Galáxia anã colide com grande galáxia espiral

Observações feitas com o observatório de raios X Chandra da NASA têm revelado uma massiva nuvem de gás aquecido a milhões de graus a aproximadamente 60 milhões de anos-luz da Terra.

© Chandra/VLT (imagem composta no óptico e raios X da NGC 1232)

A nuvem de gás quente é provavelmente causada pela colisão entre uma galáxia anã e uma galáxia muito maior, chamada de NGC 1232. Se confirmada, essa descoberta marcaria a primeira vez que esse tipo de colisão teria sido detectada somente em raios X, e poderia ter implicações para o entendimento sobre como as galáxias crescem por meio de colisões similares.

Uma imagem combinando raios X e dados da luz óptica mostra a cena dessa colisão. O impacto entre a galáxia anã e a galáxia espiral causou uma onda de choque, que gerou gás quente com uma temperatura de aproximadamente 6 milhões de graus.

© Chandra (NGC 1232 em raios X)

Os dados de raios X do Chandra, em roxo, mostram o gás quente que tem a aparência de um cometa, gerado pelo movimento da galáxia anã.

© VLT (NGC 1232 no óptico)

Os dados ópticos, obtidos pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO revelam a galáxia espiral nas cores azul e branca. Fontes pontuais de raios X que têm sido removidas da imagem com o objetivo de enfatizar a emissão difusa.

Perto da cabeça da emissão de raios X na forma de cometa está uma região contendo algumas estrelas opticamente muito brilhantes e a emissão de raios X é realçada. O processo de formação de estrelas pode ter sido disparado pela onda de choque, produzindo estrelas massivas e brilhantes. Nesse caso, a emissão de raios X seria gerada por ventos de estrelas massivas e pelas partes remanescentes de explosões de supernovas à medida que as estrelas massivas se desenvolvem.

A massa de toda a nuvem de gás é incerta pois ela não pode ser determinada a partir de imagens bidimensionais se o gás quente está concentrado em uma fina camada ou distribuída sobre uma grande e esférica região. Se o gás está numa fina camada, a massa é equivalente a quarenta mil sóis. Se ele está espalhado uniformemente, a massa seria muito maior, aproximadamente três milhões de vezes a massa do Sol. Essa variação está de acordo com os valores para as galáxias anãs no Grupo Local contendo a Via Láctea.

O gás quente deveria continuar brilhando em raios X por dezenas a centenas de milhões de anos, dependendo da geometria da colisão. A colisão por si só deveria durar cerca de 50 milhões de anos. Pesquisar por grandes regiões de gás quente nas galáxias pode ser uma maneira de estimar a frequência das colisões com galáxias anãs e para entender a importância desses eventos no crescimento das galáxias.

Uma explicação alternativa da emissão de raios X é que a nuvem de gás quente poderia ter sido produzida pelas supernovas e ventos quentes de grandes números de estrelas massivas, todas localizadas no mesmo lado da galáxia. A falta de evidência das esperadas emissões de rádio, infravermelho e óptico argumentam contra essa possibilidade.

Um artigo escrito por Gordon Garmire do Instituto Huntingdon para a Astronomia de Raios X, descreve esses resultados e foi publicado no The Astrophysical Journal podendo ser visto online.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A Nova Delphini 2013

Usando um pequeno telescópio para vasculhar os céus no dia 14 de Agosto de 2013, o astrônomo amador japonês Koichi Itagaki descobriu uma “nova” estrela dentro das fronteiras da constelação de Delphinus.

© PlaneWave/G. Masi (Nova Delphini  2013)

Indicada nessa imagem acima capturada no dia 15 de Agosto de 2013, ela agora foi propriamente designada como Nova Delphini 2013. Sagitta, a Seta, aponta o caminho para a localização dessa nova estrela, que atualmente se encontra bem alta no céu noturno (no hemisfério norte), não muito distante da brilhante estrela Altair e do asterismo conhecido pelos observadores do hemisfério norte  como o Triângulo de Verão. A nova é reportada como sendo de fácil observação com binóculos, perto do limite de visibilidade a olho nu em céus escuros.

© Stellarium (localização da Nova Delphini 2013)

De fato, cartas celestes anteriores mostram uma estrela conhecida muito mais apagada (com uma magnitude 17), na posição onde a Nova Delphini foi registrada, indicando que o brilho aparente dessa estrela aumentou repentinamente mais de 25.000 vezes.

Como uma estrela passa por uma mudança dessas?

O espectro da Nova Delphini indica que ela é uma nova clássica, um sistema estelar binário em interação onde uma estrela é uma densa e quente anã branca. O material da estrela companheira, fria e gigante cai em direção à superfície da anã branca, até que o seu tamanho dispara um evento termonuclear. O drástico aumento no brilho e uma concha de expansão de detritos é o resultado, mas as estrelas não são destruídas. Acredita-se que as novas clássicas ocorrem quando o fluxo de material na anã branca retorna e produz outra explosão.

Fonte: NASA

Novo pulsar regula atividade de buraco negro

Uma equipe de astrônomos descobriu pulsos de rádio a partir de uma estrela de nêutrons praticamente ao lado do buraco negro supermassivo que reside no centro da Via Láctea.

© MPIfR (ilustração de pulsar próximo de buraco negro)

Um pulsar é uma estrela de nêutrons que gira rapidamente, onipresente no resto da Via Láctea, mas até agora invisível na região do centro galáctico. Ao estudar a emissão de um pulsar, a equipe, incluindo Heino Falcke (Radboud University Nijmegen/ ASTRON) e Adam Deller (ASTRON),  foi capaz de mostrar que a matéria está sendo engolida pelo buraco negro supermassivo  permeado por um campo magnético forte o suficiente para regular os hábitos alimentares do buraco negro e explicar a sua emissão em rádio e raios X.
A descoberta de um pulsar em órbita perto do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea, o Sagitário A* (Sgr A*) tem sido um dos principais objetivos dos astrônomos nos últimos 20 anos. Os pulsares atuam como relógios cósmicos extremamente precisos, e um pulsar perto de Sgr A* pode ser usado para medir as propriedades do espaço e do tempo em campos gravitacionais fortes, e verificar a teoria da Relatividade Geral de Einstein com testes mais rigorosos.

O jovem pulsar PSR J1745-2900 foi descoberto quando o satélite Swift observou um flash forte de raios X de origem muito perto do centro da Via Láctea, provavelmente menos de 1 ano-luz de Sgr A*, e observações posteriores do telescópio NuSTAR da NASA mostrou um período de rotação de 3,76 segundos. Com o telescópio de 100 m em Effelsberg perto de Bonn, na Alemanha, a equipe descobriu pulsos de rádio a partir de uma mesma região com o mesmo período. Observações complementares foram feitas em paralelo e, posteriormente, com o Jodrell Bank, Nancay e Very Large Array telescópios de rádio em todo o mundo, enquanto outros grupos estudaram o PSR J1745-2900 usando os telescópios ATCA, Parkes e Green Bank; os resultados do ATCA aparecerem no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society desta semana.

