Messier 17, embora este último objeto seja mais frequentemente conhecido por Nebulosa Ômega.

© ESO (nebulosa Ômega)

A imagem da NGC 6357 foi composta a partir de dados infravermelhos obtidos pelo telescópio VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) do ESO, situado no Observatório do Paranal, no Chile. A imagem faz parte de um enorme rastreio chamado Variáveis VISTA na Via Láctea (VVV), que atualmente está mapeando as regiões centrais da Galáxia. Esta nova imagem mostra algo dramaticamente diferente do observado em imagens no visível, como por exemplo na imagem vista a seguir, obtida pelo telescópio dinamarquês de 1,5 metros em La Silla, já que a radiação infravermelha consegue penetrar na poeira que envolve o objeto.

© ESO/Robert Gendler (aglomerado estelar Pismis 24)

Uma das estrelas jovens brilhantes na NGC 6357, conhecida por Pismis 24-1, levou os astrônomos a pensar que se tratava da maior estrela conhecida, até que se descobriu que ela é, na realidade, composta por, pelo menos, três enormes estrelas muito brilhantes, cada uma com uma massa inferior a 100 massas solares. Ainda assim, estas estrelas são pesos pesados, fazendo parte das estrelas de maior massa existentes na Via Láctea. A Pismis 24-1 é o objeto mais brilhante no aglomerado estelar Pismis 24, um grupo de estrelas que se pensa terem sido formadas todas ao mesmo tempo no seio da NGC 6357.
O VISTA é o maior e mais poderoso telescópio de rastreio já construído, dedicando-se ao mapeamento do céu no infravermelho. O rastreio VVV está mapeando o bojo central e parte do plano da nossa galáxia, de modo a criar uma enorme base de dados que ajudará os astrônomos a descobrir mais sobre a origem, vida inicial e estrutura da Via Láctea.

© Hubble (Pismis 24)

Partes da NGC 6357 foram também observadas pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA e pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO/VLT (NGC 6357)

Ambos os telescópios obtiveram imagens no visível de várias partes da região, comparando essas imagens com esta nova imagem infravermelha podemos ver algumas diferenças interessantes. No infravermelho as enormes plumas de material de tom avermelhado estão muito mais reduzidas, com filamentos de gás púrpura pálido que se estendem para além da nebulosa em diversas áreas.

Fonte: ESO

Os cinco planetas anões do Sistema Solar

A palavra “planeta” era usada para descrever os pontinhos de luz que passeavam entre estrelas imóveis pelo céu na Grécia Antiga. Desde então, a definição do termo mudou bastante. Até o século 17, por exemplo, Lua e Sol eram classificados como planetas. Em 1930, a descoberta de Plutão levantou muita poeira cósmica. Ele entrou para o time de astros do Sistema Solar, mas nunca deixou de causar controvérsias.

Com os avanços tecnológicos que apareceram a partir dos anos 1990, o campo de observação do espaço se expandiu e ficou mais fácil encontrar corpos celestes que ninguém sabia que existiam. Foi o caso dos astros gelados do Cinturão de Kuiper, uma região do Sistema Solar além dos planetas que se estende desde a órbita de Netuno e que reúne objetos chamados de KBO (Kuiper Belt Object).

Em 2005, os cientistas descobriram Éris, um KBO aparentemente maior que Plutão. Um ano depois, a União Astronômica Internacional (IAU) definiu uma nova categoria para estes astros diminutos: “planetas anões”. De acordo com a IAU, um planeta anão é um corpo celeste que orbita o Sol, tem massa suficiente para ter uma forma arredondada, não é uma lua e, principalmente, é incapaz de limpar a vizinhança das suas órbitas, ou seja, é pequeno demais, em termos de massa, para alterar o ambiente que o cerca da forma que um planeta faria.

De acordo com a classificação, o velho e amado Plutão, o recém descoberto Éris e outros três pequenos astros passaram a ser considerados planetas anões. Mas os cientistas acreditam que haja mais de 100 por aí, aguardando a descoberta. Enquanto a contagem não aumenta, conheça mais sobre os cinco planetas anões do Sistema Solar:

1. Ceres

© NASA (Ceres)

Foi em 1801 que o astrônomo siciliano Giuseppe Piazzi identificou no céu este pequeno astro, o primeiro objeto descoberto do Cinturão de Asteroides, região do Sistema Solar que fica entre as órbitas de Marte e Júpiter. Antes de ganhar o título de planeta anão em 2006, Ceres já tinha sido considerado um asteroide. Observações do telescópio espacial Hubble mostraram que ele é parecido com alguns planetas tais como Marte e Terra. Uma das semelhanças é o interior diferenciado, com material mais denso no núcleo e minerais leves perto da superfície. Além disso, há indícios de que o planeta anão pode conter grandes quantidades de água pura abaixo de sua superfície, o que torna seu nome ainda mais apropriado: na mitologia romana, Ceres é a deusa da colheita.

