A construção de um aglomerado de estrelas gigante

A região W49A pode ser um dos segredos mais bem guardados em nossa galáxia. Esta região de formação de estrelas é 100 vezes mais brilhante do que a nebulosa de Órion, mas é tão obscurecida por poeira que muito pouco escapa de luz visível ou infravermelho.

© ESO/ASIAA (W49A)

Esta imagem mapeiou a densidade projetada de gás molecular da região W49A. As cores mais brilhantes marcam regiões mais densas. A região mais brilhante no centro da imagem é inferior a três anos-luz de diâmetro, no entanto, contém cerca de 50.000 sóis de gás molecular.

O Smithsonian's Submillimeter Array (SMA) espreitou através da névoa poeirenta para fornecer a primeira visão clara deste berçário estelar.

"Ficamos espantados com todas as características que vimos nas imagens do SMA", diz o principal autor Roberto Galván-Madrid, que conduziu esta pesquisa no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CFA) e do European Southern Observatory (ESO).

A região W49A está localizada a cerca de 36.000 anos-luz da Terra, no lado oposto da Via Láctea. Ela representa um exemplo próximo do tipo de formação estelar vigorosa, onde as estrelas se formam 100 vezes mais rápido do que na Via Láctea.

O coração da W49A detém um aglomerado de estrelas gigante mas surpreendentemente compacto. Cerca de 100.000 estrelas já existem dentro de um espaço de apenas 10 anos-luz de flanco. Em contrapartida, menos de 10 estrelas se encontram dentro de 10 anos-luz de nosso Sol. Em alguns milhões de anos, o aglomerado de estrelas gigante em W49A estará quase tão cheio como um aglomerado globular.

O SMA também revelou uma intrincada rede de filamentos de abastecimento de gás em direção ao centro, assim como afluentes fornecem água em grandes rios da Terra. Os filamentos gasosos na região W49A canalizam material para dentro da estrela a uma velocidade de cerca de 2 km/seg.

Sendo mais denso do que a média, vai contribuir que o aglomerado de estrelas W49A sobreviva. A maioria dos aglomerados de estrelas no disco galáctico dissolvem-se rapidamente, com suas estrelas migrando longe uma da outra sob a influência das marés gravitacionais. É por isso que nenhuma das estrelas parecidas do Sol permanecem nas proximidades. Uma vez que é tão compacto, o aglomerado em W49A pode permanecer intacto por bilhões de anos.

O SMA mapeou o gás molecular dentro da região W49A em detalhes requintados. Ele mostrou que 30 anos-luz do centro da região W49A é centenas de vezes mais denso do que a nuvem molecular média na Via Láctea. No total, a nebulosa contém cerca de 1 milhão de sóis de gás, principalmente hidrogênio molecular.

Um artigo referente à pesquisa foi publicado na edição de dezembro do Astrophysical Journal.

Fonte: CfA e Cosmo Novas

Melotte 15 na Nebulosa do Coração

Nuvens cósmicas parecem formar formas fantásticas nas regiões centrais da nebulosa de emissão IC 1805.

© Jimmy Walker (Melotte 15)

Obviamente, as nuvens são esculpidas por ventos estelares e pela radiação de estrelas quentes e massivas no aglomerado estelar recém-nascido da nebulosa, Melotte 15. Com cerca de 1,5 milhões de anos de existência, o aglomerado de estrelas está perto do centro dessa colorida paisagem celeste, juntamente com nuvens de poeira escuras que aparecem na silhueta. Dominada pela emissão do hidrogênio atômico, a imagem telescópica acima se espalha por aproximadamente 30 anos-luz.

© Daniel Marquardt (IC 1805)

Mas, imagens de campo mais aberto, como visto na imagem acima, revelam a delimitação geral da nebulosa IC 1805, sugerindo seu nome popular:  Nebulosa do Coração. A IC 1805 está localizada ao longo da porção norte da Via Láctea, a aproximadamente 7.500 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação da Cassiopeia.

Fonte: NASA

A bolha estelar Sharpless 308

Soprada por ventos rápidos de uma estrela quente e massiva, essa bolha cósmica é enorme.

© Jeff Husted (Sharpless 308)

Catalogada como Sharpless 308, também conhecida como Sh2-308, S 308 ou RCW 11, ela localiza-se a aproximadamente 5.200 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação do Cão Maior (Canis Major) e cobre uma área do céu levemente maior do que a área ocupada pela Lua Cheia. Isso corresponde a um diâmetro de 60 anos-luz na distância estimada para a bolha.

A estrela massiva que a criou, uma estrela do tipo Wolf-Rayet, é a estrela brilhante perto do centro da nebulosa, denominada HD 50896, também conhecida como WR 6 ou EZ Canis Majoris. A outra estrela na borda da imagem é a Omicron 1 CM. Estrelas do tipo Wolf Rayet são extremamente raras e têm dezenas de vezes a massa do Sol, e acredita-se seja uma breve fase que antecede uma supernova na evolução de uma estrela massiva. Elas são muito luminosas, de dezenas de milhares a vários milhões de vezes a luminosidade do Sol, embora não excepcionalmente brilhante visualmente já que a maioria de sua produção está na região extrema do ultravioleta e, no caso da Sharpless 308, ainda há emissão de raios X (ela é uma das duas únicas bolhas Wolf-Rayet conhecidas que emitem raios X). Muitas vezes ocorrem em sistemas binários, onde as estrelas Wolf-Rayet são possíveis progenitoras de GRBs (Gamma Ray Bursts) de longa duração.

