Como a morte estelar pode gerar jatos celestes gêmeos?

Os astrônomos sabem que enquanto as grandes estrelas podem acabar suas vidas como supernovas cataclísmicas, as estrelas pequenas terminam suas vidas como nebulosas planetárias, nuvens de gás e poeira brilhantes e coloridas.

© Hubble (Nebulosa do Ovo Podre)

A imagem acima realizada pelo telescópio espacial Hubble mostra a Nebulosa do Ovo Podre, cujo nome técnico é OH 231.84+4.22, uma nebulosa protoplanetária localizada a cerca de 5.000 anos-luz de distância na constelação de Puppis.

Em décadas recentes essas nebulosas, uma vez pensadas como sendo na maior parte das vezes sendo esféricas,  tem-se observado frequentemente que elas podem emitir poderosos jatos bipolares de gás e poeira. Mas como as estrelas esféricas se desenvolvem para produzir nebulosas planetárias?

Num artigo teórico o professor de física e astronomia Eric Blackman da Universidade de Rochester e seu aluno de graduação Scott Lucchini concluíram que somente um sistema binário em forte interação, ou uma estrela e um planeta massivo, pode ser viável para dar origem a esses poderosos jatos.

Quando essas estrelas menores exaurem o hidrogênio elas começam a se expandir e se tornam estrelas conhecidas como Asymptotic Giant Branch (AGB). Essa fase na vida das estrelas dura 100.000 anos. Em algum ponto, algumas dessas estrelas AGB, que representam o último estágio esférico distendido na vida das estrelas de pouca massa, tornam-se nebulosas protoplanetárias,  que não são esféricas.

O que acontece para mudar essas estrelas AGB esféricas em nebulosas não esféricas,  com dois jatos sendo atirados em direções opostas?

Para os jatos se formarem nas nebulosas, as estrelas AGB esféricas têm que se tornarem não esféricas, pois as estrelas AGB não são sempre estrelas simples, mas frequentemente partes de um sistema binário.  Acredita-se que os jatos sejam produzidos pela ejeção de material que é primeiro puxado de um objeto para outro e que espiraliza no disco de acreção. Todos esses cenários,  envolvem duas estrelas ou uma estrela e um planeta massivo, sendo que o núcleo das AGBs, onde os discos se formam, são muito pequenos para serem observados por telescópios.  Blackman e Lucchini, querem determinar se os sistemas binários podem ser bem separados e ter uma interação fraca, ou se eles precisam estar próximos e interagirem fortemente.

Estudando os jatos de nebulosas planetárias e protoplanetárias, eles  foram capazes de concatenar a energia e o momento envolvido no processo de acreção com os jatos; o processo de acreção é o que fornece o combustível para esses jatos. À medida que a massa cresce em um dos discos ela perde energia gravitacional. Ela é então convertida em energia cinética e em momento dos jatos expelidos, sendo a massa que é expelida numa certa velocidade. Blackman e Lucchini determinaram a potência mínima e o mínimo fluxo de massa que esses processos de acreção, precisam para produzir os jatos observados. Eles então compararam os requerimentos para os modelos específicos de acreções, que haviam previstos uma potência específica e uma taxa de fluxo de massa.

Eles descobriram que somente dois tipos de modelo de acreção,  ambos envovlendo os sistemas binários com mais forte interação,  poderiam criar essas nebulosas protoplanetárias com jatos. No primeiro tipo de modelo, o “Lóbulo de Transbordamento de Roche”, as companheiras estão tão próximas que o envelope estelar da AGB é puxado para o disco ao redor da companheira. No segundo tipo de modelo, ou “Envelope Comum”, a companheira está ainda mais perto que chega a entrar totalmente dentro do envelope da AGB, de modo que as duas estrelas passam a ter um envelope comum. De dentro desse envelope comum, discos com altas taxas de acreção podem se formar ao redor da companheira, a partir de material da AGB, ou a companheira pode ser absorvida por um disco ao redor do núcleo da AGB. Ambos os cenários poderiam fornecer energia e momento suficiente para produzir os jatos que têm sido observados.

O nome nebulosas planetárias foi originalmente proposto pelo astrônomo William Herschel, que as descobriu primeiro nos anos de 1780, e acreditava que elas eram na verdade planetas gasosos em formação. Embora o nome tenha persistido, hoje, sabemos que elas são de fato o estágio final de vida de estrelas de pouca massa, e somente se desenvolvem em planetas se uma companheira binária em um dos cenários de acreção descritos acima, for de fato um planeta. Nebulosas planetárias e protoplanetárias são diferentes na natureza da luz que elas produzem; as nebulosas protoplanetárias refletem a luz, enquanto que as nebulosas planetárias brilham por ionização (quando os átomos perdem ou ganham elétrons). Nebulosas protoplanetárias atiram dois jatos de gás e poeira, o último formando jatos à medida que o fluxo se expande e resfria. Essa poeria, reflete a luz produzida pelo núcleo mais quente. Nas nebulosas planetárias, que acredita-se ser uma evolução das nebulosas protoplanetárias, o núcleo é exposto e a radiação mais quente que ela emite ioniza o gás, nos jatos agora mais fracos, que voltam a brilhar.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

A região central de Auriga

Rico em aglomerados estelares e nebulosas, a antiga constelação de Auriga, o Cocheiro, percorre o céu noturno de inverno do norte.

© Rogelio Bernal Andreo (constelação de Auriga)

Abrangendo cerca de 24 luas cheias (12 graus) no céu, essa visão telescópica profunda é um mosaico que mostra alguns dos locais mais populares de Auriga para os turistas cósmicos. O campo varre o plano da Via Láctea na direção oposta ao centro da galáxia. Perto da parte inferior da imagem, no limite do Cocheiro com Touro, está a estrela azulada brilhante Elnath, que também é conhecida tanto como Beta Tauri ou Gamma Aurigae. Na extrema esquerda e a cerca de 3.000 anos-luz de distância existem filamentos curvados da remanescente de supernova Simeis 147 que cobre cerca de 150 anos-luz, e logo acima a nebulosa de emissão SH2-242. No lado direito  está a nebulosa de emissão IC 410, significativamente mais distante, cerca de 12.000 anos-luz de distância. A IC 410 é famosa por integrar com o jovem aglomerado de estrelas, o NGC 1893, que são nuvens de poeira e gás em forma de girino. A nebulosa Flaming Star, IC 405, está apenas um pouco mais adiante. Suas nuvens vermelhas e complexas de gás hidrogênio brilhante são energizadas pela estrela quente do tipo O, a AE Aurigae. Dois aglomerados estelares abertos da nossa galáxia, M36 e M38, se alinham no campo estelar acima.

