A nebulosa planetária Abell 36

A deslumbrante nebulosa planetária Abell 36 vista abaixo, formada pelo gás de uma estrela morrendo, situa-se apenas a 800 anos-luz de distância na constelação de Virgem.

© Adam Block (nebulosa planetária Abell 36)

Esta visão telescópica nítida se estende por mais de 1,5 anos-luz. Ignorando suas camadas exteriores, a estrela central da nebulosa está se contraindo e se tornando mais quente, evoluindo para uma fase final de anã branca. De fato, na Abell 36 a estrela central possui uma temperatura superficial estimada de mais de 73.000 K. O nosso Sol possui uma temperatura superficial de cerca de 6.000 K. Como resultado, a estrela intensamente quente é muito mais brilhante à luz ultravioleta, em comparação com o seu aspecto visual aqui. A luz ultravioleta invisível ioniza os átomos de hidrogênio e oxigênio na nebulosa e, finalmente, produz um belo brilho na luz visível.

Fonte: NASA

A teoria toroidal dos buracos negros

Uma pesquisa de mais de 170.000 buracos negros supermassivos com o WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, fez os astrônomos avaliarem uma teoria com décadas acerca dos vários aspectos destes objetos interestelares.

© NASA/JPL-Caltech (aglomerado da Fornalha)

A imagem acima mostra galáxias agrupadas no aglomerado da Fornalha, localizado a 60 milhões de anos-luz da Terra. A imagem foi obtida pelo WISE, mas foi melhorada artisticamente para ilustrar a ideia que o aglomerado estará, em média, rodeado por grandes halos de matéria escura (púrpura).

A teoria unificada dos buracos negros supermassivos e ativos, desenvolvida pela primeira vez no final da década de 1970, foi criada para explicar o porquê dos buracos negros, embora de natureza semelhantes, poderem parecer completamente diferentes. Alguns parecem estar envoltos em poeira, enquanto outros estão expostos e são fáceis de discernir.

O modelo unificado responde a esta pergunta, propondo que cada buraco negro está rodeado por uma estrutura de poeira, em forma de toro (donut). Dependendo da orientação destes donuts no espaço, os buracos negros assumem diversas aparências. Por exemplo, se o donut estiver posicionado de lado (a partir da perspectiva da Terra), o buraco negro está escondido da nossa vista. Se o donut for observado por cima ou por baixo, o buraco negro encontra-se exposto.

No entanto, os novos resultados do WISE não corroboram esta teoria. Os cientistas descobriram evidências de que algo que não uma estrutura em forma de donut pode, em algumas circunstâncias, determinar se o buraco negro está ou não escondido. A equipe ainda não determinou qual a causa, mas os resultados sugerem que o modelo unificado, de donut, não responde a todas as questões.

"A nossa descoberta revela uma nova característica dos buracos negros ativos que desconhecíamos, mas os detalhes permanecem um mistério," afirma a co-autora da pesquisa Lin Yan do IPAC (Infrared Processing and Analysis Center) da NASA, com sede no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, EUA. "Esperamos que o nosso trabalho inspire estudos futuros para entender melhor estes objetos fascinantes."

O autor principal da pesquisa é o pesquisador de pós-doutorado, Emilio Donoso, que trabalhou com Yan no IPAC e, desde então, mudou-se para o Instituto de Ciências Astronômicas, da Terra e do Espaço na Argentina. A pesquisa também tem a co-autoria de Daniel Stern do JPL da NASA em Pasadena, e Roberto Assef da Universidade Diego Portales no Chile, anteriormente do JPL.

Cada galáxia tem um buraco negro massivo no seu núcleo. O novo estudo foca-se naqueles que se "alimentam", chamados buracos negros supermassivos e ativos, ou núcleos galácticos ativos. Estes buracos negros devoram o material gasoso ao redor, o que alimenta o seu crescimento.

Com o auxílio de computadores, os cientistas foram capazes de escolher mais de 170.000 buracos negros supermassivos e ativos a partir dos dados do WISE. Mediram então o agrupamento das galáxias que contêm buracos negros escondidos e buracos negros expostos, a medida em que estes se agrupam em todo o céu.

Se o modelo unificado fosse válido, e os buracos negros escondidos estivessem simplesmente escondidos pelos donuts na sua configuração vista de lado, então os pesquisadores esperariam que se agrupassem do mesmo modo que os expostos. De acordo com a teoria, uma vez que as estruturas em forma de donut têm orientações aleatórias, os buracos negros também deveriam estar distribuídos aleatoriamente. É como jogar vários donuts ao ar, aproximadamente a mesma porcentagem de donuts é vista de lado e é vista de cima ou de baixo, independentemente do seu agrupamento ou das suas distâncias.