Ventos rápidos com cerca de 2.000 km/s ejetados dessa estrela Wolf-Rayet criam a forma de bolha da nebulosa à medida que eles varrem um material mais lento expelido nas fases iniciais de evolução da estrela. A nebulosa criada pelo vento estelar tem uma idade aproximada de 70.000 anos e uma velocidade de expansão de cerca de 60 quilômetros por segundo. A emissão relativamente apagada capturada nessa bela imagem é dominada pelo brilho dos átomos de oxigênio ionizados mapeados acima em tonalidades de violeta.

Fonte: NASA

Nova técnica para medir massa de exoplanetas

Até o momento, os cientistas detectaram a existência de mais de 1.000 exoplanetas em órbita de outras estrelas que não o nosso Sol.

© Christine Daniloff e Julien de Wit (ilustração do espectro de transmissão de um planeta)

Para determinar se estes mundos distantes são habitáveis, precisamos de saber a sua massa - o que pode ajudar os cientistas a discernir se o planeta é feito de gás ou rocha e outros materiais de apoio à vida.

Mas as técnicas atuais para estimar a massa exoplanetária são limitadas. A velocidade radial é o principal método usado pelos cientistas: pequenas oscilações na órbita da estrela à medida que é puxada pela força gravitacional do planeta, a partir das quais os cientistas podem derivar a relação de massa entre o planeta e a estrela. Para planetas muito grandes, com o tamanho de Netuno, ou mais pequenos como a Terra orbitando muito próximo de estrelas brilhantes, a velocidade radial funciona relativamente bem. Mas a técnica tem menos sucesso com planetas mais pequenos que orbitam mais longe das suas estrelas, tal como a Terra.

Agora, cientistas do Massachusetts Institute of Technology (MIT) desenvolveram uma nova técnica para determinar a massa de exoplanetas, usando apenas o seu sinal de trânsito, diminuições na luz à medida que um planeta passa em frente da sua estrela. Esta informação tem sido tradicionalmente usada para determinar o tamanho de um planeta e suas propriedades atmosféricas, mas a equipe do MIT descobriu uma maneira de interpretá-la de tal forma que também revela a massa do planeta.

Além da composição de um planeta, a sua massa pode fornecer um vislumbre da superfície do planeta e da sua atividade interna. A massa afeta tudo a um nível planetário, tal como placas tectônicas, o seu arrefecimento interno e convecção, o modo como gera campos magnéticos, e se o gás escapa da sua atmosfera.

Usando grandes telescópios como o Spitzer ou o Hubble, os cientistas foram capazes de analisar o espectro de transmissão de exoplanetas recém-descobertos. Um espectro de transmissão é gerado à medida que um planeta passa em frente da sua estrela, deixando escapar um pouco de luz pela sua atmosfera. Ao analisar os comprimentos de onda de luz que passam pela atmosfera, os cientistas conseguem determinar as propriedades atmosféricas de um planeta, tais como a temperatura e a densidade de moléculas. Da quantidade total de luz bloqueada, podem calcular o tamanho de um planeta.

Para determinar a massa de um exoplaneta usando espectroscopia de transmissão foi utilizado o efeito que a massa de um planeta tem na sua atmosfera, pois os espectros de transmissão dão informações sobre as propriedades atmosféricas do planeta. Para tal, trabalhou a partir de uma equação padrão que descreve o efeito da temperatura, força gravitacional e densidade atmosférica de um planeta sobre o seu perfil de pressão atmosférica, o modo como a pressão muda ao longo da sua atmosfera.

De acordo com esta equação, sabendo qualquer destes três parâmetros revelaria o quarto parâmetro. Dado que a massa de um planeta pode ser derivada a partir da sua força gravitacional, a massa de um planeta por ser derivada a partir da sua temperatura atmosférica, perfil de pressão e densidade, parâmetros que, em princípio, podem ser obtidos a partir de um espectro de transmissão.

Para provar que a temperatura, perfil de pressão e densidade atmosférica de um planeta podem ser derivadas de forma independente a partir de um espectro de transmissão, foi demonstrado que cada parâmetro tem um efeito marcante num espectro de transmissão. Os pesquisadores realizaram novas derivações analíticas a partir dos primeiros princípios de transferência radiativa, e descobriu uma constante matemática do século XVIII, com o nome de constante Euler-Mascheroni, que ajuda a revelar os efeitos individuais de cada parâmetro. Esta constante atua como uma "chave de encriptação" para descodificar o processo pelo qual as propriedades da atmosfera de um planeta são incorporadas no seu espectro de transmissão.

Para testar o método foi aplicada a técnica a um exoplaneta recém-descoberto, conhecido como HD 189733 b, localizado a 63 anos-luz de distância. Com os cálculos foi obtida a mesma medição de massa como a realizada por outros usando a velocidade radial.

Usando as especificações dos futuros telescópios espaciais de alta resolução, como o Telescópio Espacial James Webb, um instrumento concebido para estudar atmosferas exoplanetárias, os pesquisadores mostraram que a nova técnica será capaz de caracterizar a massa e propriedades atmosféricas de planetas mais pequenos, do tamanho da Terra.

Fonte: Science

A Estrela de Belém

Seria possível que algum evento cósmico real pudesse ter direcionado os três reis magos, como relata a tradição cristã, ao local onde Jesus nasceu?

© Kyriacos Kyriacou (Estrela de Belém)

Os três reis seriam sábios religiosos de um grupo de astrônomos e astrólogos reverenciado na Babilônia antiga. Eles estudavam as estrelas e os planetas e interpretavam o significado por trás de eventos cósmicos. Qualquer coisa muito excêntrica era considerada um presságio, então a estrela deveria ter sido rara e visualmente espetacular.

Que fenômeno estaria relacionado à aparição da estrela de Belém?

Admitindo sua existência, deve ter ocorrido entre os anos 8 e 4 aC na época mais aceitável do nascimento de Jesus.