Fonte: NASA

Mapa geológico de Ganimedes

Um grupo de cientistas do Wheaton College, nos Estados Unidos, produziu o primeiro mapa global de Ganimedes, a sétima lua de Júpiter e a maior do Sistema Solar, com 5.262 km de diâmetro (a Lua da Terra, por exemplo, tem 3.476 km de diâmetro).

© NASA/USGS Astrogeology Science Center (mapa geológico de Ganimedes)

A lua Ganimedes foi descoberta em Janeiro de 1610 por Galileo Galilei. O mapa ilustra a variedade geológica da superfície de Ganimedes.

Segundo os pesquisadores, o mapa ajuda no estudo sobre a evolução da lua e em observações futuras de naves espaciais. Os cientistas que o elaboraram identificaram três períodos geológicos para a lua, um em que dominavam crateras de impacto, outro com perturbações tectônicas, seguido por declínio na atividade geológica.

O novo mapa permitirá aos pesquisadores comparar características geológicas de outros satélites gelados, com características semelhantes às de Ganimedes.

Estudos anteriores feitos por telescópios baseados na Terra e por missões espaciais indicam que Ganimedes é um satélite gelado e complexo, cuja superfície é caracterizada pelo contraste de dois tipos principais de terrenos: regiões de crateras escuras e muito antigas e regiões mais claras marcadas por sulcos e saliências, um pouco mais jovens, mas ainda assim antigas.

O mapa foi elaborado a partir de imagens obtidas durante os sobrevoos realizados pelas sondas da NASA Voyager 1 e 2 em 1979 e pela sonda Galileo entre 1995 a 2003 e que foi agora publicado pelo U.S. Geological Survey como um mapa global.

A missão Jupiter Icy Moons da ESA está planejada para orbitar Ganimedes por volta de 2032. A NASA está contribuindo com instrumentos para a missão.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

O aglomerado globular Terzan 7

Nomeado em homenagem ao seu descobridor, o astrônomo Franco-Americano Agop Terzan, o aglomerado globular Terzan 7 visto a seguir, é uma bola densamente empacotada de estrelas unidas pela gravidade.

© Hubble/Gilles Chapdelaine (aglomerado globular Terzan 7)

Esse aglomerado localiza-se a mais de 75.000 anos-luz de distância da Terra no outro lado da galáxia, a Via Láctea. Esse é um aglomerado peculiar, um pouco diferente dos outros que nós observamos, fazendo dele um objeto intrigante para ser estudado pelos astrônomos.

Evidências mostram que o Terzan 7 pertenceu a uma pequena galáxia, chamada de Galáxia Anã de Sagittarius, uma mini galáxia descoberta em 1994. Essa galáxia está atualmente colidindo e sendo absorvida pela Via Láctea, que quando comparada com essa galáxia anã, é um verdadeiro monstro. Parece que esse aglomerado foi raptado de seu antigo local de origem e agora é parte da nossa galáxia.

Os astrônomos recentemente descobriram que todas as estrelas no Terzan 7 nasceram quase que ao mesmo tempo, e que têm 8 bilhões de anos de vida. Essa é uma idade incomumente jovem para esse tido de aglomerado. O nascimento compartilhado das estrelas também é outra propriedade incomum. Um grande número de aglomerados globulares, tanto na Via Láctea como em outras galáxias, parece ter no mínimo duas gerações diferenciadas de estrelas que nasceram em épocas diferentes.

Algumas explicações sugerem que existe algo diferente sobre os aglomerados que se formam em galãxias anãs, dando a eles uma composição diferenciada. Outras explicações, sugerem que os aglomerados como o Terzan 7 só tem material suficiente para formar um conjunto de estrelas, ou que talvez sua juventude tenha evitado a formação de outra geração.

Fonte: ESA

Localizada uma das galáxias mais jovens do Universo

Uma equipe internacional liderada por astrônomos do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e da Universidade La Laguna (ULL) acaba de lançar a primeira análise das observações do aglomerado de galáxias Abell 2744, um programa coordenado com os  telescópios espaciais Hubble e Spitzer.

© Hubble/IAC (galáxia distante no alomerado Abell 2744)

Além do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e da Universidade La Laguna (ULL), a equipe é composta de pesquisadores da França (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie e Centre de Recherche Astrophysique de Lyon), Suíça (Universidade de Genebra e Ecole Polytechnique Federal de Lausanne) e Estados Unidos (Universidade do Arizona).

Eles descobriram uma das galáxias mais distantes conhecidas até à data, que mostra claramente o potencial do projeto Frontier Fields. O projeto utiliza um fenômeno chamado "lente gravitacional", onde seletos aglomerados de galáxias em primeiro plano amplificam a luz fraca dos objetos de fundo mais distantes. Ao combinar os dados do Hubble e do Spitzer, os astrofísicos têm determinado as propriedades desta jovem galáxia com uma precisão melhor do que estudos anteriores de outras amostras em épocas cósmicas semelhantes. Esta galáxia, denominada Abell 2744_Y1, é cerca de 30 vezes menor do que a Via Láctea, mas está produzindo pelo menos 10 vezes mais estrelas. Da Terra, esta galáxia é vista como ela foi a 650 milhões de anos após o Big Bang. É uma das galáxias mais brilhantes descobertas em um momento tão retrospectivo, dizem os pesquisadores. Este estudo fornece novas restrições sobre a densidade e as propriedades das galáxias no início do Universo.