Mas o WISE encontrou algo totalmente inesperado. Os resultados mostram que as galáxias com buracos negros escondidos estão mais agrupadas do que as com buracos negros expostos. Se estes resultados forem confirmados, os cientistas terão que ajustar o modelo unificado e chegar a novas maneiras de explicar porque é que alguns buracos negros aparecem ocultos.

Outra forma de entender os resultados do WISE envolve a matéria escura. A matéria escura é uma substância invisível que domina a matéria no Universo, superando a matéria normal que compõe as pessoas, planetas e estrelas. Cada galáxia fica no centro de um halo de matéria escura. Halos maiores têm mais gravidade e, por isso, puxam outras galáxias na sua direção.

Dado que o WISE descobriu que os buracos negros escondidos estão mais agrupados do que os outros, os pesquisadores sabem que estes buracos negros escondidos residem em galáxias com halos maiores de matéria escura. Embora os halos propriamente ditos não sejam responsáveis por esconder os buracos negros, podem ser uma pista para o que está acontecendo.

"A teoria unificada foi proposta para explicar a complexidade que os astrônomos estavam vendo," afirma Stern. "Parece que esse modelo simples foi demasiado simples. Como Albert Einstein disse, os modelos devem ser feitos 'o mais simples possível, mas não mais simples'."

Os cientistas ainda estão vasculhando ativamente os dados públicos do WISE, colocado em hibernação em 2011 após digitalizar a totalidade do céu duas vezes. Foi reativado em 2013, com o novo nome NEOWISE, numa nova missão para identificar objetos potencialmente perigosos próximos da Terra.

A pesquisa foi aceita para publicação na revista Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

A fábrica de estrelas M17

O que está acontecendo no centro desta nebulosa?

© Subaru/Hubble (M17)

Esculpida por ventos estelares e radiação, a fábrica de estrelas conhecida como Messier 17 (M17) fica a cerca de 5.500 anos-luz de distância na constelação de Sagitário. A essa distância, este amplo campo de visão se estende por quase 100 anos-luz. A nítida composição colorida da imagem, utilizando dados de telescópios espacial e terrestre, fornecem detalhes tênues de gás e nuvens de poeira da região em um cenário de estrelas centtais da Via Láctea. Ventos estelares e luz energética de estrelas quentes, maciças formadas a partir de estoques de gás e poeira cósmica da M17 esculpiram lentamente o material interestelar restante produzindo a aparência cavernosa e formas ondulantes. A M17 é também conhecida como a Nebulosa Ômega ou Nebulosa Cisne.

Fonte: NASA

Aglomerado de galáxias muito distante é confirmado

As estruturas e as populações de estrelas de galáxias massivas parecem mudar à medida que envelhecem, mas muito sobre como essas galáxias se formaram e evoluíram permanece misterioso.

© Hubble (aglomerado de galáxias JKCS 041)

A imagem acima obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra o centro do aglomerado de galáxias JKCS 041 recém confirmado. As galáxias localizadas no aglomerado estão circuladas. Os círculos azuis evidenciam as poucas galáxias que continuam gerando novas estrelas, enquanto círculos amarelos mostram aquelas que já entraram na quiescente.

Muitas das galáxias mais antigas e de maior massa residem em aglomerados, enormes estruturas onde numerosas galáxias se encontram concentradas em conjunto. Os aglomerados de galáxias no Universo primordial são a chave para a compreensão dos ciclos de vida de galáxias antigas, mas até agora os astrônomos localizaram apenas um punhado destas estruturas raras e distantes.

A nova pesquisa de uma equipe liderada por Andrew Newman, do Carnegie Institution for Science, confirmou a presença de um aglomerado de galáxias invulgarmente distante, o JKCS 041, que foi publicada no The Astrophysical Journal.

O aglomerado de galáxias JKCS 041 começou a ser estudado em 2006, que absorveu anos de observação através dos telescópios mais potentes do mundo para finalmente confirmar sua distância. Os pesquisadores utilizaram o telescópio espacial Hubble para captar imagens nítidas do aglomerado distante e dividir a luz das estrelas das galáxias em suas cores constituintes, uma técnica conhecida como espectroscopia. Foram encontraradas 19 galáxias precisamente na mesma distância de 9,9 bilhões de anos luz.

Um estudo anterior usando o observatório de raios X Chandra descobriu emissões de raios X no local próximo ao ao JKCS 041.