2. Plutão

© NASA (Plutão)

A reclassificação do ex-planeta, descoberto em 1930, gerou comoção mundo afora e não faltaram tentativas para recuperar o título original do astro. Mas, neste caso, tamanho foi sim documento: Plutão tem apenas cerca de dois terços do diâmetro da Lua Terrestre e sua massa corresponde a apenas um sexto da massa do satélite. Suas dimensões são tão diminutas que Charon, sua maior lua, descoberta em 1978, tem quase a metade do seu tamanho. O planeta nanico tem outros quatro satélites: Nix e Hydra foram descobertos em 2005 e, em 2012, duas novas luas foram identificadas. Para acalmar os ânimos e homenagear o antigo 9º planeta do Sistema Solar, a IAU determinou que os planetas anões que orbitam o Sol para além de Netuno serão designados também como “plutoides”.

O distante planeta, cujo nome remete ao deus romano dos mortos (equivalente a Hades, na mitologia grega), deve receber visitas terráqueas em breve. A New Horizons, da NASA, será a primeira nave espacial a visitar Plutão e do Cinturão de Kuiper – a viagem de nove anos e meio começou em janeiro de 2006 e a chegada ao planeta gelado está prevista para 2015.

3. Haumea

© NASA (Haumea)

Não é só o formato esquisito que diferencia este anão dos demais. Os giros ligeiros do planeta, que tem tamanho quase equivalente ao de Plutão, explicam sua forma única: o Haumea é um dos objetos do nosso Sistema Solar com rotação mais rápida, completando uma volta sobre seu eixo a cada quatro horas. A translação é bem mais devagar: o astro, descoberto em 2003, leva 285 anos para completar uma órbita ao redor do Sol. Diferentemente da maioria dos outros planetas, seu nome não deriva da mitologia grega: Haumea é o nome da deusa havaiana do nascimento e da fertilidade.

4. Makemake

© NASA (Makemake)

Observado pela primeira vez em março de 2005, o planeta anão foi inicialmente batizado com o codinome não-oficial de “Coelho da Páscoa”. Reconhecido como um planeta anão pela IAU em 2008, o planeta foi batizado Makemake, nome da deusa da fertilidade da mitologia Rapanui – habitantes nativos polinésios da Ilha de Páscoa no Oceano Pacífico, pertencente ao Chile. A alusão à abundância é apropriada: astrônomos encontraram sinais de nitrogênio, etano e metano congelado na superfície do planeta que leva 310 anos para completar uma órbita ao redor do Sol.

5. Éris

© NASA (Éris)

Brevemente considerado o décimo planeta do Sistema Solar, este anão foi avistado pela primeira vez em 2003 e sua descoberta confirmada em 2005. Grande responsável por desencadear o debate que fez de Plutão um ex-planeta, o astro recebeu um nome apropriado: foi batizado como Éris, deusa grega da discórdia. Inicialmente cientistas pensaram que o semeador de desavenças possuía diâmetro maior do que de Plutão, mas, segundo dados da NASA, observações mais recentes indicam que Éris pode ser um pouco menor que o companheiro anão. Acredita-se que a temperatura na superfície do planeta gelado, que leva 557 anos para completar sua órbita ao redor do Sol, varia entre -217ºC e -243ºC.

Fonte: Superinteressante

Ajude a nomear duas luas de Plutão

A comunidade astronômica está pedindo a ajuda do público para nomear as mais recentes luas descobertas em torno de Plutão, que atualmente têm as designações P4 e P5.