Ismael Pérez-Fournon, professor da Universidade de La Laguna e chefe do grupo IAC, aponta que no ano passado o grupo contribuiu para a descoberta de uma fábrica excepcional de estrelas no Universo primitivo, chamado HFLS3, com o observatório espacial Herschel. "HFLS3 tem propriedades extremas no infravermelho distante, observadas a 880 milhões anos após o Big-Bang. O Abell2744_Y1 é uma galáxia menor, menos massiva, mas mais distante e muito mais representativa do início do Universo. Ambos os tipos de galáxias são igualmente importantes para entender como as galáxias se formaram e evoluíram."

Um legado científico sem precedentes para estudos futuros com os atuais grandes telescópios como o Gran Telescopio Canarias (GTC), e os futuros extremamente grandes telescópios como o E-ELT e Telescópio Espacial James Webb são esperados.

Estes resultados foram aceitos para publicação na revista científica Astronomy and Astrophysics Letters.

Fonte: HubbleSite

Descoberta a estrela mais antiga do Universo

Cientistas australianos descobriram a estrela mais antiga já conhecida, formada logo após o Big Bang, há cerca de 13,8 bilhões de anos que deu origem à expansão do Universo.

© ANU/Stefan Keller (localização da estrela mais antiga)

O astro SMSS J031300.36-670839.3 fica na Via Láctea, a cerca de 6 mil anos-luz da Terra, entre a Grande e Pequena Nuvem de Magalhães. Ela permitirá estudar pela primeira vez a composição química de corpos celestes primitivos. Além disso, abre portas para questionamentos sobre as origens do Universo.

"Para determinar a idade de um astro, leva-se em conta a quantidade de ferro presente em seu espectro de luz visível (dividido por frequências e faixas de cor). Quanto mais mineral desse tipo houver, maior a juventude do objeto", disse Stefan Keller, chefe da equipe científica que descobriu a estrela, da Universidade Nacional Australiana (ANU). Segundo o astrônomo, chegar a esse achado é "uma chance em 60 milhões".

"No caso da estrela que anunciamos, a quantidade de ferro era pelo menos 60 vezes menor que em qualquer outra", destacou Keller.

O astro foi identificado pelo telescópio SkyMapper do Observatório Sinding Spring, localizado no nordeste do país, em um projeto que pretende elaborar o primeiro mapa digital do céu austral. Pouco depois, a descoberta foi confirmada pelo Telescópio Gigante de Magalhães, no norte do Chile.

Esta estrela de baixa energia pode ajudar os cientistas a explicar uma das discrepâncias entre o nosso modelo atual do Big Bang e as observações do Universo, especificamente a escassez do elemento lítio.

A descoberta foi publicada na última edição da revista científica Nature.

Fonte: The Australian National University

As galáxias NGC 5101 e NGC 5078

O preciso campo de visão telescópica abaixo alberga duas galáxias brilhantes.

© Martin Pugh (galáxias NGC 5101 e NGC 5078)

A galáxia espiral barrada NGC 5101 (no canto superior direito) e a galáxia NGC 5078 (no canto inferior esquerdo) estão separadas no céu por cerca de 0,5 grau ou a largura aparente da lua cheia. Encontradas dentro dos limites da constelação de Hydra, ambas são estimadas com cerca de 90 milhões de anos-luz de distância e semelhante em tamanho à nossa grande galáxia Via Láctea. Na verdade, ambas se encontram na mesma distância da sua separação projetada de apenas 800 mil anos-luz ou mais. Isso é menos da metade da distância entre a Via Láctea e a galáxia de Andrômeda. A NGC 5078 está interagindo com uma galáxia companheira menor, catalogada como IC 879, visto logo abaixo e à esquerda do núcleo brilhante da galáxia maior. Ainda mais distante as galáxias de fundo estão espalhadas ao redor do campo colorido. Algumas são até mesmo visíveis direitamente através do disco de frente da NGC 5101. Mas as estrelas pontiagudas proeminentes estão em primeiro plano, no interior da Via Láctea.

Fonte: NASA

Anatomia de um asteroide

Com o auxílio do New Technology Telescope (NTT) do ESO descobriu-se a primeira evidência de que os asteroides têm uma estrutura interna extremamente variada. Ao fazer medições muito precisas, astrônomos descobriram que partes diferentes do asteroide Itokawa têm densidades diferentes.

© JAXA (asteroide Itokawa)

Descobrir o que se encontra no interior dos asteroides, além de revelar segredos sobre a sua formação, pode também informar-nos sobre o que acontece quando corpos celestes colidem no Sistema Solar e dar-nos pistas sobre como se formam os planetas.