"Estes raios X provavelmente se originam do gás quente no JKCS 041, que foi aquecido a uma temperatura de cerca de 80 milhões de graus pela gravidade do conjunto maciço", disse Stefano Andreon do Observatório Astronômico di Brera, que liderou uma publicação no periódico Astronomy & Astrophysics.

Atualmente as galáxias maiores e mais antigas são encontradas em grupos, mas há um mistério sobre quando e por que essas galáxias gigantes cessaram a formação de novas estrelas e se tornaram dormentes. Espiando o passado das galáxias no JKCS 041, quando tinham apenas 1 bilhão de anos de idade, foi descoberto que a maioria já tinha entrado na sua fase de repouso.

"Devido o JKCS 041 ser o aglomerado mais distante conhecido em tamanho, ele nos dá uma oportunidade única para estudar estas galáxias antigas em detalhes e entender melhor suas origens ", disse Newman.

Uma vez que as galáxias maciças entram na fase de repouso, elas continuam se expandindo em tamanho. Isto ocorre quando as galáxias colidem entre si e evoluem para uma nova galáxia maior. Os aglomerados iniciais são suspeitos de ser os locais privilegiados para essas colisões, mas para a surpresa da equipe, foi descoberto que as galáxias no JKCS 041 estavam crescendo quase no mesmo ritmo que as galáxias independentes de aglomarados.

Fonte: Astronomy

Estrela Wolf-Rayet torna-se uma supernova

O nosso Sol pode parecer muito impressionante: com 330.000 vezes a massa da Terra, corresponde a 99,86% da massa total do Sistema Solar; gera cerca de 400 trilhões de trilhôes de watts de potência; e tem uma temperatura à superfície que ronda os 5.500 graus Celsius. No entanto, para uma estrela, é um "peso leve".

© Observatório Palomar (supernova SN 2013cu na galáxia UGC 9379)

Os verdadeiros gigantes cósmicos são as estrelas Wolf-Rayet, que têm mais de 20 vezes a massa do Sol e são pelo menos cinco vezes mais quentes. Tendo em conta que estas estrelas são relativamente raras e estão muitas vezes obscurecidas, os cientistas não sabem muito sobre a sua formação, vida e morte. Mas isto está mudando, graças a um levantamento inovador do céu chamado iPTF (intermediate Palomar Transient Factory), que usa recursos do NERSC (National Energy Research Scientific Computing Center) e do ESnet (Energy Sciences Network), ambos localizados no Laboratório Nacional Lawrence Berkeley (Berkeley Lab) do Departamento de Energia dos EUA, para expor eventos cósmicos fugazes como supernovas.

Pela primeira vez, os cientistas têm a confirmação direta de que uma estrela Wolf-Rayet, a 360 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Boieiro, morreu numa explosão violenta conhecida como supernova do Tipo IIb. Usando o iPTF, investigadores do Instituto Weizmann de Ciência em Israel, liderados por Avishay Gal-Yam, apanharam a supernova SN 2013cu poucas horas depois da sua explosão. Então, acionaram telescópios terrestres e espaciais para observar o evento aproximadamente 5,7 horas e 15 horas depois da sua autodestruição. Estas observações estão fornecendo informações valiosas sobre a vida e morte da progenitora Wolf-Rayet.

"As capacidades observacionais recentemente desenvolvidas permitem-nos agora estudar estrelas em explosão que anteriormente só conseguíamos nos nossos sonhos. Estamos caminhando para estudos de supernovas em tempo-real," afirma Gal-Yam, astrofísico do Departamento de Física de Partículas e Astrofísica do Instituto Weizmann. Ele é também o autor principal de um estudo, publicado recentemente na revista Nature, sobre esta descoberta. "Pela primeira vez, podemos apontar diretamente para uma observação e dizer que este tipo de estrela Wolf-Rayet leva este tipo de supernova do Tipo IIb," comenta Peter Nugent, que lidera o C3 (Computational Cosmology Center) de Berkeley e o contingente de Berkeley na colaboração iPTF.

"Quando identifiquei o primeiro exemplo de uma supernova do Tipo IIb em 1987, sonhei que um dia teríamos evidências diretas do tipo de estrela que havia explodido. É refrescante que agora possamos dizer que as estrelas Wolf-Rayet são as responsáveis, pelo menos em alguns casos," acrescenta Alex Filippenko, professor de Astronomia na Universidade de Berkeley. Tanto Filippenko como Nugent são co-autores do artigo da Nature.

Algumas estrelas supermassivas tornam-se Wolf-Rayet nos estágios finais das suas vidas. Os cientistas acham estas estrelas interessantes porque enriquecem galáxias com elementos químicos pesados que eventualmente tornam-se nos blocos de construção dos planetas e da vida.