O Sgr A* está lentamente engolindo o gás quente, ionizado que o rodeia, um processo chamado acreção. O gás absorvido sofre influência de campos magnéticos, que arrastam o gás e interagem no processo de deposição de uma forma complicada, regulando a quantidade de material potencialmente acrescidos e lançando jatos de plasma poderosos. Até agora, a força dessas áreas é muito incerta, dificultando os esforços para compreender o processo de acreção.

Os pulsos de rádio do PSR J1745-2900 é fortemente polarizado, muito da radiação emitida oscila em um plano preferencial. No entanto, como a radiação atravessa o material magnetizado circundante do Sgr A*, o efeito de Faraday muda o plano de polarização de um modo dependente do comprimento de onda da radiação e da força do campo magnético. Ao observar o PSR J1745-2900, a equipe foi capaz de caracterizar a intensidade do campo magnético na vizinhança imediata do Sgr A*. "É incrível a quantidade de informação que podemos extrair deste único objeto", disse Deller.

Astrônomos prevêem que deve haver milhares de pulsares em torno do centro da Via Láctea. Apesar disso, o PSR J1745-2900 é o primeiro pulsar descoberto lá. "Os astrônomos têm procurado por décadas por um pulsar ao redor do buraco negro central de nossa galáxia, sem sucesso. Esta descoberta é um enorme avanço, mas continua a ser um mistério por que levou tanto tempo para encontrar um pulsar lá ", diz Falcke.

Este pulsar é magneticamente muito ativo e um pouco longe demais do buraco negro para medir os efeitos sutis da teoria da Relatividade Geral de Einstein com grande precisão. No entanto, com velhos pulsares, que estão mais perto do buraco negro e tem um período de rotação menos variável, a teoria pode ser testada. "Se houver um jovem pulsar, também deve haver muitos mais velhos, só temos de encontrá-los", concorda M. Kramer, diretor do Instituto Max Planck em Bonn, que opera o telescópio Effelsberg.

Observações de alta resolução angular adicional de acompanhamento do PSR J1745-2900 já estão sendo realizadas para mapear sua órbita ao redor do buraco negro supermassivo. A partir daí, os cientistas podem determinar a origem do pulsar e, potencialmente, refinar a estimativa da massa do buraco negro.

Um artigo a respeito da descoberta foi publicado na revista Nature.

Fonte: Netherlands Institute for Radio Astronomy

Calmaria antes da tempestade

Esta bela imagem mostra as galáxias NGC 799 (em baixo) e a NGC 800 (em cima) situadas na constelação da Baleia.

© ESO/VLT (NGC 799 e NGC 800)

Este par de galáxias foi observado pela primeira vez em 1885 pelo astrônomo americano Lewis Swift.
Situadas a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância, e estando voltadas de face para nós, podemos apreciar as suas formas de maneira clara. Tal como a Via Láctea, estes objetos são ambos galáxias espirais, com os característicos braços compridos que se enrolam em direção ao brilhante bojo central. Nos braços espirais bastante proeminentes podemos observar um grande número de estrelas azuis, jovens e quentes que se formam em grupos (os pequeníssimos pontos azuis que se vêem na imagem), enquanto que no bojo central um enorme grupo de estrelas velhas, vermelhas e mais frias se amontoam numa região compacta quase esférica.
À primeira vista, estas galáxias parecem-se uma com a outra, mas na realidade há muitos detalhes diferentes. Excetuando a diferença óbvia em tamanho, apenas a NGC 799 tem uma estrutura em barra estendendo-se do bojo central, com os braços em espiral a sair das pontas da barra. Pensa-se que as barras galácticas atuem como um mecanismo que leva o gás dos braços em espiral ao centro, aumentando assim a formação estelar. Foi também observada uma supernova na NGC 799 em 2004, a SN2004dt.
Outra característica interessante que é diferente nas duas galáxias é o número de braços em espiral. A pequena NGC 800 tem três braços espirais brilhantes e cheios de nós, enquanto que NGC 799 só apresenta dois relativamente tênues, mas largos, que começam no final da barra e se enrolam quase completamente em volta da galáxia, formando uma estrutura que lembra um anel.
Embora pela imagem pareça que estas duas galáxias coexistem em total harmonia próximo uma da outra, nada pode estar mais longe da verdade. Na realidade, estamos observaqndo a calmaria antes da tempestade. Embora não saibamos bem o que o futuro trará, o certo  é que, normalmente, quando duas galáxias se encontram relativamente próximas uma da outra, interagem entre si durante centenas de milhões de anos por meio de distúrbios gravitacionais. Em alguns casos, apenas se dão interações menores, que provocam distorções na forma das galáxias, mas às vezes as galáxias colidem, fusionando-se e dando origem a uma única e enorme galáxia nova.
Esta imagem foi obtida com o instrumento FORS1, montado no Very Large Telescope (VLT) de 8,2 metros do ESO, situado no Cerro Paranal, no Chile. A imagem é composta por várias exposições obtidas com três filtros diferentes (B, V, R).
Podemos também observar cinco asteroides; consegue encontrá-los? Os asteroides movimentaram-se entre as diferentes exposições, deixando traços coloridos na imagem.

Fonte: ESO

Explosão ilumina galáxia invisível

A mais de 12 bilhões de anos atrás, uma estrela explodiu, se rompendo e expelindo o que sobrou em jatos gêmeos com uma velocidade próxima da velocidade da luz.

© CfA (explosão de raios gama ilumina gás interestelar)

Sua morte foi um evento tão brilhante que conseguiu iluminar sua galáxia inteira um milhão de vezes mais, do que ela era iluminada antes. O flash brilhante viajou através do espaço por 12,7 bilhões de anos para chegar a um planeta que estava longe de existir no momento da explosão, a nossa Terra. Analisando essa luz, os astrônomos aprenderam sobre uma galáxia que outrora era muito pequena, apagada e distante para ser observada até mesmo pelo telescópio espacial Hubble.

“Essa estrela viveu numa época interessante, a chamada idade das trevas, um bilhão de anos depois do Big Bang”, disse o autor principal do estudo Ryan Chornock do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA).

“Por um lado, nós somos cientistas forenses, investigando a morte de uma estrela e a vida de uma galáxia nas primeiras fases do tempo cósmico”, adicionou ele.

A estrela anunciou sua morte com um flash de raios gama, um evento conhecido como uma explosão de raios gama (GRB). A GRB 130606A foi classificada como sendo uma GRB longa, já que ela durou mais de 4 minutos. Ela foi detectada pela sonda Swift da NASA no dia 6 de Junho de 2013. Chornock e sua equipe rapidamente organizaram observações subsequentes usando o telescópio MMT no Arizona e o Gemini Norte no Havaí.

“Nós fomos capazes de estar no alvo certo em questões de horas”, disse Chornock. “Essa velocidade foi crucial para detectar e estudar o brilho posterior”.

O brilho de uma GRB ocorre quando os jatos de uma explosão vagam por entre o gás ao redor, varrendo esse material, aquecendo-o e gerando assim o brilho. À medida a luz viaja através da galáxia onde se situava a estrela que morreu, ela passa por nuvens de gás interestelar. Elementos químicos, dentro dessas nuvens absorvem a luz em certos comprimentos de onda, deixando pegadas. Espalhando a luz pelo seu espectro, os astrônomos conseguem estudar essas pegadas e aprender que gases a galáxia distante continha.