Com observações muito precisas obtidas a partir do solo, Stephen Lowry (Universidade de Kent, RU) e colegas mediram a velocidade à qual o asteroide próximo da Terra (25143) Itokawa gira e como é que esta taxa de rotação varia com o tempo, combinando seguidamente estas observações com trabalho teórico inovador sobre como é que os asteroides irradiam calor.
Este pequeno asteroide é bastante intrigante uma vez que apresenta a estranha forma de um amendoim, como foi revelado pela sonda japonesa Hayabusa em 2005. Para investigar a sua estrutura interna, a equipe de Lowry utilizou, entre outras, imagens recolhidas entre 2001 e 2013 pelo NTT, instalado no Observatório de La Silla, no Chile, para medir a variação do brilho do objeto à medida que este gira. Além do NTT foram também utilizados nas medidas de brilho os seguintes telescópios: Telescópio de 60 polegadas do Observatório Palomar (Califórnia, EUA), Observatório Table Mountain  (Califórnia, EUA), Telescópio de 60 polegadas do Observatório Steward (Arizona, EUA),  Telescópio Bok de 90 polegadas do Observatório Steward (Arizona, EUA), Telescópio Liverpool de 2 metros (La Palma, Espanha), Telescópio Isaac Newton de 2,5 metros (La Palma, Espanha) e Telescópio Hale de 5 metros do Observatório Palomar (Califórnia, EUA). Estes dados foram depois usados para deduzir o período de rotação do asteroide de modo muito preciso e determinar como é que este período varia com o tempo. Esta informação, quando combinada com a forma do asteroide, permitiu explorar o seu interior revelando pela primeira vez a complexidade que se encontra no seu núcleo. Descobriu-se que a densidade do interior do asteroide varia de 1,75 a 2,85 gramas por centímetro cúbico. As duas densidades referem-se a duas partes distintas do Itokawa.
“Esta é a primeira vez que conseguimos determinar como é o interior de um asteroide”, explica Lowry. “Podemos ver que Itokawa tem uma estrutura extremamente variada; esta descoberta é importante para nossa compreensão dos corpos rochosos do Sistema Solar”.
A rotação de um asteroide e de outros pequenos corpos no espaço pode ser afetada pela luz solar. Este fenômeno, conhecido por efeito Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack (YORP), ocorre quando a radiação solar absorvida pelo objeto é re-emitida pela sua superfície sob a forma de calor. Quando a forma do asteroide é muito irregular, o calor não é irradiado de modo homogêneo, o que cria no corpo um torque, pequeno mas contínuo, que muda a sua taxa de rotação. Como analogia simples para o efeito YORP, se fizéssemos incidir uma luz intensa numa hélice, esta começaria a girar lentamente devido a um efeito semelhante. Lowry e colegas foram os primeiros a observar este efeito em ação num pequeno asteroide chamado 2000 PH5, agora conhecido por 54509 YORP.

A equipe de Lowry determinou que a taxa à qual o asteroide gira está lentamente acelerarando devido ao efeito YORP. A variação na velocidade de rotação é minúscula, uns meros 0,045 segundos por ano, no entanto este resultado é muito diferente do esperado e apenas pode ser explicado se as duas partes do objeto em forma de amendoim tiverem densidades diferentes.
Esta é a primeira vez que os astrônomos encontram evidências para uma estrutura interna dos asteroides extremamente variada. Até agora, as propriedades do interior dos asteroides apenas podiam ser inferidas através de medições globais aproximadas da densidade. Este resultado levou a muita especulação relativamente à formação de Itokawa. Uma possibilidade é que o asteroide se tenha formado a partir de duas componentes de um asteroide duplo depois de ter havido colisão e fusão dos dois objetos.
Lowry acrescenta, “Descobrir que os asteroides não têm interiores homogêneos tem implicações importantes, particularmente para os modelos de formação de asteroides binários. Este resultado poderá igualmente ser aplicado em trabalhos que visam diminuir as colisões de asteroides com a Terra ou em planos para futuras viagens a estes corpos rochosos”.
Esta nova capacidade de sondar o interior de um asteroide é muito importante e pode ajudar-nos a desvendar muitos dos segredos destes objetos misteriosos.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The Internal Structure of Asteroid (25143) Itokawa as Revealed by Detection of YORP Spin-up”, de Lowry et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Descoberto um exoplaneta oscilante

Imagine viver num planeta com estações tão erráticas que você dificilmente saberia o que vestir: uma bermuda ou casaco de neve! Essa é a situação num mundo estranho e oscilante encontrado pelo telescópio espacial caçador de planetas Kepler da NASA.

© STScI (ilustração do sistema binário Kepler-413b)

O planeta designado Kepler-413b, está localizado a aproximadamente 2.300 anos-luz de distância na constelação de Cygnus. Ele circula um par de estrelas, sendo uma anã laranja e outra anã vermelha a cada 66 dias.

Mas o que faz esse planeta bem incomum é que ele oscila, ou sofre um movimento de precessão, de forma violenta em seu eixo. A inclinação do eixo de rotação do planeta pode variar em torno de 30 graus num período de 11 anos, levando a rápidas e erráticas mudanças nas estações. No caso da Terra a precessão do eixo gravitacional é de 23,5 graus num período de 26.000 anos. O fato desse planeta sofrer precessão numa escala de tempo humana é simplesmente magnífico dizem os pesquisadores.

Provavelmente você não desejaria estar nesse planeta para experimentar essas mudanças de estações, ele é muito mais quente do que conhecemos para que a vida possa ali florescer. Ele tem uma órbita muito próxima de uma das estrelas, se localizando na borda interna da zona habitável do sistema, ou seja, uma região onde as temperaturas permitem que a água líquida exista na superfície do planeta. Ele também é um gigante gasoso com uma massa equivalente a 65 Terras, ou seja, um super-Netuno, assim não existe também nenhuma superfície onde possamos ficar de pé.

A órbita do planeta é incomum, ela é inclinada de 2,5 graus em relação ao plano da órbita do sistema binário. No período de 11 anos, a órbita do planeta parece oscilar à medida que ele orbita o par de estrelas.

Os astrônomos usando o Kepler descobriram essas características quando eles encontraram um padrão incomum de trânsito para o Kepler-413b. Normalmente, planetas em trânsito são vistos passando em frente das suas estrelas progenitoras como um relógio. O Kepler descobriu esses planetas notando a diminuição de brilho da estrela.

“O que nós vimos nos dados do Kepler em mais de 1.500 dias foram 3 trânsitos nos primeiros 180 dias (um trânsito a cada 66 dias), então nós tivemos 800 dias sem trânsito”, explicou Veselin Kostov, o principal pesquisador nas observações. Kostov é afiliado com o Space Telescope Science Institute (STScI), e da Johns Hopkins University (JHU), em Baltimore (EUA). “Depois disso, nós observamos mais cinco trânsitos em sequência”.

O próximo trânsito não está previsto para ocorrer até 2020. Isso se deve não somente à oscilação orbital, mas também aos diâmetros diminutos das estrelas e o fato de que o plano orbital das estrelas não estar exatamente de lado com relação à nossa linha de visão. O que aconteceu então foi que os astrônomos registraram o planeta agora enquanto ele estava realizando o trânsito.