A primeira explicação astronômica que se procurou dar para a Estrela de Belém foi que teria sido um cometa. Astrônomos do século 16 propuseram o famoso cometa Halley como sendo a Estrela. Essa imagem ainda é muito forte no imaginário popular, onde frequentemente o astro é representado como uma estrela com cauda, como realmente é um cometa. O cometa Halley que passou pela última vez no começo de 1986, ficou brilhando no céu entre agosto e setembro do ano 11 aC, muito cedo para estar associado ao nascimento de Jesus. Além disso, cometas eram vistos como agouros ruins, indicando fome e enchentes, assim como a morte dos reis e monarcas. Os romanos, para marcar a morte do General Agrippa, por exemplo, usaram a aparição do cometa Halley como marco. Logo, a aparição de um cometa não seria um aviso do nascimento de um novo rei. Apesar de serem certamente espetaculares e etéreos em suas aparições, nenhum dos cometas conhecidos, segundo os dados hoje catalogados, passou na Judeia capaz de ser visto a olho nu, entre 7 aC e 1 dC.

Existem certas estrelas que explodem de tal forma que sua luz aumenta centenas de vezes em poucas horas, são denominadas novas ou supernovas dependendo da intensidade da explosão. Entretanto, astrônomos chineses registraram uma estrela nova na constelação de Capricórnio no ano 5 aC. Até o século 15, nenhum registro de novas e supernovas havia sido registrado no Ocidente, acreditava-se na imutabilidade divina do céu.

Observando que a expressão "no Oriente", no Evangelho, segundo São Mateus, pode significar que a estrela teria aparecido durante as primeiras luzes da aurora, também é a parte mais contraditória do seu relato que está relacionada à afirmativa de que a Estrela de Belém precedeu a partida dos Reis Magos, quando eles deixaram Jerusalém para o sul em direção à cidade de Belém. Isto significa que a Estrela teria se deslocado para o sul em vez de seguir o movimento habitual das estrelas de Leste para o Oeste. Por incrível que pareça, a Estrela de Belém estacionou em cima do estábulo, onde se encontrava o menino Jesus! Um fenômeno astronômico inconciliável.

A hipótese astronômica mais aceita é a do astrônomo alemão Johannes Kepler (1571-1630) que, após dedicar grande parte do seu tempo neste estudo, sugeriu que a Estrela de Belém teria sido a conjunção tríplice (conjunção que se reproduz três vezes durante um mesmo ano) de Júpiter e de Saturno, o que ocorreu no ano 7 aC.

Esses planetas se aproximaram no céu, mas não o bastante para serem confundidos como um único objeto, na constelação de Peixes, nos meses de maio, setembro e dezembro. Aqueles que acreditam ser essa conjunção a Estrela de Belém argumentam que os magos viram a primeira conjunção em maio, e iniciaram a jornada. Durante a segunda conjunção, em setembro, chegaram a Jerusalém e durante a terceira conjunção, em dezembro, chegaram a Belém. Em fevereiro de 6 aC, houve uma grande aproximação (quase uma conjunção planetária) entre Júpiter, Saturno e Marte também na constelação de Peixes.

Em setembro de 3 aC, Júpiter se aproximou de Regulus, a estrela mais brilhante da constelação de Leão. Essa constelação era considerada a constelação dos reis naquela época. Além disso, o “novo leão jubado” estava associado à tribo de Judá. Em outubro, houve uma nova conjunção entre Júpiter e Vênus, na constelação de Leão. No ano 2 aC, em fevereiro e maio, aconteceram outras duas conjunções entre Júpiter e Regulus. Em junho, houve uma conjunção planetária entre Júpiter e Vênus. Nesse mesmo ano, Júpiter realizou um movimento retrógrado, onde inverteu a direção de seu movimento em relação às estrelas de fundo.

Apesar do desenvolvimento da astronomia, a Estrela de Belém é um mistério que a ciência moderna ainda não conseguiu desvendar.

Feliz Natal!

Fonte: Cosmo Novas

Onde as estrelas acabam e as anãs marrons começam?

Estrelas estão inseridas numa faixa de tamanho enorme, de muitas dezenas de vezes maior do que o Sol a uma pequena fração do seu tamanho.Mas a resposta para o quão pequeno um corpo astronômico pode ser, e ainda ser uma estrela, nunca foi conhecido.

© P. Marenfeld (diagrama tamanho x temperatura)

O diagrama acima mostra a relação entre o tamanho e a temperatura no ponto onde as estrelas terminam e as anãs marrons começam a surgir.

Mas a resposta para o quão pequeno um corpo astronômico pode ser, e ainda ser uma estrela, nunca foi conhecido. O que se sabe é que os objetos abaixo deste limite não são capazes de inflamar e sustentar a fusão de hidrogênio em seus núcleos: esses objetos são referidos como anãs marrons.

Na pesquisa aceita para publicação no Astronomical Journal, o grupo RECONS (Research Consortium On Nearby Stars) da Universidade Estadual da Georgia State University descobriu a evidência observacional para o intervalo previsto teoricamente entre estrelas muito baixas em massa e as anãs marrons. Os dados vieram com auxílio dos telescópios SOAR (SOuthern Astrophysical Research) 4,1m e SMARTS (Small and Moderate Aperture Research Telescope System) de 0,9m no Observatório Interamericano de Cerro Tololo (CTIO), no Chile, que é uma divisão do National Optical Astronomy Observatory (NOAO).

Durante a maior parte de suas vidas, as estrelas obedecem a uma relação conhecida como sequência principal, que mostra uma relação entre luminosidade e temperatura, e também uma relação entre a luminosidade e o raio. Estrelas se comportam como os balões no sentido de que a adição de materiais à estrela provoca o aumento do seu raio; em uma estrela o material é o elemento hidrogênio, em vez de ar, que é adicionado a um balão.