Todos os elementos químicos mais pesados que o hidrogênio, o hélio, e o lítio foram criados pelas estrelas. Como um resultado, esses elementos pesados, chamamados de metais, levam um tempo para se acumular. A vida não teria existido no Universo primordial pois esses elementos, cruciais para a vida, incluindo o carbono e o oxigênio, ainda não existiam.

Chornock e seus colegas descobriram que a galáxia com explosão GRB continha somente algo em torno de um décimo dos metais encontrados no nosso Sistema Solar. A teoria sugere que embora os planetas rochosos pudessem ter sido capaz de se formar, a vida provavelmente não estaria presente.

“No tempo em que essa estrela morreu o Universo ainda não estava pronto para a vida. Ele ainda não tinha vida, mas estava sim gerando os elementos necessários para isso”, diz Chornock.

Com redshift de 5.9, ou uma distância de 12,7 bilhões de anos-luz, a GRB 130606A é uma das mais distantes explosões de raios gama já encontradas.

“No futuro nós seremos capazes de encontrar e explorar até mesmo as mais distantes GRBs com a construção do planejado Giant Magellan Telescope”, disse Edo Berger, do CfA, um coautor do estudo.

A equipe irá publicar os resultados na edição de 1 de Setembro de 2013 no periódico The Astrophysical Journal e pode ser vista online.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Encontrada origem da Corrente de Magalhães

Astrônomos usando o telescópio espacial Hubble resolveram o mistério de 40 anos da astronomia sobre a origem da Corrente de Magalhães, uma longa faixa de gás que se estica aproximadamente por metade do caminho ao redor da Via Láctea.

© ESA (Corrente de Magalhães)

Novas observações do Hubble revelaram que a maior parte da corrente foi arrancada da Pequena Nuvem de Magalhães a aproximadamente dois bilhões de anos atrás, com uma porção menor originando-se mais recentemente da sua vizinha maior.

As Nuvens de Magalhães, duas galáxias anãs que orbitam a nossa galáxia, estão na frente de um imenso filamento gasoso conhecido como Corrente de Magalhães. Desde que a corrente foi descoberta no começo dos anos 1970, os astrônomos têm pensado, cogitado e vislumbrado se esse gás viria de uma ou de ambas as galáxias satélites. Agora, novas observações do Hubble mostram que a maior parte do gás foi arrancado da Pequena Nuvem de Magalhães a aproximadamente 2 bilhões de anos atrás, mas uma segunda região da corrente foi formada mais recentemente com origem na Grande Nuvem de Magalhães.

Uma equipe de astrônomos determinou a fonte do filamento de gás usando o Cosmic Origins Spectrograph (COS) do Hubble, juntamente com observações feitas com o Very Lage Telescope (VLT) do ESO, para medir a abundância de elementos pesados, como oxigênio e enxofre, em seis locais ao longo da Corrente de Magalhães. O COS detectou esses elementos a partir da maneira como eles absorvem a luz ultravioleta emitida por quasares muito distantes, à medida que ela passa através da Corrente que se encontra em primeiro plano a partir da nossa perspectiva. Os quasares são os núcleos brilhantes de galáxias ativas.

A equipe descobriu baixa abundância de oxigênio e enxofre ao longo da maior parte da corrente, o que se ajusta aos níveis na Pequena de Nuvens de Magalhães a aproximadamente 2 bilhões de anos atrás, quando acredita-se que essa faixa gasosa tenha sido formada.

Em uma reviravolta surpreendente, a equipe descobriu um nível muito mais alto de enxofre na região mais próxima das Nuvens de Magalhães. “Nós estamos encontrando uma quantidade consistente de elementos pesados na corrente até chegarmos perto das Nuvens de Magalhães, então o nível de elementos pesados aumenta drasticamente”, disse Andrew Fox, um membro da equipe suportada pela ESA no Space Telescope Science Institute, nos EUA, e principal autor de um dos dois artigos que apresentam esses resultados.

“Essa região é muito similar em composição com a Grande Nuvem de Magalhães, sugerindo que ela foi arrancada dessa galáxia mais recentemente”.

Essa descoberta foi inesperada, modelos computacionais da Corrente prediziam que o gás viria inteiramente da Pequena Nuvem de Magalhães, que possui uma força gravitacional menor do que a sua prima mais massiva.

“Como a atmosfera da Terra absorve a luz ultravioleta, é difícil medir as quantidades desses elementos com precisão, já que nós precisamos observar a parte ultravioleta do espectro para vê-los”, disse Philipp Richter, da Universidade de Potsdam, Alemanha, e principal autor do segundo dos dois artigos. “Assim nós tivemos que ir para o espaço. Somente o Hubble é capaz de fazer medidas como essas”.

Todas as galáxias satélites próximas da Via Láctea perderam a maior parte do seu conteúdo gasoso, exceto as Nuvens de Magalhães. Como elas são mais massivas do que essas outras galáxias satélites elas podem prender esse gás, usando-o para formar novas estrelas. Contudo, essas Nuvens estão se aproximando da Via Láctea e de seu halo de gás quente. À medida que elas derivam para mais próximo da Via Láctea, a pressão desse halo quente empurra o seu gás para o espaço. Esse processo junto com a atração gravitacional entre as duas Nuvens de Magalhães, acredita-se tenha formado a Corrente de Magalhães.

“Explorar a origem dessa grande corrente de gás localizada tão perto da Via Láctea é importante”, adiciona Fox. “Nós agora sabemos quais das nossas famosas vizinhas, as Nuvens de Magalhães, criaram essa faixa de gás, qual pode eventualmente cair na nossa própria galáxia e disparar um novo processo vigoroso de formação de estrelas. Esse é um passo importante na direção de descobrir como as galáxias no Universo conseguem obter o gás necessário para formar novas estrelas”.

Fonte: ESA

Desafio à teoria de formação de planetas

Astrônomos anunciaram a descoberta de um planeta com mais de quatro vezes a massa de Júpiter e tamanho similar, orbitando sua estrela nove vezes mais afastado que o maior planeta do Sistema Solar em relação ao Sol.

© NASA (ilustração do exoplaneta GJ 504b)

Usando dados infravermelhos do telescópio Subaru no Havaí, a equipe também conseguiu revelar a cor do corpo celeste: magenta profundo. A relação entre a distância da estrela e a massa do exoplaneta, denominado GJ 504b, representa um desafio para as teorias sobre como os planetas se formam.

"Se pudéssemos viajar para esse planeta gigante, veríamos um mundo ainda brilhando no calor de sua formação com uma cor que lembra uma escura flor de cerejeira", afirmou Michael McElwain, integrante do grupo de cientistas da NASA que descobriu o planeta.