Devido à oscilação orbital, a órbita continuamente se move para cima e para baixo com relação ao nosso ponto de vista. Essa mudança é grande o suficiente que algumas vezes da Terra, se perde o momento em que o planeta passa em frente às estrelas.

Para entender os complicados movimentos desse planeta, imagine uma roda de bicicleta localizada do seu lado. Gire a roda, enquanto ela está no chão, e ela então ficará oscilando. Isso é o que acontece com a órbita do planeta. Agora imagine colocando um pião no anel da roda girando horizontalmente. Esse é como o movimento oscilante de precessão rotacional do planeta acontece.

Os astrônomos ainda estão tentando explicar por que esse planeta está fora de alinhamento com relação a suas estrelas. Podem existir outros corpos planetários no sistema que estejam inclinando a órbita. Ou, pode existir uma terceira estrela próxima que é uma companheira visual que pode na verdade estar gravitacionalmente presa ao sistema e exercendo uma influência.

“Provavelmente existem mais planetas como esse que não foram vistos devido ao período não favorável”, disse Peter McCullough, um membro da equipe do STScI e da JHU.

Os resultados da pesquisa foram publicados na edição de 29 de Janeiro deste ano no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: HubbleSite

Canais de hidrogênio fluindo no espaço intergaláctico

Usando o telescópio Robert C. Byrd Green Bank (GBT)  da Fundação Nacional de Ciência, o astrônomo D.J. Pisano da Universidade West Virginia (WVU), descobriu que poderia ser um canal nunca antes visto de hidrogênio que flui através do espaço.

© Palomar Observatory/WVU (canais de hidrôgenio fluindo da NGC 6946)

Este filamento muito tênue de gás está fluindo da galáxia próxima NGC 6946 pode ajudar a explicar como certas galáxias espirais desenvolvem seu ritmo constante de formação de estrelas.

"Sabíamos que o combustível para a formação de estrelas teve que vir de algum lugar. Até agora, no entanto, temos detectado apenas cerca de 10% do que seria necessário para explicar o que observamos em muitas galáxias", disse Pisano. "A principal teoria é que o hidrogênio pode ser transportado através de rios no espaço intergaláctico, clandestinamente alimentando a formação de estrelas. Mas esse fluxo tênue de hidrogênio era simplesmente demasiado difuso para ser detectado, até agora."
As galáxias espirais, como a nossa Via Láctea, normalmente mantêm um ritmo bastante tranquilo, mas constante de formação de estrelas. Outras, como a NGC 6946, que está localizada a aproximadamente 22 milhões de anos-luz da Terra, na fronteira das constelações Cepheus e Cygnus, são muito mais ativas, embora menos do que as galáxias starburst mais extremas. O que está sustentando a alimentação da formação de estrelas nesta e em outras galáxias espirais similares?

Estudos anteriores da vizinhança galáctica em torno NGC 6946 com o radiotelescópio Westerbork Synthesis (WSRT) nos Países Baixos revelaram uma auréola prolongada de hidrogênio (uma característica comum em galáxias espirais, o que pode ser formada por hidrogênio ejetado do disco da galáxia pela intensa formação de estrelas e explosões de supernovas). Um fluxo frio de hidrogênio ocorre a partir de uma fonte completamente diferente: o gás a partir do espaço intergaláctico, que nunca tenha sido aquecido a temperaturas extremas por processos de nascimento de estrela ou supernova de uma galáxia.

Usando o GBT de 100 metros, operado pelo National Radio Astronomy Observatory (NRAO), Pisano foi capaz de detectar o brilho emitido pelo gás hidrogênio neutro na conexão da NGC 6946 com as suas vizinhas cósmicos. Este sinal foi simplesmente abaixo do limiar de detecção de telescópios.

Astrônomos teorizam há muito tempo que as galáxias maiores poderiam receber um fluxo constante de hidrogênio frio de outras companheiras menos maciças.

Ao olhar para a NGC 6946, o GBT detectou exatamente o tipo de estrutura filamentar que estaria presente em um fluxo gelado, embora não haja outra explicação provável para o que tem sido observado. Também é possível que em algum momento no passado, esta galáxia teve um encontro próximo e passou por seus vizinhos, deixando uma fileira de hidrogênio atômico neutro em sua esteira.

Nessa situação, não deveria haver uma população pequena, mas perceptível de estrelas nos filamentos. Mais estudos ajudarão a confirmar a natureza desta observação e poderia evidenciar a possível função que os fluxos gelados desempenham na evolução das galáxias.

A imagem composta no topo da página contém três características distintas: a região central da galáxia NGC 6946 cheio de estrelas brilhantes na luz óptica (azul), o denso vestígio de hidrogênio nos braços espirais da galáxia e no halo galáctico (laranja), e o campo extremamente difuso e extenso de hidrogênio englobando a NGC 6946 e suas companheiras (vermelho). Os novos dados do GBT mostram que o hidrogênio levemente brilhante abre caminho entre a maior galáxia e suas companheiras menores. Esta estrutura fraca é precisamente o que os astrônomos esperam que apareça quando o hidrogênio fluir a partir do meio intergaláctico das galáxias ou a partir de um encontro ocorrido entre as galáxias.

Fonte: NRAO

O mistério das galáxias ultra compactas

Astrônomos combinando o poder do telescópio espacial Hubble, e dos telescópios infravermelhos Spitzer e Herschel, com telescópios baseados na superfície da Terra, conseguiram montar uma imagem coerente da história de formação das estrelas mais massivas no Universo.

© NASA/ESA (desenvolvimento das galáxias elípticas massivas)

A evolução ocorre desde a explosão inicial da formação violenta de estrelas, passando pela sua aparência como núcleos galácticos com alta densidade estelar e finalizando com o seu destino final como gigantes elípticas.