Por outro lado, anãs marrons são descritas por leis físicas diferentes (chamadas de pressão de degeneração de elétrons) das estrelas e tem o comportamento oposto. As camadas internas de uma anã marrom trabalham como um colchão de mola, ou seja, ao adicionar peso sobre eles faz com que  encolhem. Portanto, anãs marrons realmente diminuem em tamanho, com acréscimo de massa.

Como o Dr. Sergio Dieterich, o autor do estudo, explicou: "A fim de distinguir estrelas das anãs marrons medimos a luz de cada objeto perto do limite anã estelar/marrom. Também medimos cuidadosamente as distâncias de cada objeto. Então, calculamos suas temperaturas e raios usando as leis físicas básicas, e descobrimos a localização dos menores objetos que observamos. Vemos que o raio diminui com a diminuição da temperatura, como esperado para as estrelas, até chegarmos a uma temperatura de cerca de 2.100K. Nesta região vemos uma lacuna sem objetos, em seguida, o raio começa a aumentar com a diminuição da temperatura, como esperamos para anãs marrons."

Dr. Todd Henry, outro autor , disse: "Nós podemos agora apontar para uma temperatura (2.100K), raio (8,7% à do Sol) e luminosidade (1/8000 do Sol) e dizer que a sequência principal termina aí e foi possível identificar uma estrela em particular (com a designação 2MASS J0513-1403) como representante das menores estrelas.

Além de responder a uma questão fundamental na astrofísica estelar sobre o fim legal da sequência principal, a descoberta tem implicações significativas na busca por vida no Universo. Porque anãs marrons esfriam em uma escala de tempo de apenas milhões de anos, os planetas em torno de anãs marrons são pobres candidatos à habitabilidade, enquanto que estrelas de massa muito baixas fornecem calor constante e um ambiente de baixa radiação ultravioleta há bilhões de anos. Sabendo que a temperatura onde as estrelas acabam e as anãs marrons começam deve ajudar os astrônomos a decidir quais objetos são candidatos para hospedar planetas habitáveis​​.

Além disso, como as anãs marrons esfriam para sempre, elas eventualmente tornam-se um tipo de matéria escura macroscópica, por isso é importante saber o quanto a matéria escura está presa na forma de anãs marrons muito antigas e frias.

Fonte: NOAO

Supernovas mais brilhantes e distantes do Universo

Duas supernovas recém-descobertas são especialmente intrigantes porque o mecanismo que aciona o colapso de uma estrela gigante para um buraco negro ou estrela de nêutrons normais não pode explicar sua luminosidade extrema.

© Universidade Harvard (ilustraçao de uma supernova superluminosa)

Descoberto em 2006 e 2007, as supernovas foram tão incomum que os astrônomos inicialmente não conseguia descobrir o que eram ou mesmo determinar suas distâncias da Terra.

Astrônomos do Supernova Legacy Survey (SNLS) descobriram duas das supernovas mais brilhantes e mais distantes já registradas, com redshifts de 0,1-4 e localizadas a 10 bilhões de anos-luz de distância e uma centena de vezes mais luminosa do que uma supernova normal. Elas irrdiam uma potência de 10⁵² ergs por segundo.

"No começo, não tínhamos idéia de que essas coisas eram, mesmo se elas eram supernovas ou se elas estavam em nossa galáxia ou distantes", disse o principal autor D. Andrew Howell, um cientista da equipe do Las Cumbres Observatory Global Telescope Network (LCOGT) e professor adjunto na Universidade de Santa Barbara.

As supernovas superluminosas recém-descobertas são denominadas SNLS 06D4eu e SNLS 07D2bv. A SNLS-06D4eu, é a mais distante e, possivelmente, o membro mais luminoso de uma classe emergente de explosões chamada de supernovas superluminosas, uma subclasse especial de supernovas que não têm hidrogênio. As supernovas superluminosas são tão quentes que o pico da emissão de luz está na região ultravioleta do espectro. Por causa do bloqueio da luz ultravioleta pela atmosfera da Terra, elas nunca tinham sido totalmente observadas antes.

O novo estudo descobriu que as supernovas estão provavelmente provendo energia pela criação de um magnetar, uma estrela de nêutrons extremamente magnetizado girando centenas de vezes por segundo. Magnetares têm a massa do Sol embalada em uma estrela do tamanho de uma cidade e possuem campos magnéticos de uma centena de trilhões de vezes ao da Terra. Enquanto várias destas supernovas superluminosas foram vistas desde que foram anunciadas pela primeira vez em 2009, e a criação de um magnetar tinha sido postulada como uma possível fonte de energia, o trabalho de Howell e seus colegas é o primeiro a combinar observações detalhadas para modelos de que tal explosão pode parecer. Os modelos consistem do decaimento do ⁵⁶Ni e interação com o material circunstelar, mas os pesquisadores consideraram a criação de um magnetar com um período de 2 ms, um campo magnético de 2 × 10¹⁴ G (gauss), e um progenitor com 3 M_☉ (massas solares) fornece um melhor ajuste aos dados.

Fonte: Astrophysical Journal

Aglomerados estelares com mais nitrogênio

Estrelas de idade e composição distintas formam os mais antigos agrupamentos de matéria das galáxias.

© Lorenzo Comolli (galáxia de Andrômeda)

Surgidos entre 12 e 10 bilhões de anos atrás, os sistemas estelares mais antigos ainda existentes na Via Láctea e outras galáxias são enormes agrupamentos de matéria que reúnem centenas de milhares de estrelas. Na Via Láctea são conhecidos em torno de 160 sistemas desse tipo, distribuídos sob a forma de um halo em torno da galáxia. Denominadas tecnicamente aglomerados globulares, tais formações podem guardar a chave para a compreensão de alguns dos mistérios do Universo primordial. Até o final da década passada, a ideia corrente entre os astrofísicos era a de que todas as estrelas de um aglomerado teriam se formado de uma só vez e, basicamente, com a mesma composição química. Observações mais recentes, no entanto, lançaram dúvidas sobre esse modelo ao mostrarem que há em certos aglomerados globulares várias gerações de estrelas, com distintas idades e diferentes abundâncias de certos elementos da tabela periódica. Em outras palavras, o processo de formação dos aglomerados não deve ter sido tão simples como se cogitou no passado. Um artigo científico publicado em 10 de outubro na revista Astrophysical Journal Letters pelo astrofísico brasileiro Ricardo Schiavon, professor da Universidade John Moores de Liverpool, Inglaterra, reforça essa suspeita atual.