O GJ 504b, é o exoplaneta de menor massa já descoberto ao redor de uma estrela como o Sol. De acordo com a teoria mais aceita, denominada de acreção de núcleo, estrelas como essas não têm “metais” em quantidade suficiente para formar os núcleos maciços de planetas gigantes. Planetas como Júpiter começam a se desenvolver no "disco" cheio de gás que envolve uma estrela jovem. O núcleo produzido por colisões entre asteroides e cometas fornece uma "semente", e quando atinge massa suficiente sua atração gravitacional rapidamente atrai gás do disco para formar o planeta.

Enquanto esse modelo explica bem planetas até a distância de Netuno, a cerca de 30 UA (30 vezes a distância média entre a Terra e o Sol), a teoria se torna problemática para mundos localizados mais longe de suas estrelas. O GJ 504b fica a uma distância estimada de 43,5 UA de sua estrela.

"Esse está entre os planetas mais difíceis de explicar no tradicional âmbito de formação planetária", explica o astrônomo Markus Janson. "Sua descoberta implica na conclusão de que precisamos reconsiderar seriamente teorias de formação alternativas, ou até reavaliar alguns dos pressupostos básicos da teoria de acreção de núcleo".

Baseado na cor da estrela e no seu período de rotação, estima-se que o sistema esteja a 57 anos-luz da Terra e tenha 160 milhões de anos.

Fonte: NASA

Duas nuvens de gás muito diferentes

O Very Large Telescope (VLT) do ESO capturou uma intrigante região de formação estelar na Grande Nuvem de Magalhães, uma das galáxias satélite da Via Láctea.

© ESO/VLT (NGC 2020 e NGC 2014)

Esta imagem muito nítida mostra duas nuvens distintas de gás brilhante: a NGC 2014 em tons de vermelho e a sua companheira azul, a NGC 2020. Embora muito diferentes uma da outra, ambas foram esculpidas pelos mesmos ventos estelares fortes ejetados por estrelas recém nascidas extremamente quentes, as quais emitem também radiação que faz brilhar intensamente o gás.

O VLT está instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, o melhor local no hemisfério sul para a observação astronômica. Mas mesmo sem a ajuda de telescópios como o VLT, um olhar de relance à constelação austral do Espadarte, numa noite escura e límpida, revela um borrão desfocado que, à primeira vista, parece ser uma nuvem na atmosfera terrestre.
Pelo menos, esta foi a primeira impressão do explorador Fernão de Magalhães durante a sua famosa viagem de circum-navegação, em 1519. Embora Magalhães tenha sido morto nas Filipinas antes do término da viagem, a tripulação sobrevivente anunciou a presença desta nuvem e da sua irmã mais pequena quando regressou à Europa, tendo as duas pequenas galáxias sido posteriormente nomeadas em honra de Magalhães. É, no entanto, óbvio que ambas tinham já sido observadas anteriormente por exploradores europeus e observadores no hemisfério sul, embora nunca tenham sido anunciadas.
A Grande Nuvem de Magalhães está formando novas estrelas ativamente. Algumas das suas regiões de formação estelar podem inclusive ser vistas a olho nu como, por exemplo, a famosa Nebulosa da Tarântula.

© ESO/VISTA (Nebulosa da Tarântula)

No entanto, existem outras regiões mais pequenas, mas não menos intrigantes, que os telescópios conseguem revelar com todo o pormenor. Esta nova imagem obtida pelo VLT explora um par curioso: a NGC 2014 e a NGC 2020.
A nuvem de tom rosado, à direita na imagem, a NGC 2014, é uma nuvem brilhante essencialmente constituída por hidrogênio gasoso e que contém um enxame de estrelas quentes jovens. A radiação energética emitida por estas estrelas arranca os elétrons dos átomos de hidrogênio que as rodeiam, ionizando o gás e produzindo o característico brilho avermelhado. 
Para além desta radiação forte, as estrelas jovens de grande massa produzem igualmente fortes ventos estelares que fazem com que eventualmente o gás em torno delas se disperse e se afaste. À esquerda do enxame principal, uma única estrela muito quente e brilhante parece ter dado inicio a este processo, criando uma cavidade que se encontra rodeada por uma estrutura semelhante a uma bolha, chamada NGC 2020. Esta estrela é um exemplo de uma classe rara de objetos chamados estrelas Wolf-Rayet. Estes objetos de vida curta são muito quentes, as suas superfícies podem apresentar temperaturas dez vezes mais quentes do que a superfície do Sol,  muito brilhantes e dominam a região que os rodeia. A distinta cor azulada deste objeto assaz misterioso é, uma vez mais, criada por radiação emitida pela estrela quente, desta vez por oxigênio ionizado.
As diferentes cores da NGC 2014 e da NGC 2020 são o resultado, tanto da diferente composição química do gás circundante, como das temperaturas das estrelas que fazem com que o gás brilhe. As distâncias entre as estrelas e as respectivas nuvens de gás desempenham também um papel importante neste processo.
A Grande Nuvem de Magalhães situa-se a apenas cerca de 163.000 anos-luz de distância da Via Láctea, o que, a uma escala cósmica, significa que está muito próxima. Esta proximidade torna-a um alvo importante para os astrônomos, já que pode ser estudada com muito mais detalhe do que outros sistemas mais afastados. Esta foi uma das motivações para construir telescópios no hemisfério sul, e que levou o ESO a estabelecer-se há mais de 50 anos atrás. Apesar de ser enorme à escala humana, a Grande Nuvem de Magalhães tem menos de um décimo da massa da Via Láctea e a sua dimensão é de apenas 14.000 anos-luz; em termos de comparação, a Via Láctea cobre cerca de 100.000 anos-luz. A Grande Nuvem de Magalhães é uma galáxia anã irregular; a sua irregularidade, combinada com a barra de estrelas central proeminente que apresenta, sugere que interações com a Via Láctea e com outra galáxia próxima, a Pequena Nuvem de Magalhães, podem ter dado origem à sua forma caótica.

Fonte: ESO

Na vizinhança da Nebulosa do Cone

Estranhas formas e texturas podem ser encontradas na vizinhança da Nebulosa do Cone.

© Robert Gendler (vizinhança da Nebulosa do Cone)

As formas pouco comuns se originam de uma fina poeira interestelar que reagem de maneiras complexas com a luz energética e o gás quente que está sendo expelido das estrelas jovens. A estrela mais brilhante na parte direita da imagem acima, é a S Mon, enquanto a região logo abaixo está a Nebulosa da Pele de Raposa, devido à sua cor e estrutura. O brilho azul diretamente ao redor da S Mon, resulta da reflexão, onde a poeira vizinha reflete a luz da estrela brilhante. O brilho vermelho que permeia toda a região resulta não somente da reflexão da poeira, mas também da emissão de gás hisdrogênio ionizado pela luz da estrela. A S Mon é parte de um jovem aglomerado de estrelas chamado de NGC 2264, localizado a aproximadamente 2.500 anos-luz de distância na direção da constelação do Unicórnio (Monoceros). Mesmo apesar de apontar diretamente para a S Mon, detalhes da origem da misteriosa geometria da Nebulosa do Cone, visível na parte mais a esquerda da imagem permanecem um mistério.