"Estamos determinando gradualmente quais os tipos de estrelas que explodem, e porquê, e quais os tipos de elementos que produzem," salienta Filippenko. "Estes elementos são cruciais para a existência da vida. Num sentido muito real, estamos tentando descobrir as nossas próprias origens estelares."

Todas as estrelas, não importa o tamanho, passam a vida fundindo átomos de hidrogênio para criar hélio. Quanto maior a massa da estrela, mais gravidade exerce, o que acelera a fusão no núcleo da estrela, gerando energia para compensar o colapso gravitacional. Quando o hidrogênio esgota-se, uma estrela supermassiva continua fundindo até elementos mais pesados como o carbono, oxigênio, nêonio, sódio, magnésio e assim por diante, até que o seu núcleo se transforma em ferro. Neste ponto, os átomos (até mesmo as partículas subatômicas) estão tão intimamente embaladas que a fusão já não consegue libertar energia para a estrela. É agora apenas suportada pela pressão degenerativa dos elétrons; a lei que proíbe dois elétrons de ocuparem o mesmo estado quântico.

Quando o núcleo é massivo o suficiente, nem a degeneração dos elétrons consegue suportar a estrela e ela entra em colapso. Os prótons e elétrons no núcleo fundem-se, libertando uma quantidade enorme de energia e neutrinos. Isto, por sua vez, alimenta uma onda de choque que dilacera a estrela expelindo violentamente os seus restos para o espaço à medida que entra na sua fase de supernova.

A fase de Wolf-Rayet ocorre antes da fase de supernova. À medida que a fusão nuclear diminui, os elementos pesados forjados no núcleo da estrela sobem para a superfície, desencadeando fortes ventos. Estes ventos derramam uma quantidade enorme de material para o espaço e obscurecem a estrela dos olhares curiosos da Terra.

"Quando uma estrela Wolf-Rayet entra em supernova, a explosão normalmente ultrapassa o vento estelar e toda a informação sobre a estrela progenitora é destruída," afirma Nugent. "Nós tivemos sorte com SN 2013cu, apanhamos a supernova antes de ultrapassar o vento. Pouco depois da estrela explodir, soltou um flash ultravioleta da onda de choque que aqueceu e iluminou o vento. As condições que observamos neste momento foram muito semelhantes ao que havia antes da supernova."

Antes dos destroços da supernova ultrapassarem o vento, a equipe do iPTF conseguiu captar as assinaturas químicas da luz (ou espectro) com o telescópio Keck no Havaí e viu sinais reveladores de uma estrela Wolf-Rayet. Quando observações de acompanhamento foram realizadas 15 horas depois com o satélite Swift da NASA, a supernova ainda estava bastante quente e emitia fortemente no ultravioleta. Nos dias que se seguiram, os colaboradores do iPTF reuniram telescópios de todo o mundo para observar a supernova colidir com o material previamente ejetado da estrela. À medida que os dias passavam, os cientistas foram capazes de classificar a SN 2013cu como uma supernova do Tipo IIb graças às fracas assinaturas do hidrogênio e às fortes características do hélio no espectro que apareceram após o arrefecimento da supernova.

"Com uma série de observações incluindo dados que obtive com o telescópio Keck-I 6,5 dias após a explosão, pudemos ver que os remanescentes em expansão da supernova rapidamente ultrapassaram o vento ionizado que tinha revelado as características Wolf-Rayet," comenta Filippenko.

"Esta descoberta foi totalmente chocante, abre uma área de pesquisa completamente nova," realça Nugent. "Com os nossos maiores telescópios temos uma hipótese de obter o espectro de uma estrela Wolf-Rayet nas galáxias mais próximas da Via Láctea, talvez até 4 milhões de anos-luz de distância. A SN 2013cu está a 360 milhões de anos-luz de distância, quase 100 vezes mais longe."

Desde Fevereiro de 2014, o estudo iPTF tem estudado o céu noturno com um telescópio robótico acoplado ao telescópio Samuel Oschin de 48 polegadas do Observatório Palomar no sul do estado americano da Califórnia.

O estudo foi construído sobre o legado do PTF (Palomar Transient Factory), desenhado em 2008 para sistematicamente mapear o céu usando a mesma câmara no Observatório Palomar. No ano passado, Nugent e colegas do Caltech e UC Berkeley fizeram importantes modificações para o projeto iPTF. Com a equipe do NERSC, Nugent atualizou o hardware de computação e armazenamento. Também melhoraram os algoritmos de aprendizagem no núcleo da detecção automática e incorporaram o SDSS-III (Sloan Digital Star Survey III) e catálogos de galáxias para que estes rejeitassem imediatamente estrelas variáveis.