© Adam Evans (aglomerados globulares no halo de galáxia)

A imagem acima mostra os aglomerados globulares localizados no halo de galáxia.

No trabalho, Schiavon apresenta uma espécie de lei que parece reger a dinâmica envolvida no surgimento dos aglomerados: quanto maior for a massa desse tipo de formação, maior a quantidade de nitrogênio presente em suas estrelas. Tal correlação é interpretada como uma evidência de que realmente existem várias gerações de estrelas dentro dos aglomerados e de que as populações estelares mais jovens são mais ricas em nitrogênio do que as mais antigas. “Pela primeira vez estabeleceu-se de maneira sólida uma correlação empírica entre um parâmetro global dos aglomerados globulares, como a sua massa, e a composição química das suas estrelas”, diz Schiavon.

“Essa ligação sugere fortemente que os aglomerados de fato sofreram uma evolução química intrínseca.” Com o passar do tempo, o meio interestelar dos aglomerados, constituído de poeira e gás, deve ter se tornado mais rico em nitrogênio, produzido e ejetado pelas primeiras gerações de estrelas ali formadas, e a maior quantidade desse elemento foi progressivamente incorporada à composição das populações subsequentes de estrelas surgidas no interior desses sistemas.

Ao lado de colegas dos Estados Unidos e Canadá, o brasileiro encontrou essa correlação depois de ter medido a luz integrada, a luminosidade média de todas as estrelas de 72 aglomerados de Andrômeda (M31), a maior galáxia espiral situada nas proximidades da Via Láctea. Além de estudar a abundância de nitrogênio, os pesquisadores analisaram as quantidades de carbono, ferro, magnésio e cálcio nos aglomerados. Mas, nesses casos, não encontraram uma conexão clara entre massa e qualquer um desses elementos. Embora os aglomerados de nossa própria galáxia estejam muito mais próximos, os pesquisadores optaram por trabalhar com a galáxia vizinha.

“Em certo sentido, é mais fácil estudar os aglomerados de Andrômeda do que os de nossa galáxia porque não precisamos olhar em meio a uma floresta de estrelas situadas no “primeiro plano” da nossa visão”, diz o astrofísico Charlie Conroy, da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, coautor do trabalho. “Mas os resultados que encontramos devem valer para aglomerados de quaisquer galáxias, inclusive a Via Láctea.”

O nitrogênio é sintetizado em grande quantidade por estrelas de porte intermediário, com massa de quatro a oito vezes maior do que a do Sol. Como só foi encontrada uma correlação entre a massa dos aglomerados e a presença desse elemento em suas estrelas, os astrofísicos suspeitam que o processo de enriquecimento químico ocorrido no interior desse tipo de formação estelar se deu por meio da incorporação de matéria ejetada por estrelas de tamanho médio. Quando atingem a meia-idade, tais estrelas ejetam grande quantidade de massa sob a forma de ventos estelares. Grandemente enriquecido em nitrogênio, esse material contaminou o gás onde se formaram as gerações mais jovens de estrelas, que, assim, se tornaram mais ricas nesse elemento.

Para a astrofísica Beatriz Barbuy, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP), especialista na caracterização química de populações estelares (que não participou do estudo com os aglomerados globulares), o trabalho de Schiavon e seus colegas foi bem feito e apresenta resultados consistentes. “A correlação encontrada entre massa e abundância de nitrogênio é importante em vista da grande resistência que havia no passado à ideia de autoenriquecimento de aglomerados”, diz Beatriz. “Ela também confirma as evidências atuais de que há diversas populações de estrelas subsequentes em aglomerados.”

Fonte: FAPESP (Pesquisa)

Detectado um exoplaneta com base numa previsão teórica

Uma equipe europeia usou o espectrógrafo SOPHIE para detetar a presença do Kepler-88 c. A existência deste exoplaneta, que até agora não tinha sido detectado, foi prevista pela perturbação gravitacional, provocada no seu irmão que transita a estrela, Kepler-88 b.

© CAUP/Alexandre Santerne (ilustração do sistema Kepler-88)

O SOPHIE, um espectrógrafo de alta resolução para a observação de fenômenos no interior de estrelas e de exoplanetas, com precisão para medir velocidades radiais da ordem de 2 metros por segundo. Está instalado no telescópio de 1,93 metros do observatório de Haute-Provence na França. Com o SOPHIE também foi medida a massa do Kepler-88 c. O método das velocidades radiais detecta exoplanetas medindo pequenas variações na velocidade (radial) da estrela, devidas ao movimento que a órbita desses planetas imprime na estrela. A título de exemplo, a variação de velocidade que o movimento da Terra imprime ao Sol é de apenas 10 cm/s (cerca de 0,36 km/h). Com este método é possível determinar o valor mínimo da massa do planeta.

O principal objetivo do telescópio espacial Kepler da NASA era a procura de trânsitos periódicos em centenas de milhares de estrelas, e durante os 4 anos que durou a missão, detectou mais de 3.500. O método dos trânsitos consiste na medição da diminuição da luz de uma estrela, provocada pela passagem de um exoplaneta à frente dessa estrela. No entanto, nem todos os planetas no campo do Kepler são detectáveis por este telescópio, pois se o plano orbital estiver ligeiramente desalinhado com a linha de visão para a Terra, os planetas já não transitam e por isso são “invisíveis” para o Kepler.