Fonte: NASA

Uma kilonova após explosão de raios gama

O telescópio espacial Hubble tem fornecido a evidência mais forte até o momento de que explosões de raios gama de curta duração são disparadas pela fusão de dois objetos estelares menores, como um par de estrelas de nêutrons ou uma estrela de nêutrons e um buraco negro.

© Hubble (GRB 130603B)

A evidência definitiva veio de observações do Hubble feitas na luz infravermelha próxima da bola de fogo em diminuição de brilho produzida depois de uma explosão curta de raios gama (GRB). O brilho revelou pela primeira vez um novo tipo de explosão estelar chamada de kilonova, uma explosão prevista que acompanha uma GRB de curta duração.

Uma kilonova é aproximadamente 1.000 vezes mais brilhante do que uma nova, que é causada pela erupção de uma anã branca. Essa explosão estelar, contudo é somente entre 1/10 a 1/100 do brilho de uma típica supernova, a própria detonação de uma estrela massiva.

Explosões de raios gama possuem intensa radiação de alta energia que aparece de direções aleatórias no espaço. Explosões de curta duração duram no máximo poucos segundos, mas elas algumas vezes geram brilhos posteriores fracos e a irradiação da luz no infravermelho próximo continua ainda por algumas horas ou dias.

Os brilhos posteriores têm ajudado os astrônomos a determinaram que as GRBs localizam-se em galáxias distantes. A causa da GRB de curta duração permanece um mistério. A teoria mais popular descreve que é uma energia lançada enquanto dois objetos compactos se chocam. Mas, até agora, os astrônomos não tinham adquiridos dados suficientes para provar essa forte evidência.

Uma equipe de pesquisadores liderada por Nial Tanvir da Universidade de Leicester no Reino Unido, tem usado o Hubble para estudar uma recente explosão de curta duração na luz infravermelha próxima. As observações revelaram o apagamento do brilho posterior de uma explosão de kilonova, evidenciando a hipótese da fusão.

“Essa observação finalmente resolve o mistério da origem das explosões de raios gama de curta duração”, disse Tanvir. “Muitos astrônomos, incluindo nosso grupo, já tinham fornecido fortes evidências de que as explosões de raios gama de longa duração (aquelas que duram mais de dois segundos) são produzidas pelo colapso de estrelas extremamente massivas. Mas nós até então só tínhamos evidências fracas sobre o fato das explosões de raios gama de curta duração serem produzidas pela fusão de objetos compactos. Esse resultado agora parece fornecer a prova definitiva para suportar esse cenário”.

Os astrofísicos têm previsto que as GRBs de curta duração são criadas quando um par de estrelas de nêutrons super densas em um sistema binário se espiralam conjuntamente. Esse evento acontece à medida que o sistema emite radiação gravitacional. A energia dissipada pelas ondas fazem com que os dois objetos fiquem mais próximos. Nos milissegundos finais, enquanto os dois objetos se fundem, a espiral da morte expele material altamente radioativo. Esse material aquece e expande, emitindo uma explosão de luz. Essa poderosa explosão de uma kilonova emite mais radiação em luz visível e no infravermelho próximo a cada segundo do que o Sol o faz em anos. Uma explosão de kilonova dura aproximadamente uma semana.

Num artigo científico recente, Jennifer Barnes e Daniel KAsen da Universidade da Califórnia em Berkely, e do Lawrence Berkeley National Laboratory apresentou novos cálculos prevendo como as kilonovas devem parecer. Os cálculos mostram que o mesmo plasma quente produzindo a radiação também agirá como um bloqueador da luz visível, gerando um reservatório de energia da kilonova inundando de luz do infravermelho próximo por mais alguns dias.

Uma inesperada oportunidade para testar esse modelo aconteceu no dia 3 de Junho de 2013 quando o Swift Space Telescope da NASA registrou a explosão de raios gama extremamente brilhante, catalogada como GRB 130603B, numa galáxia localizada a quase 4 bilhões de anos-luz de distância. Embora a explosão inicial de raios gama tenha durado apenas um décimo de segundo, ela foi aproximadamente 100 bilhões de vezes mais brilhante do que subsequente flash de kilonova.

A luz visível da explosão posterior foi detectada no William Herschel Telescope e a sua distância foi determinada com o Gran Telescopio Canarias, ambos localizados nas Ilhas Canárias.

“Nós rapidamente percebemos que essa era a chance de testar a nova teoria de Barnes e Kasen, usando o Hubble para caçar a kilonova na luz infravermelha próxima”, disse Tanvir. Os cálculos sugerem que a luz seria provavelmente mais brilhante nos comprimentos de onda do infravermelho próximo aproximadamente entre 3 e 11 dias depois da explosão inicial. Os pesquisadores precisaram agir rapidamente antes que a luz se apagasse, então eles requisitaram o Director's Discretionary Observing Time com a Wide Field Camera 3 do Hubble.

No dia 12-13 de Junho de 2013 o Hubble buscou pelo local da explosão inicial, identificando um objeto vermelho apagado. Uma análise independente dos dados, realizada por outra equipe de pesquisa confirmou a detecção. Observações subsequentes feitas com o Hubble, três semanas depois, no dia 3 de Julho de 2013, revelaram que a fonte já tinha se apagado, fornecendo assim a evidência fundamental de que essa bola de fogo era de um evento explosivo.

“Anteriormente, os astrônomos tinham procurado pela explosão posterior de explosões de curto período mais na luz óptica, e realmente não encontraram nada além da luz da própria explosão de raios gama”, explicou Andrew Fruchter, do Space Telescope Science Institute em Baltimore, um membro da equipe de pesquisa de Tanvir. “Mas essa nova teoria previa que quando você comparasse as imagens feitas na luz óptica com aquelas feitas na luz infravermelha próxima de explosões de raios gama de curta duração, aproximadamente uma semana depois da explosão, a kilonova deveria aparecer em infravermelho, e isso é exatamente o que nós temos visto”.

Além disso para confirmar a natureza das GRBs curtas, a descoberta tinha duas importantes implicações. A primeira, a origem de muitos elementos químicos pesados no Universo, incluindo o ouro, platina, que por muito tempo foi algo misterioso. As kilonovas são previstas para formarem esses elementos em abundância, espalhando-os pelo espaço onde eles se tornariam parte da futura geração de estrelas e planetas.

Em segundo lugar, as fusões de objetos compactos são também esperadas por emitirem intensas ondas gravitacionais, previstas pela primeira vez por Albert Einstein. As ondas de gravidade não tinham ainda sido descobertas, mas os novos instrumentos em desenvolvimento podem fazer as primeiras detecções dentro de poucos anos. “Agora, parece que caçando por kilonovas, os astrônomos podem ser capazes de ajustarem conjuntamente os eventos que geram ambos os fenômenos”, disse Tanvir.

Os resultados da pesquisa foram publicados na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Galáxias perdem seu apetite com a idade

Nosso Universo está repleto de grupos de galáxias, que se mantêm unidas pela gravidade em famílias maiores chamadas de aglomerados.

© WISE e Spitzer (dois aglomerados de galáxias brilhantes)

No centro da maior parte desses aglomerados existe uma galáxia monstruosa que acreditava-se que crescia por meio de fusão com galáxias vizinhas, num processo denominado de canibalismo galáctico.