Até adicionaram uma funcionalidade de rejeição de asteroides ao fluxo de trabalho automatizado, que calcula a órbita de cada asteroide conhecido no início da noite, determina onde os asteroides estão em cada imagem individual, e depois rejeita-os.

"Todas as nossas modificações aceleraram significativamente a nossa detecção em tempo real; enviamos agora alertas de supernova com alta qualidade para os astrônomos de todo o mundo em menos de 40 minutos após capturar uma imagem em Palomar," comenta Nugent. "No caso da SN 2013cu, fez toda a diferença."

Fonte: Berkeley Lab

Aglomerados cósmicos moldam as sombras mais escuras

Astrônomos descobriram aglomerados cósmicos tão escuros, densos e poeirentos que moldam as sombras mais profundas já registadas.

© NASA (aglomerados de poeira e gás escuros e densos)

Observações infravermelhas destas regiões com o telescópio espacial Spitzer da NASA paradoxalmente iluminam o caminho para compreender como as estrelas mais brilhantes se formam.

Os aglomerados representam as áreas mais escuras de uma nuvem cósmica de gás e poeira localizada a cerca de 16.000 anos-luz de distância. Um novo estudo aproveita as sombras provocadas por estes aglomerados para medir a estrutura e massa da nuvem.

Os resultados sugerem que a nuvem de poeira provavelmente irá evoluir para um dos mais massivos aglomerados estelares na nossa Galáxia. Os aglomerados mais densos vão resultar nas maiores e mais poderosas estrelas, chamadas estrelas da classe O, cuja formação há muito intriga os cientistas. Estas estrelas gigantes têm um grande impacto sobre o ambiente interestelar local, ao mesmo tempo ajudando a criar os elementos pesados necessários para a vida.

"O mapa de estrutura da nuvem e dos seus núcleos densos que fizemos neste estudo revela muitos dos pequenos detalhes acerca do processo de formação de estrelas gigantes e aglomerados estelares," realça Michael Butler, pesquisador de pós-doutorado na Universidade de Zurique, Suíça, e principal autor do estudo.

O mapa da estrutura da nuvem tem ajudado a determinar a sua massa, equivalente a 70.000 sóis compactados numa área com cerca de 50 anos-luz em diâmetro. O mapa é cortesia do Spitzer no infravermelho, que consegue mais facilmente penetrar o gás e a poeira do que a luz visível. O efeito é similar ao que dá a cor avermelhada ao pôr-do-Sol durante dias nublados, a luz infravermelha, com um comprimento de onda maior, chega mais facilmente aos nossos olhos através da neblina, que espalha e absorve a luz azul com comprimento de onda mais pequeno. Neste caso, as regiões mais densas do material de formação estelar, dentro da nuvem, são tão espessas com poeira que dispersam e bloqueiam não apenas a luz visível, mas também quase toda a radiação infravermelha de fundo.

A observação no infravermelho permite com que os cientistas investiguem as nuvens cósmicas imperscrutáveis e avistem os estágios iniciais da formação estelar e dos aglomerados. Normalmente, o Spitzer detecta radiação infravermelha emitida por estrelas jovens ainda envoltas nos seus casulos empoeirados. Para o novo estudo, os astrônomos avaliaram a quantidade de radiação infravermelha de fundo obscurecida pela nuvem, usando estas sombras para inferir onde o material havia criado grupos dentro da nuvem. Estas bolhas de gás e poeira irão eventualmente acabar por colapsar gravitacionalmente para criar centenas de milhares de novas estrelas.

Pensa-se que a maioria das estrelas do Universo, e provavelmente também o nosso Sol, nasçam neste tipo de ambiente em grande número. Os aglomerados de estrelas de pequena massa são bastante comuns e  bastante estudados. Mas os aglomerados que dão origem a estrelas maiores, como as do enxame aqui descrito, são escassos e distantes, o que os torna mais difíceis de examinar.

"Neste tipo raro de nuvem, o Spitzer forneceu-nos um quadro importante da formação de um enorme aglomerado estelar, capturado nos seus estágios embrionários," afirma Jonathan Tan, professor associado de astronomia da Universidade da Flórida, em Gainesville, EUA, e co-autor do estudo.