© Hubble (luas de Plutão)

Os pequenos satélites foram descobertos pelo telescópio espacial Hubble em 2011 e 2012, respectivamente.
As outras três luas conhecidas de Plutão - Caronte, Nix e Hidra - têm o nome de personagens da mitologia grega associadas com o submundo. A pequena lista de nomes em que os membros interessados do público podem votar segue esse mesmo padrão.
"Os Gregos eram grandes contadores de histórias, e deram-nos um elenco de personagens coloridas para trabalhar," afirma Mark Showalter, cientista do Instituto SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence) em Mountain View, no estado americano da Califórnia.
Para votar nos nomes acesse o site: plutorocks.com até o dia 25 de Fevereiro.
As luas P4 e P5 são ambas muito pequenas, com diâmetros entre 20 e 30 km. Foram descobertas por investigadores associados à missão New Horizons da NASA, que tem passagem prevista pelo sistema plutoniano em 2015. A equipe tem pesquisado Plutão e seus arredores em busca de anéis, pequenas luas e outros objetos que possam representar um perigo para a sonda em rápido movimento.
Plutão foi descoberto em 1930. O seu título de planeta foi posto em julgamento quando a União Astronômica Internacional criou uma nova definição de "planeta" em 2006. Nesse ano, Plutão foi despromovido para a categoria de "planeta anão", uma categoria criada recentemente para descrever muitos outros objetos do Cinturão de Kuiper, o anel de corpos gelados além de Netuno.
Caronte é de longe a maior das luas de Plutão, medindo 1.043 km de diâmetro. Nix e Hidra variam entre os 32 e 113 km.

Fonte: SETI Institute

A origem misteriosa dos raios cósmicos

Novas observações muito detalhadas obtidas pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO dos restos de uma supernova com mil anos de idade, revelaram pistas sobre a origem dos raios cósmicos.

© ESO (supernova remanescente SN 1006)

Pela primeira vez, as observações sugerem que a presença de partículas muito rápidas nos restos de supernova podem ser as precursoras dos raios cósmicos.

No ano de 1006 foi vista no céu austral uma nova estrela, tendo sido registada em todo o mundo. Era muitas vezes mais brilhante do que o planeta Vênus e pode até mesmo ter rivalizado com o brilho da Lua. Era tão brilhante no seu máximo, que produzia sombras e podia ser vista durante o dia. Mais recentemente, astrônomos identificaram o local desta supernova e deram-lhe o nome de SN 1006. Encontraram também um anel de material brilhante em expansão na constelação austral do Lobo, que constitui os restos desta vasta explosão.

© ESO (observações da frente de choque da SN 1006)

Durante muito tempo suspeitou-se que tais restos de supernova pudessem ser o local onde alguns raios cósmicos se formariam. Os raios cósmicos são partículas de energia muito elevada que têm origem fora do Sistema Solar e que viajam quase à velocidade da luz. Mas até agora, a maneira como estes raios se formariam permanecia um mistério.
Uma equipe de astrônomos liderados por Sladjana Nikolić (Instituto Max Planck para a Astronomia, Heidelberg, Alemanha) utilizou o instrumento VIMOS montado no VLT para observar com detalhe inédito o resto da supernova SN 1006, com um milhar de anos de idade. A equipe pretendia estudar o que acontece na região onde o material ejetado a alta velocidade pela supernova entra em contato com a matéria interestelar estacionária, a frente de choque. Esta frente de choque, que se expande a enorme velocidade, é semelhante à explosão sônica produzida por um avião que entra em velocidade supersônica e é um candidato natural a um acelerador de partículas cósmicas.
Pela primeira vez, a equipe obteve não apenas informação sobre o material na frente de choque em determinado ponto, mas construiu também um mapa das propriedades do gás e de como é que essas propriedades variam ao longo da frente de choque, o que forneceu pistas vitais para o mistério.
Os resultados foram surpreendentes, sugerindo que existem no gás muitos prótons deslocando-se a alta velocidade na região do choque. Estes prótons chamam-se supertérmicos, já que se movem muito mais depressa do que o esperado, tendo em conta apenas a temperatura do material. Embora estes não sejam os tão procurados raios cósmicos de alta energia propriamente ditos, podem muito bem ser as “partículas semente” necessárias, que irão seguidamente interagir com o material da frente de choque de modo a atingir as energias extremamente elevadas necessárias para que voem pelo espaço como raios cósmicos.
Nikolić explica: “Esta é a primeira vez que fomos capazes de ver em detalhe o que está acontecendo na frente de choque de uma supernova e ao seu redor. Encontramos evidências da existência de uma região que está sendo aquecida da maneira que esperaríamos se houvessem prótons retirando energia por detrás da frente de choque”.
O estudo foi o primeiro a utilizar um espectrógrafo de campo integral para investigar as propriedades das frentes de choque de restos de supernova com o máximo detalhe. Este efeito é conseguido utilizando a chamada unidade de campo integral do VIMOS, onde a radiação coletada por cada pixel é separada nas suas componentes de cor e cada um destes espectros é gravado. Os espectros são posteriormente analisados individualmente, mapeando-se assim as velocidades e as propriedades químicas de cada parte do objeto observado. A equipe espera agora aplicar o método a outros restos de supernova.
O co-autor Glenn van de Ven do Instituto Max Planck para a Astronomia, conclui: “Este tipo de aproximação observacional inovadora pode ser a chave para resolver o mistério de como é que os raios cósmicos se formam nos restos de supernova”.