Uma nova pesquisa feita com o telescópio espacial Spitzer e com o Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) está mostrando que, ao contrário das teorias anteriores, essas gigantescas galáxias parecem reduzir seu crescimento com o passar do tempo, canibalizando cada vez menos galáxias vizinhas.

“Nós descobrimos que essas galáxias massivas podem ter começado uma dieta nos últimos 5 bilhões de anos, e desde então não têm ganho mais muito peso”, disse Yeng-Ting Lin da Academia Sinica em Taipei, Taiwan, principal autor do estudo publicado no Astrophysical Journal.

“O WISE e o Spitzer estão nos levando a ver que nós entendemos muitas coisas, mas também que existe muito que nós ainda não entendemos sobre a massa das galáxias mais massivas”, disse Peter Eisenhardt, um coautor do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, na Califórnia. Eisenhardt identificou a amostra de aglomerados de galáxias estudado pelo Spitzer e é o cientista do projeto para o WISE.

As novas descobertas ajudarão os pesquisadores a entenderem como os aglomerados de galáxias, entre as estruturas mais massivas do Universo, se formam e se desenvolvem.

Os aglomerados de galáxias são feitos de milhares de galáxias reunidas ao redor do seu maior membro, que os astrônomos chamam de galáxia mais brilhante do aglomerado ou BCG (Brightest Cluster Galaxy). As BCGs podem ter até dezenas de vezes a massa de galáxias como a Via Láctea. Elas crescem canibalizando outras galáxias, bem como assimilando estrelas que são afuniladas no meio de aglomerado em crescimento.

Para monitorar como esse processo funciona, os astrônomos pesquisaram aproximadamente 300 aglomerados de galáxias que se espalham por cerca de 9 bilhões de anos no tempo cósmico. O aglomerado mais distante data de uma época em que o Universo tinha 4,3 bilhões de anos de existência, e o mais próximo, quando o Universo era muito mais velho, 13 bilhões de vida.

“Você não pode observar uma galáxia crescer, então temos que fazer um censo da população”, disse Lin. “Nossa nova abordagem permite que nós possamos conectar a propriedade média dos aglomerados que nós observamos num passado relativamente recente com aquelas que nós observamos mais atrás na história do Universo”.

Spitzer e Wise são ambos telescópios infravermelhos, mas eles têm características únicas que são complementares em estudos como esse. Por exemplo, o Spitzer pode ver mais detalhes que o WISE, o que permite que ele capture os aglomerados mais distantes da melhor forma possível. Por outro lado, o WISE, um instrumento que faz uma pesquisa de todo o céu em infravermelho, é melhor para capturar imagens dos aglomerados próximos, graças ao seu campo de visão maior. O Spitzer ainda está trabalhando e realizando observações, o WISE já entrou em hibernação desde 2011 depois de vasculhar todo o céu com sucesso por duas vezes.

As descobertas mostram que a BCG cresceu de acordo com as taxas previstas pelas teorias até 5 bilhões de anos atrás, ou num tempo quando o Universo tinha cerca de 8 bilhões de anos de vida. Depois disso, aparentemente as galáxias, ou pelo menos a maior parte delas, pararam de se alimentar das galáxias menores ao redor.

Os cientistas ainda não têm certeza sobre o que causou a diminuição de apetite das BCGs, mas os resultados sugerem que os modelos atuais precisam de ajustes.

As BCGs são gigantes e em pouco número. Nosso censo da população das BCGs é medir como ganham seu peso à medida que envelhecem. Neste caso, elas não estão ganhando tanto peso como era esperado. As teorias não estão se ajustando com a observação, conduzindo às várias questões.

Outra explicação possível é que as pesquisas estejam perdendo um grande número de estrelas nos aglomerados mais maduros. Os aglomerados podem ser ambientes violentos, onde as estrelas são arrancadas por meio da colisão de galáxias e vagam pelo espaço. Se as observações recente não estão detectando essas estrelas, é possível que as enormes galáxias estejam de fato, continuando a ingerí-las.

Estudos futuros de Lin e outros devem revelar mais sobre os hábitos alimentares de uma das maiores espécies galácticas da natureza.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Quando as galáxias se apagam

Algumas galáxias atingem um ponto em suas vidas quando o processo de formação estelar acaba e elas então se desligam.

© Hubble (amostra de galáxias sem formação estelar)

As galáxias desligadas no passado distante aparecem muito menores do que as galáxias desligadas no Universo atualmente. Isso sempre foi um mistério para os astrônomos; como essas galáxias crescem se elas não tem mais formação de estrelas?

Uma equipe de astrônomos usou agora um conjunto de observações do Hubble para dar uma resposta surpreendentemente simples para essa questão cósmica de longa data.

Até agora, acreditava-se que essas pequenas galáxias desligadas cresciam se tornando as galáxias apagadas maiores que observamos hoje. Como essas galáxias não formam mais novas estrelas, acreditava-se que elas cresciam por meio da colisão e da fusão com outras galáxias apagadas menores, aproximadamente entre cinco e dez vezes menos massivas. Contudo, essas fusões necessitariam da presença de muito mais galáxias pequenas flutuando ao redor para que a população de galáxias apagadas pudessem se alimentar, o que não é observado.

Até recentemente não era possível explorar um número suficiente de galáxias desligadas, mas agora uma equipe de astrônomos usou observações feitas com a Hubble COSMOS Survey para identificar e contar essas galáxias desligadas através dos últimos oito bilhões de anos de história cósmica.

“O crescimento das galáxias desligadas tem sido um dos maiores mistérios sobre a evolução galáctica por muitos anos”, disse Marcella Carollo, da ETH Zurich, na Suíça, principal autora de um novo artigo que explora essas galáxias. “Nenhuma coleção única de imagens tem sido grande o suficiente para nos permitir estudar um grande número de galáxias exatamente da mesma maneira, até o projeto COSMOS do Hubble”, adicionou o coautor Nick Scoville da Caltech, nos EUA.

A equipe usou o grande conjunto de imagens do COSMOS, juntamente com observações adicionais feitas com o Canada-France-Hawaii Telescope e com o telescópio Subaru, ambos no Havaí, EUA, para espiar uma época em que o Universo tinha menos da metade da idade atual. Essas observações mapearam uma área no céu quase nove vezes maior do que a área da ocupada pela Lua Cheia.

As galáxias desligadas vistas nessa época eram pequenas e compactas, e surpreendentemente elas pareciam ficar do mesmo jeito. Ao invés de crescerem por intermédio de fusões através do tempo, essas galáxias pequenas mantinham o tamanho que elas tinham quando o processo de formação de estrelas parou. Então por que nós observamos essas galáxias aparentemente maiores com o passar do tempo?

“Nós descobrimos que um grande número de galáxias maiores que ao invés de se desligarem em momentos posteriores se juntaram com outras galáxias menores também desligadas dando a falsa impressão de que havia ocorrido um crescimento individual com o passar do tempo”, disse o coautor Simon Lilly, também do ETH Surich. “É como dizer que o aumento no tamanho médio de um apartamento em uma cidade não se deve à adição de novos quartos em prédios velhos, mas sim devido a construção de novos apartamentos maiores” adicionou o coautor Alvio Renzini do Observatório INAF Padua na Itália.