Isso resolve um mistério que dura décadas sobre como as galáxias compactas de forma elípticas que existiam quando o Universo tinha somente 3 bilhões de anos de existência, ou seja, um quarto da idade atual do universo de 13,8 bilhões de anos, já tinham completado sua formação estelar. Essas galáxias elípticas compactas têm sido agora definitivamente integradas diretamente com uma população anterior de galáxias de explosão de estrelas empoeiradas que vorazmente usaram o gás disponível para gerar estrelas de forma bem rápida. Então elas cresceram lentamente por meio de fusão à medida que a formação de estrelas nelas diminuía, e elas eventualmente tornaram-se galáxias elípticas gigantes.

“Essa é a primeira vez que alguém agrupa uma amostra espectroscópica representativa de galáxias ultra compactas, com a alta qualidade de imageamento infravermelho do Hubble”, disse Sune Toft do Dark Cosmology Center no Niels Bohr Institute em Copenhagen.

“Nós mostramos como essas galáxias compactas podem se formar, como isso aconteceu e quando isso aconteceu”, disse Toft. “Essa é basicamente a peça que faltava no entendimento sobre como as galáxias mais massivas se formaram, e como elas se desenvolveram tornando-se as gigantescas galáxias elípticas que observamos hoje. Esse tem sido um grande mistério por muitos anos pois apenas 3 bilhões de anos depois do Big Bang nós observamos que a maior parte das galáxias já haviam completado a sua formação de estrelas”.

Ainda mais surpreendente, essas galáxias massivas uma vez foram extremamente compactas, se comparadas com as galáxias elípticas similares vistas hoje no Universo próximo. Isso significa que as estrelas foram amontoadas de 10 a 100 vezes mais densas do que o que é observado nas galáxias atualmente. “Essa é uma densidade comparada à densidade de estrelas em aglomerados globulares, mas numa escala muito maior, de uma galáxia”, disse Toft.

Ao tentar criar uma sequência evolucionária conjunta para essas galáxias massivas compactas, Toft identificou seus progenitores como as galáxias altamente obscurecidas pela poeira submetidas a uma rápida formação de estrelas em taxas que são milhares de vezes mais rápidas do que na nossa Via Láctea. Explosões de estrelas nessas galáxias são provavelmente disparadas quando duas galáxias ricas em gás colidem. Essas galáxias são tão empoeiradas que elas são quase invisíveis em comprimentos de onda ópticos, mas são brilhantes em comprimentos de onda submilimétricos, onde elas foram identificadas, aproximadamente a duas décadas atrás pela câmera SCUBA (Submillimeter Common-User Balometer Array) acoplada ao Telescópio James Clerk Maxwell no Havaí.

A equipe de Toft, pela primeira vez agrupou amostras representativas de duas populações de galáxias usando o rico conjunto de dados no programa COSMOS (Cosmic Evolution Survey) do Hubble.

Eles construíram a primeira amostra representativa das galáxias compactas com distâncias e tamanhos precisos (desvio para o vermelho espectroscópico) medidos dos programas CANDELS (Cosmic Assembly Near-Infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) e 3D-HST do Hubble. O 3D-HST é uma pesquisa espectroscópica no infravermelho próximo feita pelo Hubble para estudar os processos físicos que formaram as galáxias no Universo distante. Os astrônomos combinaram esses dados com observações do telescópio Subaru no Havaí e com dados do telescópio espacial Spitzer da NASA. Isso permitiu que os astrônomos conseguissem estimar de forma precisa a idade das estrelas, de onde eles concluíram que as galáxias se formaram em intensas explosões de estrelas entre 1 bilhão a 2 bilhões de anos antes, no Universo bem recente.

A equipe então fez a primeira amostra representativa das galáxias mais distantes submilimnétricas usando os ricos dados do COSMOS do Hubble, Spitzer, e do Herscehl, e de telescópios com base em solo terrestre como o Subaru, o James Clerk Maxwell e o Submillimeter Array. Essa informação multi-espectral, desde a luz óptica até os comprimentos de onda submilimétricos forneceu um conjunto completo de informações sobre os tamanhos, as massas estelares, as taxas de formação de estrelas, o conteúdo de poeira, e as distâncias precisas das galáxias escondidas na poeira presentes no início do Universo.

Quando a equipe de Toft comparou as amostras dessas duas populações galácticas, eles descobriram um elo entre as galáxias compactas elípticas e as galáxias submilimétricas observadas entre 1 bilhão e 2 bilhões de anos antes. Essas observações mostram que a atividade violenta de formação de estrelas nas galáxias anteriores tinham as mesmas características previstas para as progenitoras das galáxias elípticas compactas. A equipe também calculou que a intensa atividade de explosão de estrelas durou cerca de 40 milhões de anos antes que o suprimento de gás interestelar se exaurisse.

Fonte: HubbleSite

Primeiro mapa meteorológico de uma anã marrom

O Very Large Telescope (VLT) do ESO foi utilizado para criar o primeiro mapa meteorológico da superfície da anã marrom mais próxima da Terra.

© ESO/I. Crossfield/N. Risinger (ilustração de Luhman 16B)

Uma equipe internacional fez um mapa das regiões claras e escuras da WISE J104915.57-531906.1B, também conhecida pelo nome informal Luhman 16B e uma das duas anãs marrons recentemente descobertas que formam um par a apenas seis anos-luz de distância.

As anãs marrons preenchem a lacuna entre os planetas gigantes gasosos e as estrelas frias de pouco brilho. Não possuem massa suficiente para dar início à fusão nuclear nos seus centros e apenas conseguem brilhar fracamente nos comprimentos de onda do infravermelho. A primeira anã marrom confirmada foi descoberta há apenas cerca de vinte anos e só se conhecem algumas centenas destes objetos tão elusivos.
As anãs marrons que se encontram mais próximas do Sistema Solar formam um par chamado Luhman 16AB e situam-se a apenas seis anos-luz de distância, na constelação  da Vela. Este par foi descoberto pelo astrônomo americano Kevin Luhman em imagens do satélite de rastreio infravermelho WISE. Como Luhman tinha já descoberto quinze estrelas duplas, foi adotado o nome Luhman 16. Seguindo a convenção usual de nomear as estrelas duplas, Luhman 16A é a mais brilhante das duas componentes, Luhman 16B é a componente secundária e referimo-nos ao par como Luhman 16AB. Este par é o terceiro sistema mais próximo da Terra, depois de Alfa Centauri e da Estrela de Barnard, mas só foi descoberto no início de 2013. Sendo que a componente menos brilhante, Luhman 16B, variava ligeiramente em brilho a cada poucas horas, à medida que girava, um indício de que poderia ter regiões bem demarcadas em sua superície.
Os astrônomos usaram agora o poder do VLT para, não apenas fotografar estas anãs marrons, mas também mapear regiões claras e escuras na superfície de Luhman 16B.