Os novos achados vão também ajudar a revelar como é que as estrelas de classe O se formam. As estrelas de classe O brilham com um tom azul-esbranquiçado, possuem pelo menos 16 vezes a massa do Sol e têm temperaturas à superfície que rondam os 30.000 graus Celsius. Estas estrelas gigantes têm uma enorme influência sobre as suas regiões estelares. Os seus ventos e intensa radiação sopram material que pode agrupar-se para criar outras estrelas e sistemas planetários. As estrelas de classe O são de curta duração e rapidamente explodem como supernovas, libertando enormes quantidades de energia e forjando os elementos pesados necessários para formar planetas e organismos vivos.

Os cientistas não têm a certeza como, em estrelas de classe O, é possível o material acumular-se em escalas dezenas a centenas de vezes maiores que a massa do nosso Sol sem se dissipar ou quebrar-se em várias estrelas mais pequenas.

"Nós ainda não temos uma teoria estabelecida ou explicação de como estas estrelas massivas se formam," afirma Tan. "Portanto, as medidas detalhadas das nuvens onde estas estrelas gigantes nascem, como aqui registramos neste estudo, são importantes para orientar novas compreensões teóricas."

A pesquisa foi publicada na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Um halo da nebulosa de emissão NGC 6164

A linda nebulosa de emissão NGC 6164 foi criada por uma rara, quente e luminosa estrela do tipo O, com cerca de 40 vezes a massa do Sol.

© Martin Pugh e Rick Stevenson (NGC 6164)

Vista no centro da nuvem cósmica, a estrela tem apenas 3 a 4 milhões de anos. Com aproximadamente esta mesma quantidade de anos a estrela massiva terminará sua vida em uma explosão de supernova. Abrangendo cerca de 4 anos-luz, a própria nebulosa tem uma simetria bipolar. Isto faz com que seja semelhante em aparência a nebulosas planetárias mais comuns e familiares, as mortalhas gasosas em torno estrelas agonizantes. Também como muitas nebulosas planetárias, a NGC 6164 possui um extenso halo fraco revelado nesta imagem telescópica profunda da região. Expandindo para o meio interestelar circundante, o material no halo é provavelmente proveniente de uma fase ativa anterior da estrela. A imagem acima é um composta de extensos dados de imagem de banda estreita, com destaque para o gás brilhante de hidrogênio atômico em vermelho e oxigênio em tons de azul, com dados de banda larga para o campo estelar circundante. A NGC 6164 está a 4.200 anos-luz de distância na constelação austral de Norma.

Fonte: NASA

Um aglomerado estelar em Carina

A nova imagem colorida abaixo mostra o aglomerado estelar NGC 3590.

© ESO (aglomerado estelar NGC 3590)

As estrelas brilham intensamente sobre uma paisagem de zonas escuras de poeira e nuvens coloridas de gás brilhante. Este aglomerado fornece aos astrônomos pistas sobre a formação e evolução das estrelas, além de ajudar a compreender melhor a estrutura dos braços em espiral da nossa Galáxia.

O NGC 3590 é um pequeno aglomerado estelar aberto situado a cerca de 7.500 anos-luz de distância da Terra, na constelação de Carina (a Quilha). Trata-se de um conjunto de dúzias de estrelas ligadas de forma ligeira pela gravidade, com cerca de 35 milhões de anos de idade.
Este aglomerado não é apenas bonito; é também muito útil aos astrônomos. Ao estudar este aglomerado em particular, e outros próximos dele. os astrônomos podem explorar as propriedades do disco espiral da nossa Galáxia, a Via Láctea. O NGC 3590 situa-se no maior segmento de um braço em espiral que pode ser visto a partir da nossa posição na Galáxia: a espiral de Carina.
A Via Láctea possui vários braços em espiral, correntes longas e encurvadas de gás e estrelas, que se estendem desde o centro galáctico. Estes braços, dois principais com muitas estrelas e dois secundários menos populados, têm o nome das constelações onde são mais proeminentes. Os quatro braços em espiral chamam-se braços de Carina-Sagitário, Norma, Escudo-Centauro e Perseus. A espiral de Carina pode ser vista da Terra como uma zona do céu densamente populada de estrelas, no braço secundário de Carina-Sagitário.
O nome deste braço, Carina ou A Quilha, é bastante apropriado. Estes braços em espiral são na realidade ondas de gás e estrelas acumuladas que varrem o disco galáctico, dando origem a episódios de formação estelar intensa e deixando aglomerados como o NGC 3590 atrás de si. Descobrir e observar estrelas jovens como as que se encontram no NGC 3590, é uma maneira de determinar as distâncias às diferentes zonas do braço em espiral, o que por sua vez nos informa sobre a sua estrutura.
Os aglomerados abertos típicos podem conter desde umas dezenas até a alguns milhares de estrelas e fornecem informações sobre a evolução estelar. As estrelas presentes num aglomerado como o NGC 3590 nascem todas praticamente ao mesmo tempo da mesma nuvem de gás, o que torna os aglomerados locais perfeitos para testar as teorias de formação e evolução estelar.
Esta imagem obtida pelo instrumento Wide Field Imager (WFI) montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, mostra o aglomerado e as nuvens de gás que o rodeiam, as quais brilham em tons vermelhos e alaranjados devido à radiação emitida pelas estrelas quentes mais próximas. O grande campo de visão do WFI captou igualmente um número enorme de estrelas de fundo.
Para obter esta imagem foram feitas várias observações utilizando diferentes filtros para captar as diferentes cores. A imagem foi criada a partir de dados obtidos na região visível e infravermelha do espectro electromagnético, sendo sido utilizado igualmente um filtro especial para obter separadamente a radiação emitida pelo hidrogênio.