Isso nos diz muito sobre como as galáxias se desenvolveram nos últimos oito bilhões de anos da história do Universo. Já se sabia que as galáxias com formação de estrelas ativa eram menores no início do Universo, explicando por que elas eram menores quando o processo de formação estelar foi interrompido.

“O COSMOS nos forneceu simplesmente o melhor conjunto de observações para esse tipo de trabalho, ele nos deixou estudar um grande número de galáxias exatamente no mesmo período, o que não era possível de ser feito antes”, adiciona o coautor Peter Capak, também da Caltech. “Nosso estudo oferece uma explicação surpreendentemente simples e óbvia para esse mistério. Sempre que podemos ver simplicidade na natureza no meio de toda a complexidade aparente, é algo muito satisfatório”, concluiu Carollo.

Fonte: ESA

Dançando com a NGC 3718

Se olharmos cuidadosamente para o retrato cósmico colorido abaixo poderemos ter a revelação surpreendente de um grande número de galáxias tanto próximas quanto mais distantes na direção da constelação da Ursa Maior.

© Martin Pugh (galáxia NGC 3718)

A mais impressionante delas é a NGC 3718, a galáxia espiral dobrada localizada perto do centro da imagem. Os braços espirais da NGC 3718 parecem torcidos e estendidos, repletos com jovens aglomerados estelares azuis. Linhas de poeira obscurecem sua região central amarelada. A meros 150 mil anos-luz de distância para a direita está outra grande galáxia espiral, a NGC 3729. As duas galáxias provavelmente estão interagindo gravitacionalmente, o que provavelmente propicia a aparência peculiar da NGC 3718. Enquanto esse par de galáxias localiza-se a aproximadamente 52 milhões de anos-luz de distância da Terra, o impressionante Hickson Group 56 pode ser visto se aglomerando acima da NGC 3718, perto da parte superior da imagem. O Hickson Group 56 consiste de cinco galáxias em interação e localiza-se a aproximadamente 400 milhões de anos-luz de distância da Terra. Essa imagem foi escolhida como a imagem vencedora da competição David Malin Astrophotography Competition de 2013.

Fonte: NASA

O lado oculto da Via Láctea

Astrônomos do consórcio Sloan Digital Sky Survey III (SDSS-III) lançaram hoje um novo banco de dados público que contém informações para 60 mil estrelas e ajuda a contar a história de como a Via Láctea se formou.

© SDSS (Apogee DR10)

Trata-se do Data Release 10, cujo destaque é um novo conjunto de espectros estelares de alta resolução (medições da quantidade de luz emitida por uma estrela em cada frequência eletromagnética) na luz infravermelha, invisível aos olhos humanos mas capaz de penetrar o véu de poeira que obscurece o centro da Galáxia.
"Esta é a mais abrangente coleção de espectros estelares no infravermelho jamais produzida", diz Steven Majewski, cientista da University of Virginia que lidera o projeto Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE). Este é um subprojeto do SDSS-III que busca criar um censo abrangente da população estelar da Via Láctea: "Estas 60 mil estrelas foram selecionadas por estarem em partes diferentes de nossa galáxia, desde nossa vizinhança quase despovoada até o centro envolto por poeira. Nossos espectros permitem-nos retirar as cortinas que fazem com que parte da Via Láctea nos seja oculta".
"O espectro estelar contém informações importantes para o conhecimento de uma estrela. Ele indica detalhes fundamentais, como temperatura e tamanho da estrela, e quais elementos estão em sua atmosfera", afirma Jon Holtzman, da New Mexico State University, que liderou a preparação dos dados: "Os espectros são uma das melhores ferramentas de que dispomos para aprender sobre as estrelas. É como ter a foto de uma pessoa em vez de apenas conhecer sua altura e peso".
A participação do Brasil no projeto é coordenada pelo Laboratório Interinstitucional de e-Astronomia (LIneA), cuja sede fica no Observatório Nacional. "O time brasileiro colaborou com a equipe do APOGEE com simulações de populações estelares da Via Láctea, que permitiram a escolha das melhores posições do céu para apontar o instrumento, de modo a ter uma boa cobertura da galáxia. Agora, participamos do esforço de interpretação desses dados", conta o pesquisador Luiz Nicolaci da Costa, do Observatório Nacional.
A questão de como a Via Láctea se formou tem sido objeto de especulação científica e debate já há centenas de anos. O mapa tridimensional do APOGEE fornecerá informações-chave para a solução de questões centrais sobre como a nossa Galáxia se formou e evoluiu ao longo dos bilhões de anos de sua história.
Nos cenários atualmente aceitos pela comunidade científica, a Via Láctea tem atualmente três partes principais: um bojo oblongo de alta densidade no centro, o disco achatado em que vivemos, e uma componente esférica de baixa densidade chamada de "halo" que se estende por centenas de milhares de anos-luz. "Estrelas nessas diferentes regiões têm idades e composições químicas distintas, o que significa que elas se formaram em momentos diferentes e sob condições diversas ao longo da história da nossa galáxia", explica Gail Zasowski, da Ohio State University, que selecionou a melhor amostra possível de estrelas.
Quem olha para o céu a partir de um local escuro, longe do brilho esmagador das luzes da cidade, enxerga a Via Láctea aparecendo como uma faixa luminosa no céu, entrecortada por cortinas escuras. Esta faixa é o disco e bojo de nossa galáxia, e as cortinas são formadas pela poeira que bloqueia a luz visível de partes mais distantes. Devido a essa poeira, estudos anteriores eram limitados em sua capacidade de medir de forma consistente estrelas na direção do centro da Via Láctea. A solução buscada pelo APOGEE foi observar a luz infravermelha delas, que consegue atravessar com mais facilidade as nuvens de poeira. Esta capacidade de explorar regiões previamente escondidas da galáxia permite ao APOGEE conduzir o primeiro estudo abrangente da Via Láctea, do centro ao halo.
Observar dezenas de milhares de estrelas é uma tarefa demorada. Para conseguir seu objetivo de observar 100 mil estrelas em apenas três anos, o APOGEE observa até 300 estrelas diferentes ao mesmo tempo, usando cabos de fibra óptica ligados a uma grande placa de alumínio com furos alinhados à posição de cada estrela. A luz é levada através de cada fibra ao espectrógrafo APOGEE, onde uma rede prismática distribui a luz por comprimento de onda. "A grade é a primeira e maior de seu tipo já implantada em um instrumento astronômico", revela John Wilson, da University of Virginia, que liderou a equipe de design do instrumento APOGEE.
Espectros de estrelas da Apogee ajudarão a desvendar a história da nossa galáxia, e a chave para isso é conhecer a composição química e o movimento das estrelas de cada região. Como os elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio são produzidos em estrelas e disseminados pela galáxia por explosões e ventos estelares, os astrônomos sabem que as estrelas que tenham mais desses elementos pesados devem ter-se formado mais recentemente, após gerações estelares anteriores terem tempo para criar esses elementos pesados.
"Em descobrindo quais partes da galáxia contêm estrelas mais velhas e quais contém estrelas mais jovens, e considerando essa informação em conjunto com o modo como as estrelas estão se movendo, podemos traçar uma história detalhada de como a galáxia se formou e evoluiu para o que vemos hoje", diz Peter Frinchaboy, da Texas Christian University, que coordenou todas as observações do APOGEE.
Os dados do APOGEE também fornecem um contexto rico para investigar uma ampla gama de questões sobre as próprias estrelas. Uma vez que o APOGEE observa cada estrela-alvo várias vezes, ele pode identificar mudanças em seu espectro ao longo do tempo. Esta característica permitiu que a equipe do APOGEE descobrisse tipos incomuns de estrelas variáveis de curto período, identificasse quantas estrelas são realmente binárias com companheiros invisíveis e, até mesmo, detectasse movimentos estelares sutis causados por exoplanetas em órbita.
O Data Release 10 também publica outros 685 mil espectros de outro subprojeto do SDSS, o Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS). Esses novos espectros vêm de galáxias e quasares distantes, cuja luz corresponde a uma época muito mais jovem do Universo, justamente quando a força misteriosa conhecida como energia escura começava a influenciar a expansão do Universo. Os novos espectros coletados pelo BOSS e os espectros adicionais que o SDSS-III vai continuar a obter nos anos finais da pesquisa ajudarão os cientistas a entender o que é a energia escura.
O SDSS-III é um levantamento de seis anos voltado para estrelas próximas, a Via Láctea e o cosmos distante. O telescópio de 2,5 metros de diâmetro da Sloan Foundation, situado no Observatório Apache Point, no Novo México, conduz observações que são usadas para alimentar ou o espectroscópico óptico do BOSS ou o espectroscópio infravermelho do APOGEE. "Temos lançado dados desde 2001 e ainda não estamos perto de parar", diz o porta-voz do SDSS-III, Michael Wood-Vasey, da University of Pittsburgh: "Acesso público aos dados sempre foi um objetivo central de nosso projeto, e estamos orgulhosos de continuar essa tradição, hoje, com esta nova distribuição rica em informação sobre nossa galáxia". Todos os dados estão disponíveis para quem tiver interesse em http://www.sdss3.org/dr10. Em breve, eles também poderão ser encontrados no portal mantido pelo LineA, no endereço: http://skyserver.linea.gov.br.