Mas os planetas que orbitam a mesma estrela interagem gravitacionalmente uns com os outros. Esta interação provoca perturbações nos períodos de trânsitos previstos dos planetas, denominado Variações no Tempo de Trânsito (Time Transit Variations – TTV).

Uma análise dinâmica detalhada à interação entre planetas, efetuada anteriormente pela equipe liderada por David Nesvorný, previu que o sistema Kepler-88 tivesse dois planetas, um que transita (Kepler-88 b), e cujo período orbital é fortemente perturbado por um planeta que não transita (Kepler-88 c). Estes estarão numa ressonância 2 para 1, isto é, um planeta completa duas órbitas no mesmo período que o outro completa apenas uma. Esta configuração é semelhante à da Terra e de Marte, com o planeta vermelho orbitando o Sol em cerca de 2 anos.

A técnica TTV é sensível a planetas até à massa da Terra, em sistemas múltiplos, e pode por isso ser usada para detectar a existência de planetas que não transitam, mas que provocam perturbações na órbita dos planetas que transitam. Esta é a primeira vez que a massa de um exoplaneta “invisível”, calculada com base em Variações no Tempo de Trânsito, é confirmada de forma independente por outra técnica.

Este resultado confirma que a TTV é uma técnica válida para a detecção destes planetas “invisíveis” em sistemas com múltiplos planetas. Neste momento a técnica foi já usada para determinar a massa de mais de 120 exoplanetas, até à massa da Terra, em 47 sistemas estelares.

Netuno foi o primeiro planeta a ser detectado pela influência gravitacional que exercia sobre outro planeta (Urano). O matemático francês Urbain Le Verrier calculou que as anomalias na órbita de Urano eram devidas a uma ressonância 2 para 1 de um planeta que ainda não tinha sido observado. Os seus cálculos levaram Johann Gottfried Galle a encontrar Netuno a 23 de setembro de 1846.

Esta confirmação independente da técnica TTV permite antecipar o futuro da exploração de sistemas de exoplanetas a partir do espaço com a missão PLATO, candidata ao programa “Cosmic Vision” da ESA.

Fonte: Centro de Astrofísica da Universidade do Porto

Luz pulsante oriunda de estrela variável

Esta imagem do Hubble mostra RS Puppis, um tipo de estrela variável conhecido como uma variável Cefeida.

© Hubble (estrela variável RS Puppis)

As estrelas variáveis ​​Cefeidas são objetos cósmicos fascinantes. Sua regularidade estranha no brilho permite aos astrônomos a utilizarem como velas padrão para medir distâncias no cosmo.

A estrela variável RS Puppis está localizada a 6.500 anos-luz de distância no sul da constelação de Puppis. Ela tem 10 vezes a massa do Sol e 200 vezes maior, variando seu brilho por quase um fator de cinco vezes a cada 40 ou mais dias.
A RS Puppis está encoberta por nuvens escuras de poeira permitindo um fenômeno conhecido como “eco de luz” que reflete a nebulosa empoeirada circundante. Seu brilho intrínseco médio é 15.000 vezes maior do que a luminosidade do Sol.
Estas observações do Hubble mostram o objeto etéreo incorporado em seu ambiente empoeirado, contra um céu escuro cheio de galáxias de fundo.

Estudar estrelas como RS Puppis nos ajuda a medir e compreender a grande escala do Universo.

Fonte: ESA

O encolhimento de Mercúrio

Cientistas descobriram que o planeta mais próximo do Sol encolheu muito mais que se pensava anteriormente durante seu tempo de vida.

© NASA/JHUAPL/Carnegie Institute of Washington (planeta Mercúrio)

Estudos de Mercúrio mostram que o planeta perdeu cerca de 11 quilômetros de diâmetro desde o flamejante nascimento do sistema solar há 4,5 bilhões de anos. Conforme se resfriava e contraía, o planeta ficou marcado por longas saliências curvadas parecidas com as rugas de uma maçã desidratada.
Um novo censo dessas saliências, chamadas de escarpas lobulares, encontrou mais delas que em qualquer momento do passado, e com uma aparência mais grave.
“A descoberta sugere que Mercúrio encolheu muito mais do que previa a estimativa anterior, que era de dois a três quilômetros,” explica Paul Byrne, cientista planetário da Carnegie Institution for Science em Washington. Ele apresentou os resultados em 9 de dezembro durante uma reunião da União Geofísica dos Estados Unidos em San Francisco, na Califórnia. 
Os resultados ajudam a explicar como o enorme núcleo metálico de Mercúrio se resfriou no decorrer do tempo. Isso também pode finalmente reconciliar cientistas teóricos, que previram um grande encolhimento, com observadores que não encontravam evidências disso, até agora.