Os resultados sairam hoje na revista Science.

Fonte: ESO

Uma gota de tinta no céu luminoso

A imagem abaixo mostra o aglomerado estelar brilhante NGC 6520 e a sua companheira, a nuvem escura Barnard 86, que nos aparece com a estranha forma de uma lagartixa.

© ESO (aglomerado estelar NGC 6520 e a nuvem escura Barnard 86)

Este par cósmico tem como pano de fundo milhões de estrelas situadas na região mais brilhante da Via Láctea, uma região tão densa em estrelas que quase nenhum pedaço de céu escuro pode ser visto na imagem.

Esta parte da constelação do Sagitário é um dos mais ricos campos estelares em todo o céu, a Grande Nuvem Estelar de Sagitário. O enorme número de estrelas que ilumina a região de forma dramática enfatiza o breu de nuvens escuras como Barnard 86, que aparece no centro desta nova imagem obtida com o Wide Field Imager, um instrumento montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla do ESO, no Chile.
Este objeto, uma nebulosa escura pequena e isolada conhecida como glóbulo de Bok, foi descrito pelo seu descobridor Edward Emerson Barnard como sendo “uma gota de tinta num céu luminoso”, em Dark Regions in the Sky Suggesting an Obscuration of Light, Yerkes Observatory, em 15 de novembro de 1913. Os glóbulos de Bok foram inicialmente observados pelo astrônomo Bart Bok nos anos 1940. Tratam-se de nuvens escuras muito frias de gás e poeira, e que frequentemente apresentam formação de novas estrelas em seus centros. Estes glóbulos são ricos em poeira que dispersa e absorve a radiação de fundo, de tal modo que são praticamente opacos à radiação visível.

O astrônomo americano Barnard descobriu e fotografou inúmeros cometas, nebulosas escuras e uma das luas de Júpiter, entre outras contribuições importantes. Um observador visual excepcional e um astrofotógrafo atento, Barnard foi o primeiro a utilizar fotografias de longa exposição para explorar nebulosas escuras.
Através de um pequeno telescópio, Barnard 86 parece uma ausência de estrelas no céu, ou uma janela aberta para uma região do céu distante e mais limpa. Mas, na realidade, este objeto encontra-se em frente ao campo de estrelas,  trata-se de uma nuvem densa, fria e escura de pequenos grãos de poeira que bloqueiam a radiação estelar, fazendo com que a região pareça opaca. Pensa-se que se formou a partir dos restos de uma nuvem molecular que colapsou, dando origem ao aglomerado estelar próximo NGC 6520, que pode ser visto na imagem à esquerda de Barnard 86.

O NGC 6520 é um aglomerado estelar aberto que contém muitas estrelas quentes, brilhando intensamente com uma cor azul-esbranquiçada, sinal claro da sua juventude. Os aglomerados estelares contêm geralmente alguns milhares de estrelas que se formaram todas à mesma época, o que significa que todas têm a mesma idade. Geralmente, tais aglomerados vivem vidas comparativamente curtas, da ordem das várias centenas de milhões de anos, antes de se separarem.
O incrível número de estrelas que existe nesta região do céu dificulta as observações do aglomerado, sendo por isso difícil obter muitas informações sobre ele. A idade de NGC 6520 é da ordem dos 150 milhões de anos, e tanto o aglomerado estelar como a sua companheira empoeirada parecem estar a uma distância de cerca de 6.000 anos-luz.
As estrelas que na imagem parecem estar no interior de Barnard 86 estão na verdade à frente da nuvem, situando-se entre nós e a nuvem escura. Sabe-se que muitas nebulosas escuras ainda apresentam estrelas se formando em seu centro, embora ainda não esteja claro se o mesmo se passa em Barnard 86. Vemos este fenômeno na famosa Nebulosa da Cabeça de Cavalo, no objeto Lupus 3 e, em menor grau, em outra das descobertas de Barnard, a Nebulosa do Cachimbo. No entanto, a radiação emitida pelas estrelas mais jovens é bloqueada pelas regiões de poeira ao seu redor, fazendo com que estas estrelas possam ser observadas apenas no infravermelho ou em radiação de comprimentos de onda ainda maiores.

Fonte: ESO