Fonte: ON

Quaoar não é o mais denso astro transnetuniano

A vida não é tão simples para Quaoar, uma bola de rocha e gelo à deriva nas periferias do Sistema Solar.

© NASA (ilustração de Quaoar)

Em tempos foi o segundo no comando de Plutão, o segundo maior objeto no cinturão de Kuiper, um anel de planetas anões e outros corpos para lá da órbita de Netuno. Mas mundos recém-descobertos e maiores continuam aparecendo. Entretanto, o tamanho de Quaoar foi revisto em baixa, graças a novas e melhoradas medições. O mundo estranho foi praticamente esquecido.

Agora Quaoar pode ter perdido a honra que lhe resta, como o objeto mais denso no cinturão de Kuiper. As últimas revisões do seu tamanho, densidade e forma sugerem que o objeto negligenciado tem muito mais em comum com os seus vizinhos do que se suspeitava.

O seu novo e maior tamanho potencialmente aumenta a sua elegibilidade de adesão ao clube de planetas anões, formado como resultado da despromoção de Plutão. Só que Quaoar parece ser um elipsoide, o que lhe poderá negar entrada, até os planetas anões têm que ser esféricos.

Com o nome de um deus-criador nativo americano, Quaoar orbita a 6,5 bilhões de quilômetros do Sol. O seu tamanho coloca-o perto do limite do que o telescópio espacial Hubble pode ver, o que torna difícil obter mais detalhes.

© Hubble (Quaoar)

Trabalhos anteriores vasculharam as imagens desfocadas do Hubble e fizeram modelos de Quaoar e da sua única lua, Weywot, com base na noção de que ambos os objetos seriam mais ou menos como as luas de Urano. Essa pesquisa indicou que Quaoar tem cerca de 900 km de largura e é tão denso que pode ser principalmente rocha, incomum para o cinturão de Kuiper, onde a maioria dos objetos são misturas de gelo e poeira.

Mas imagens infravermelhas por telescópios modernos, tais como o telescópio espacial Herschel, e outras observações, mostraram que a composição da superfície de Quaoar não é nada como as das luas uranianas. Por isso, Felipe Braga-Ribas do Observatório Nacional do Rio de Janeiro, Brasil, e colegas tomaram um rumo diferente.

Em 2011 e 2012, várias equipes observaram Quaoar passando em frente de uma estrela, fazendo com que diminuísse de brilho durante um curto período de tempo. Ao cronometrar as observações e ao registar as mudanças na luz da estrela, estas ocultações proporcionaram algumas das medições mais precisas do tamanho e forma do distante Quaoar.

A equipe de Braga-Ribas calcula que Quaoar tem na realidade 1.138 km de largura, um pouco maior que o planeta anão Ceres, e que tem uma densidade de apenas 1,99 gramas por centímetro cúbico, o que pode torná-lo mais numa bola de neve suja como Plutão.

As ocultações fazem mais sentido se Quaoar for um elipsoide alongado incorporando ou uma montanha muito grande ou uma cratera profunda. O problema é que nenhuma destas características deve perdurar por muito tempo se o objeto for constituído por uma mistura de gelo e rocha.

Por isso a equipe também examinou o que seria necessário para uma forma mais suave coincidir com os dados. Assumindo pequenos erros de temporização que estão majoritariamente dentro dos limites esperados, um inexpressivo elipsoide, mas mais redondo, em forma de ovo, também pode explicar os dados.

A equipe de Braga-Ribas também relata a inexistência de uma atmosfera em Quaoar. Porém, observa-se que objetos na região do cinturão de Kuiper têm gelos moderadamente voláteis nas suas superfícies que são relativamente quentes o suficiente para produzir atmosferas ligeiras e frágeis.

No trabalho submetido à revista Astrophysical Journal Letters, Fraser e colegas apresentam os dados de quando Quaoar passou em frente de uma estrela em meados de Julho, a partir da perspectiva do telescópio Gemini Sul, no Chile. Eles descartam uma atmosfera de nitrogênio ou dióxido de carbono, mas pensam que é ainda possível uma atmosfera de metano puro, e que uma cobertura fofa e difusa de metano poderia encaixar nos resultados da ocultação de Braga-Ribas. Ou Quaoar tem um fino invólucro de gás, ou está de algum modo desafiando os nossos conhecimentos da química do cinturão de Kuiper.

O que é claro das várias observações é que Quaoar não é perfeitamente redondo. Mas quando a UAI (União Astronômica Internacional) redefiniu o termo planeta, também decidiu que os planetas anões precisam de ser massivos o suficiente para que a sua gravidade os torne pelo menos quase redondos.

O planeta anão Ceres também não é perfeitamente redondo. Isto sugere que a definição da UAI pode ter de ser reexaminada.

Fonte: New Scientist