Os pesquisadores planetários discutem sobre as escarpas lobulares de Mercúrio desde que a sonda Mariner 10 passou três vezes pelo planeta em 1974 e 1975. Pesquisadores podem usar medidas de comprimento e altura das escarpas para calcular quanta redução planetária elas representam.
Esse encolhimento é produto da estranha composição de Mercúrio. A maior parte do planeta é composta por um grande núcleo, e assim ele teria arrefecido rapidamente enquanto o calor passava por sua superfície. Estudos de modelamento há muito sugerem que o planeta deveria ter encolhido entre 10 e 20 quilômetros durante seu tempo de vida, em contraste com os dois ou três quilômetros estimados a partir dos dados da Mariner 10.
As estimativas mais recentes vêm da sonda MESSENGER da NASA que fotografa e mede a topografia de Mercúrio. No ano passado, pesquisadores italianos usaram dados da MESSENGER cobrindo um quinto do planeta para mostrar que seu encolhimento provavelmente era maior que as estimativas da Mariner 10.
De acordo com Byrne, o trabalho mais recente, que cobriu o planeta inteiro, revelou muitas escarpas lobulares com relevo vertical acentuado. Além disso, o trabalho também revelou detalhes de outro tipo de elemento de superfície que pode estar relacionado ao encolhimento: “cristas” nas saliências, que são menos pronunciadas que a escarpas lobulares, mas que também podem ter se formado durante a contração. De acordo com Byrne, os dados das escarpas lobulares e das cristas das saliências combinados sugerem que o diâmetro de Mercúrio encolheu 11,4 quilômetros. Mesmo se ignorarmos as cristas das saliências, a contração fica em 10,2 quilômetros.
Esses números são plausíveis para pelo menos um cientista planetário que estudou o encolhimento de Mercúrio usando dados da Mariner 10 na década de 70. Jay Melosh, geólogo planetário da Purdue University em West Lafayette, no estado de Indiana, suspeita que pode haver ainda mais escarpas lobulares por lá.

Fonte: Nature

Surpresa química na Nebulosa do Caranguejo

Astrônomos descobriram uma rara ligação química na parte remanescente de uma estrela que explodiu por volta do ano 1054, chamada de Nebulosa do Caranguejo.

© Herschel/Hubble (Nebulosa do Caranguejo)

A pesquisa foi realizada com o auxílio do observatório espacial Herschel e ajudará os cientistas a entenderem melhor as supernovas, a violenta morte explosiva de estrelas massivas.

A descoberta inesperada envolve o gás nobre Argônio, que raramente se envolve em reações químicas. Os gases nobres são os elementos químicos: hélio, neônio, argônio, criptônio, xenônio, radônio e ununóctio.

Um novo estudo, liderado por Michael Barlow, da University College London, no Reino Unido, e baseado nos dados espectrais do Herschel, encontrou a primeira evidência de um composto no espaço baseado num gás nobre, uma molécula chamada de hidreto de argônio (³⁶ArH⁺).

“O estranho é que as condições hostis na remanescente de supernova parecem ter sido responsáveis pelo fato de parte do argônio encontrar uma parceria com o hidrogênio”, disse Paul Goldsmith do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, na Califórnia.

“Essa não é só a primeira detecção de uma molécula baseada num gás nobre no espaço, mas também uma nova perspectiva sobre a Nebulosa do Caranguejo. O Herschel mediu diretamente o isótopo de argônio que se espera ser produzido por meio de uma nucleossíntese explosiva no núcleo em colapso de uma supernova, refinando nosso entendimento sobre a origem dessa remanescente de supernova”, concluiu Göran Pilbratt, cientista de projeto do Herschel na ESA (Agência Espacial Europeia).

O isótopo de argônio encontrado na Nebulosa do Caranguejo é diferente da que domina na atmosfera da Terra, ⁴⁰Ar, que deriva do decaimento de um isótopo radioativo de potássio (⁴⁰K) presente nas rochas do nosso planeta. Com cerca de um por cento, o argônio é o terceiro gás mais abundante na atmosfera da Terra, depois do nitrogênio e oxigênio.

© Herschel (linhas de emissão do hidreto de argônio)

O estudo é baseado em dados coletados com o Spectral and Photometric Imaging Receiver (SPIRE) inserido no observatório espacial Herschel. A equipe de astrônomos detectou duas linhas de emissão correspondentes às duas primeiras transições rotacionais do hidreto de argônio nas frequências de 617,5 GHz e 1.234,6 GHz, respectivamente. Para identificar as linhas, eles fizeram uso de duas extensas bases de dados de linhas moleculares: o Cologne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) e o Madrid Molecular Spectroscopy Excitation (MADEX).

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: ESA

Vapor d’água está sendo ejetado da superfície de Europa

O telescópio espacial Hubble descobriu vapor d’água sendo expelido da frígida superfície da lua Europa de Júpiter, em uma ou mais plumas localizadas perto do seu polo sul.

© ESA (ilustração das plumas de vapor de água em Europa)

A lua Europa provavelmente possui um oceano líquido abaixo de sua crosta congelada fazendo dela um dos principais alvos na busca por mundos habitáveis além da Terra. Essa nova descoberta é a primeira evidência observacional de vapor d’água sendo ejetado da superfície da lua. Contudo, não é possível saber ainda se essas plumas estão conectadas com a água líquida da subsuperfície.

A descoberta do Hubble faz Europa ser somente a segunda lua no Sistema Solar que apresenta plumas de vapor d’água. Em 2005, plumas de vapor d’água foram detectadas pela sonda Cassini da NASA sendo expelidas da superfície da lua de Saturno, Encélado.

As plumas de Europa foram descobertas pelas observações do Hubble em Dezembro de 2012. O Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) detectou a luz ultravioleta apagada de uma aurora no polo sul da lua. Essa aurora é dirigida pelo intenso campo magnético de Júpiter, que faz com que as partículas alcancem altas velocidades de modo que elas possam espalhar as moléculas de água na pluma quando elas as atingem, resultando em íons de oxigênio e hidrogênio que deixam suas impressões nas cores da aurora.

Somente o vapor d’água tem sido detectado, diferente das plumas em Encélado, que também contém partículas de gelo e de poeira.

As longas fraturas na superfície de Europa, conhecidas como Linea, podem estar expelindo o vapor d’água para o espaço. Fissuras similares têm sido fotografadas no polo sul de Encélado pela sonda Cassini. É desconhecido em qual profundidade da crosta de Europa a fonte da água está localizada.

Assim como em Encélado, a equipe do Hubble descobriu que a intensidade das plumas variam com a posição orbital de Europa. Gêiseres ativos só foram vistos quando a lua está mais distante de Júpiter. Mas os pesquisadores não puderam detectar qualquer sinal de ejeção de material quando Europa está mais perto de Júpiter.