© ESO/I. Crossfield (Mapa de superfície de Luham 16B)

O astrofísico Ian Crossfield (Instituto Max Planck de Astronomia, Heidelberg, Alemanha), autor principal do novo artigo científico que descreve este trabalho, sumariza os resultados: “Observações anteriores sugeriam que as anãs marrons poderiam ter superfícies manchadas, mas agora podemos de fato mapeá-las. Dentro de pouco tempo, poderemos ver padrões de nuvens formando-se, evoluindo e dissipando-se nesta anã marrom, eventualmente os exometeorologistas poderão prever se um visitante de Luhman 16B poderá contar com céus limpos ou nublados”.
Para mapear a superfície da anã marrom os astrônomos usaram uma técnica inteligente. Observaram as anãs marrons com o instrumento CRyogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph (CRIRES) montado no VLT, o que lhes permitiu não somente ver o brilho variável à medida que Luhman 16B gira, mas também observar se as regiões claras e escuras estavam se movendo em direção ao observador ou afastando-se dele. Combinando toda esta informação conseguiram recriar um mapa das regiões claras e escuras situadas na superfície.
As atmosferas das anãs marrons são muito semelhantes às dos exoplanetas gigantes gasosos quentes, por isso ao estudar comparativamente anãs marrons fáceis de observar, os astrônomos podem também aprender mais sobre as atmosferas dos planetas gasosos jovens, muitos dos quais serão descobertos num futuro próximo pelo novo instrumento Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch (SPHERE), que será instalado no VLT ainda este ano.
Esta anã marrom possibilita compreender os padrões de clima em outros sistemas solares. Além disto, é muito importante o mapeamento de objetos localizados além do nosso Sistema Solar!

Os novos resultados serão publicados amanhã na revista Nature, num artigo científico intitulado: “A Global Cloud Map of the Nearest Known Brown Dwarf”.

Fonte: ESO

A galáxia espiral Cata-Vento do Sul

A M83 é uma das mais próximas e mais brilhantes galáxias espirais no céu. Visível com binóculos na constelação de Hydra, os majestosos braços espirais deram a ela o belo nome de Cata-Vento do Sul.

© Hubble (galáxia espiral M83)

Embora descoberta a 250 anos atrás, somente, muito tempo depois se percebeu que a M83 não era uma nuvem de gás próxima, mas sim uma galáxia espiral barrada muito parecida com a nossa Via Láctea. A M83, mostrada acima, numa imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, é um membro proeminente de um grupo de galáxias que inclui a Centaurus A e a NGC 5253, todas elas localizadas a aproximadamente 15 milhões de anos-luz de distância da Terra. Algumas explosões de supernovas brilhantes foram registradas na M83. Um intrigante anel duplo circunuclear foi descoberto no centro da M83.

Fonte: NASA

Sonda Swift registra supernova na galáxia M82

Uma explosão estelar excepcionalmente próxima descoberta em 21 de Janeiro de 2014 tornou-se o foco dos observatórios ao redor do mundo, incluindo alguns observatórios espaciais da NASA.

© NASA (aparição da supernova SN 2014J)

A explosão, designada como SN 2014J, ocorreu na galáxia M82 localizada a 12 milhões de anos-luz de distância da Terra. Isso faz dela a supernova óptica mais próxima nas últimas duas décadas e potencialmente a supernova do Tipo Ia mais próxima que ocorreu na vida das atuais missões espaciais.

Para poder aproveitar o evento ao máximo, os astrônomos têm planejado observações com o Telescópio Espacial Hubble, com o Chandra X-Ray Observatory, com o Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR), com o Fermi Gamma-ray Space Telescope e com o Swift.

O Swift foi o primeiro a observar a supernova. Em 22 de Janeiro de 2014, apenas um dia depois da descoberta, o Ultraviolet/Optical Telescope (UVOT) do Swift captou a supernova e a sua galáxia hospedeira.

De forma impressionante, a SN 2014J pôde ser vista em imagens feitas uma semana antes que qualquer um pudesse notar sua presença. Foi só quando Steve Fossey e seus estudantes no Observatório da Universidade de Londres imageou a galáxia notando a supernova.

Embora a explosão seja incomumente próxima, a luz da supernova é atenuada pelas espessas nuvens de poeira na galáxia, que pode reduzir seu brilho de pico aparente.

A poeira interesterar preferencialmente dispersa a luz azul, e é por isso que o UVOT do Swift vê a SN 2014J intensamente brilhante na luz visível e na luz ultravioleta próxima, mas quase não é vista em comprimentos de onda do ultravioleta médio.

Contudo, essa supernova próxima fornece aos astrônomos uma oportunidade importante para estudar como a poeira interestelar afeta a sua luz. Como uma classe, as supernovas do Tipo Ia explodem com um brilho intrinsicamente similar, uma propriedade que faz delas extremamente úteis como velas padrão para que se possa explorar o Universo.

Os raios X nunca foram observados de forma conclusiva a partir de uma supernova do Tipo Ia, assim a detecção feita pelo Telescópio de raios X do Swift, do Chandra ou do NuSTAR será significante, bem como a detecção dos raios gama de alta energia pelo Fermi.

Uma supernova do Tipo Ia representa a total destruição de uma estrela do tipo anã branca por dois possíveis cenários. Em um deles, a anã branca orbita uma estrela normal, puxa um fluxo de matéria dela, e ganha massa até atingir um limite crítico e explodir. Em outro cenário, a explosão acontece quando duas anãs brancas em um sistema binário eventualmente epiralam uma em direção a outra até colidirem.