Fonte: ESO

Um nascimento turbulento para estrelas em fusão de galáxias

Usando simulações computacionais avançadas, uma equipe de astrofísicos franceses elucidou, de forma inédita, um mistério que há muito intrigava os astrônomos: porque os starbursts, surtos de formação estelar, acontecem quando as galáxias entram em choque?

© Hubble (ARP 244)

As estrelas geralmente nascem quando o gás e poeira cósmica dissolvido nas nuvens galácticas se tornam suficientemente densos para entrar em colapso, sob o efeito da gravidade. Porém, quando galáxias se fundem, os movimentos aleatórios dos turbilhões de gás se intensificam dificultando o colapso do gás para formar estrelas. Intuitivamente, os astrônomos pensavam que a turbulência abrandaria e até mesmo a formação de estrelas seria suspensa. Na realidade, o que se vê na prática é justamente o oposto.

Com o objetivo de esclarecer este paradoxo, novas simulações de modelagens de cenários de formação estelar foram processadas usando dois dos supercomputadores mais poderosos da Europa. A equipe modelou dois cenários: uma galáxia como a nossa Via Láctea e o par de galáxias em colisão Antennae: NGC 4038 e NGC 4039 (ARP 244).

© F. Renaud/CEA-Sap (simulação da colisão das galáxias Antennae)

A imagem acima mostra a simulação das duas galáxias do sistema Antennae em fusão. A estrutura das galáxias tem sido reformatada desde o seu primeiro encontro. A alta resolução permite aos astrofísicos explorarem os detalhes com maior precisão. As estrelas nascem nas regiões mais densas (amarelo e vermelho) sob o efeito da compressão turbulenta. A formação de estrelas neste sistema é bem mais eficiente do em galáxias normais, como a Via Láctea, onde não se presenciam dramáticas fusões massivas.

Para a galáxia similar a nossa Via Láctea, os astrofísicos utilizaram cerca de 12 milhões de horas de processamento no supercomputador Curie, ao longo de um período de 12 meses. Os cientistas simularam condições através de 300 mil anos-luz. Para o cenário similar nas galáxias em choque Antennae, os cientistas usaram o supercomputador SuperMUC para cobrir 600 mil anos-luz, utilizando 8 milhões de horas de processamento ao longo de um período de 8 meses. Graças a estes enormes recursos computacionais foi possível modelar os sistemas em grande nível de detalhe, investigando células com “apenas” uma fração de um ano-luz de diâmetro.

Simulando o impacto da colisão e da fusão no sistema ARP 244, através de pacotes com 1.000 vezes menos massa do que qualquer tentativa realizada anteriormente e comparando os resultados com o modelo básico da Via Láctea (sem colisões), Florent e a sua equipe foram capazes de demonstrar que a fusão de galáxias muda a natureza da turbulência no gás galáctico. Em vez de girar, o gás entra em um estado em que a compressão é intensa. Assim, quando duas galáxias colidem, produz-se um excesso de gás denso que colapsa gerando estrelas freneticamente. Ambas as galáxias passam a experimentar um período de grande formação estelar, conhecido como “starburst”.

Os resultados deste estudo foi publicado, em artigo intitulado: “Starbursts triggered by inter-galactic tides and interstellar compressive turbulence”, no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Um exoplaneta estranho muito distante da sua estrela

Um novo exoplaneta a 155 anos-luz de distância do nosso Sistema Solar foi descoberto e fotografado.