Uma explicação para isso é que as longas fraturas na crosta congelada experimentam mais tensão à medida que as forças de marés gravitacionais puxam e empurram a lua e as aberturas expandem em distâncias maiores de Júpiter. As aberturas ficam mais estreitas ou fechadas quando ocorre a maior aproximação do gigante gasoso.

Missões espaciais futuras para Europa poderiam confirmar a localização e o tamanho exato das aberturas e determinar se elas se conectam com o líquido nos reservatórios abaixo da superfície. Essa é uma importante notícia para as missões como a JUpiter ICy moons Explorer (JUICE) da ESA, uma missão planejada para ser lançada em 2022, e que tem como objetivo explorar tanto Júpiter como suas três maiores luas: Ganimedes, Calisto e Europa.

As descobertas do Hubble foram publicadas Science Express, e estão sendo reportadas no congresso da American Geophysical Union em San Francisco, na Califórnia.

Fonte: ESA

O ápice das Geminídeas

chuva anual de meteoros Geminídeas chegará no seu ápice na madrugada deste sábado.

© Wally Pacholka (meteoro geminídeo)

Todos os anos, em dezembro, meteoros parecem irradiar a partir de um ponto próximo à estrela Castor, na constelação de Gêmeos, que neste ano decorrem entre os dias 4 e 17 de dezembro. A partir da meia-noite, a constelação de Gêmeos já surge no horizonte leste.

A taxa horária zenital prevista é de 120 meteoros por hora, porém como a Lua estará a cerca de 90% da sua luminosidade total numa posição próxima da radiante desta chuva de meteoros, poderá ofuscar os meteoros menos brilhantes, reduzindo taxa horária. Os meteoros podem surgir em qualquer região do céu.

A chuva de meteoros Geminídeas ocorre cada vez que a Terra passa pela rota da órbita solar de um asteroide chamado 3200 Phaethon que possui cerca de 5 km de diâmetro. Esse objeto foi descoberto em 1983 pelo satélite infravermelho IRAS da NASA, que fez história produzindo o primeiro mapa do céu inteiro em comprimentos de onda do infravermelho. Essa faixa do espectro, estudada pelo IRAS é absorvida principalmente pelo vapor d’água e gás carbônico da nossa atmosfera. Os seus parâmetros orbitais do 3200 Phaethon têm aspecto parecido de um cometa de curto período, podendo ser um núcleo extinto de cometa, ou seja, quando não ocorre mais sublimação, restam apenas materiais rochosos em sua composição. O asteroide deixa para trás uma trilha de resíduos rochosos, que se movem a 35 km por segundo através da atmosfera, que devido ao atrito se desintegram gerando rastros luminosos.

© Stellarium (localização do radiante das Geminídeas)

Não há necessidade de instrumentos ópticos astronômicos para apreciar o espetáculo, mas procure um local de preferência longe da luz excessiva dos grandes centros urbanos. No horário de pico às 03h54 (horário de Brasília), cuja posição do radiante das Geminídeas pode vista na imagem acima, a Lua está se pondo no horizonte oeste, e Gêmeos está mais alto no céu, tendo a presença do planeta Júpiter, que passará a ser o objeto mais brilhante no céu até o surgimento do Sol.

Bons céus!

Fonte: Cosmo Novas

O Cinturão de Órion

O Cinturão de Órion é contituído pelas Três Marias, que é o nome popular dado a um asterismo de três estrelas que o constitui na constelação de Órion.

© Rogelio Bernal Andreo (Cinturão de Órion)

As estrelas que compõem o trio são: Alnitak, Alnilam e Mintaka, que são brilhantes e azuladas de leste a oeste (parte inferior direita para a esquerda superior) ao longo da diagonal nesta linda vista cósmica. Essas três estrelas supergigantes azuis são mais quentes e muito mais massivas que o Sol. Encontram-se cerca de 1.500 anos-luz de distância, originadas das nuvens interestelares de Órion.

Na verdade, nuvens de gás e poeira à deriva na região têm algumas formas surpreendentemente familiares, incluindo a escura Nebulosa Cabeça de Cavalo e a Nebulosa da Chama perto de Alnitak no canto inferior direito. A famosa Nebulosa de Órion está fora da borda direita deste campo estelar colorido. A imagem telescópica de campo amplo enquadrada abrange cerca de 4 graus no céu.

Embalada em poeira cósmica e hidrogênio brilhante, berçários estelares em Órion surgem de uma nuvem molecular gigante a cerca de 1.500 anos-luz de distância.

© Rogelio Bernal Andreo (Constelação de Órion)

Esta imagem espetacular abrange cerca de 25 graus que se estende por toda a constelação. Click na imagem para ver uma versão ampliada.

A Grande Nebulosa de Órion, a grande região de formação de estrelas, está à direita do centro. À sua esquerda está a Nebulosa Cabeça de Cavalo, M78, e estrelas do Cinturão de Órion.

Nota-se na imagem a estrela gigante vermelha Betelgeuse no ombro do caçador, a estrela azul brilhante Rigel no seu pé, e a brilhante nebulosa Lambda Orionis (Meissa) na extremidade esquerda, perto da cabeça de Órion.

A Nebulosa de Órion e as estrelas brilhantes são fáceis de ver a olho nu, mas as nuvens de poeira e de emissões a partir do extenso gás interestelar nesta complexa nebulosa, são muito fracas e muito mais difícil de captar. Neste mosaico de imagens telescópicas de banda larga, dados adicionais adquiridos com um filtro de hidrogênio alfa estreito foram usados para evidenciar o gás hidrogênio atômico energizado e o arco do laço gigante de Barnard.

Fonte: NASA