Em qualquer situação, a explosão produz uma concha superaquecida de plasma que se expande no espaço a dezenas de milhões de quilômetros por hora. Elementos radioativos de vida curta se formam durante a explosão e mantêm a concha quente à medida que ela se expande. A relação entre o tamanho da concha, a transparência e o aquecimento radioativo determina quando a supernova alcança o pico de seu brilho. Os astrônomos esperam que a SN 2014J continue a brilhar durante as primeiras semanas de Fevereiro de 2014, quando ainda poderá ser observada com binóculos.

A M82, também é conhecida como a Galáxia do Charuto, está localizada na constelação da Ursa Maior e é um alvo popular para telescópios. A M82 está passando por um episódio poderoso de formação de estrelas que faz dela muitas vezes mais brilhante do que a nossa própria Via Láctea e dá a ela sua incomum aparência fotogênica.

Outras informações da descoberta da supernova acesse o link Cosmo Novas.

Fonte: NASA

O buraco negro mais poderoso do Universo?

Astrônomos utilizaram observatório de raios X Chandra da NASA e um conjunto de outros telescópios para revelar um dos mais poderosos buracos negros conhecidos.

© Chandra/VLA (aglomerado RX J1532)

O buraco negro tem criado enormes estruturas no gás quente em torno dele e impediu a formação de trilhões de estrelas. Este monstro está em um aglomerado de galáxias chamado RX J1532.9+3021 (RX J1532), localizado a cerca de 3,9 bilhões de anos-luz da Terra. O aglomerado é muito brilhante em raios X o que implica que é extremamente grande, com uma massa de cerca de um quatrilhão de vezes a do Sol. No centro do aglomerado existe uma grande galáxia elíptica que contém o buraco negro supermassivo.

A grande quantidade de gás quente perto do centro do conjunto apresenta um quebra-cabeças. O gás quente brilhando em raios X deve esfriar, e o gás denso no centro do aglomerado deve esfriar mais rápido. A pressão neste gás central frio deve cair, fazendo com que o gás mais distante afunde em direção à galáxia, propiciando a formação de trilhões de estrelas ao longo do caminho. No entanto, os astrônomos  não encontraram evidência desta explosão de estrelas se formando no centro deste aglomerado.
Este problema tem sido observado em muitos aglomerados de galáxias, mas o RX J1532 é um caso extremo, onde o resfriamento do gás deve ser especialmente dramático por causa da alta densidade de gás perto do centro. Fora dos milhares de grupos conhecidos até o momento, menos de uma dúzia são tão extremas como o RX J1532. O aglomerado Phoenix é o mais extremo, onde foi observado elevada formação de estrelas.

© South Pole Telescope (aglomerado Phoenix)

Esta imagem composta mostra uma imagem de microondas do aglomerado Phoenix obtida pelo telescópio South Pole do National Science Foundation (NSF), em laranja, combinado com imagens no ultravioleta, em azul, e no óptico, em vermelho, verde e azul. A imagem de microondas fez uso do efeito Sunyaev-Zeldovich. Neste fenômeno, os fótons da radiação cósmica de fundo (CMB), a radiação remanescente após o Big Bang, interage com os elétrons no gás quente que permeia o aglomerado de galáxias. Os fótons adquirem energia a partir desta interação, o que distorce o sinal do CMB na direção do aglomerado.

O que está impedindo um grande número de estrelas de se formar no RX J1532?

A imagem no topo do observatório de raios X Chandra e do Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) do NSF têm fornecido uma resposta para esta pergunta. A imagem de raios X mostra duas grandes cavidades no gás quente em ambos os lados da galáxia central. A imagem do Chandra foi especialmente processada para enfatizar as cavidades. Ambas estão alinhadas com jatos observados em imagens de rádio do VLA. A localização do buraco negro supermassivo entre as cavidades é muito evidente devido aos jatos supersônicos gerados por ele penetrando no gás quente, formando as cavidades.

Frentes de choque semelhante aos estrondos sônicos provocadas pelas cavidades em expansão e liberação de energia por ondas sonoras que reverberam através do gás quente fornecem uma fonte de calor que impede que a maior parte do gás se resfrie e forme novas estrelas.

As cavidades possuem cerca de 100.000 anos-luz de diâmetro, aproximadamente igual à largura da galáxia Via Láctea. A energia necessária para gerá-los está entre as maiores conhecidas em aglomerados de galáxias. Por exemplo, a energia é quase 10 vezes maior do que o necessário para criar as cavidades bem conhecidas em Perseu.

© Chandra (aglomerado Perseu)

Embora a energia para alimentar os jatos podem ter sido gerada pela matéria que cai em direção ao buraco negro, nenhuma emissão de raios X foi detectada. Este resultado pode ser explicado se o buraco negro é ultramassivo ao invés de supermassivo com uma massa mais de 10 bilhões de vezes a do Sol. Este buraco negro deve ser capaz de produzir poderosos jatos sem consumir grandes quantidades de massa, o que resulta em muito pouca radiação do material que cai para o interior.

Outra explicação possível é que o buraco negro tem uma massa apenas cerca de um bilhão de vezes a do Sol, mas está girando muito rapidamente. Esse buraco negro pode produzir jatos mais poderosos do que um buraco negro girando lentamente ao consumir a mesma quantidade de matéria. Em ambas as explicações o buraco negro é extremamente massivo.

A cavidade mais distante também é vista em um ângulo diferente em relação aos jatos, ao longo da direção norte-sul. Esta cavidade provavelmente tenha sido produzida por um jato de uma explosão muito mais antiga que o buraco negro. Isto levanta a questão de por que esta cavidade não está alinhada aos jatos. Existem duas explicações possíveis. Qualquer movimento em larga escala do gás no aglomerado levou-o para o lado ou o buraco negro está em precessão, ou seja, balançando como um pião.

Um artigo descrevendo o trabalho foi publicado no The Astrophysical Journal. 

Fonte: Space Telescope Science Institute