© Lucas Granito (ilustração do planeta GU Psc b e da sua estrela GU Psc)

Um gigante gasoso foi adicionado à pequena lista de exoplanetas descobertos através de imagens diretas. Está situado em torno de GU Psc, uma estrela três vezes menos massiva que o Sol na direção da constelação de Peixes. A equipe internacional de pesquisa, liderada por Marie-Ève Naud, estudante de doutorado do Departamento de Física da Universidade de Montreal, foi capaz de encontrar este exoplaneta através da combinação de observações do Observatório Gemini, do Observatório Mont-Mégantic (OMM), do Telescópio do Canadá-França-Havaí (CFHT) e do Observatório W. M. Keck.

O GU Psc b está a cerca de 2.000 vezes a distância Terra-Sol da sua estrela, um recorde entre planetas extrasolares. Tendo em conta a sua distância, leva aproximadamente 80.000 anos terrestres para completar uma órbita em torno da sua estrela! Os cientistas também aproveitaram a grande distância entre o planeta e a estrela para obter imagens. Ao comparar imagens obtidas em diferentes comprimentos de onda pelo OMM e pelo CFHT, foram capazes de detectar corretamente o planeta.

"Os planetas são muito mais brilhantes quando vistos em infravermelho, em vez do visível, porque a sua temperatura à superfície é mais baixa em comparação com outras estrelas," afirma Naud. "Isto permitiu-nos identificar GU Psc b."

Os pesquisadores estavam observando ao redor de GU Psc porque a estrela tinha sido identificada como um membro do jovem grupo estelar AB Doradus. As estrelas jovens (com apenas 100 milhões de anos) são os alvos principais para detecção planetária através de imagens, porque os planetas ao redor estão ainda arrefecendo e são, portanto, mais brilhantes. Isto não significa que planetas semelhantes a GU Psc b existem em grande número, como observado por Étiene Artigau, co-supervisor da tese de Naud e astrofísico da Universidade de Montreal. "Observamos mais de 90 estrelas e encontramos apenas um planeta, por isso esta é realmente uma raridade astronômica!"

A observação de um exoplaneta não determina diretamente a sua massa. Em vez disso, os cientistas usam modelos teóricos de evolução planetária para determinar as suas características. O espectro do GU Psc b obtido pelo Telescópio Gemini Norte, no Havaí, foi comparado com esses modelos para mostrar que tem uma temperatura de cerca de 800º C. Ao determinar a idade de GU Psc através da sua localização em AB Doradus, a equipe foi capaz de determinar a sua massa, que é de 9 a 13 vezes maior que a de Júpiter.

© Observatório Gemini  (exoplaneta GU Psc b e sua estrela GU Psc)

A imagem acima mostra o exoplaneta GU Psc b e sua estrela GU Psc, composta por imagens obtidas no visível (Telescópio Gemini Sul) e no infravermelho (Telescópio CFHT). Dado que a radiação infravermelha é invisível aos nossos olhos, os astrônomos usam um código de cores no qual a radiação é representada pelo cor vermelha. O GU Psc b é mais brilhante no infravermelho do que nos outros comprimentos de onda, daí aparecer vermelho na imagem.

Nos próximos anos, os astrofísicos esperam detectar planetas semelhantes ao GU Psc b mas muito mais próximos das suas estrelas, graças a novos instrumentos como o GPI (Gemini Planet Imager), recentemente instalado no Telescópio Gemini Sul, no Chile, entre outros. A proximidade destes planetas às suas estrelas irão torná-los muito mais difíceis de observar. O GU Psc b é, portanto, um modelo para melhor compreender estes objetos.

"GU Psc b é uma verdadeira dádiva da natureza. A grande distância que o separa da sua estrela permite-nos estudá-lo em detalhe com uma variedade de instrumentos, que irão proporcionar uma melhor compreensão dos exoplanetas gigantes em geral," afirma René Doyon, co-supervisor da tese de Naud e Director do OMM.

A equipe iniciou um projeto para observar várias centenas de estrelas e detectar planetas mais leves que o GU Psc b em órbitas similares. A descoberta de GU Psc, um objeto raro, sensibiliza as grandes distâncias que podem separar planetas das suas estrelas, abrindo a possibilidade de procurar planetas com poderosas câmaras infravermelhas usando telescópios muito mais pequenos, como o Observatório de Mont-Mégantic. Os cientistas também esperam aprender mais sobre a abundância de tais objetos nos próximos anos, em particular, usando o GPI, o SPIRou do CFHT e o FGS/NIRISS do Telescópio Espacial James Webb.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado no The Astrophysical Journal.

Fonte: Observatório Gemini

Hubble vê explosões estelares no despertar de um romance fugaz

A imagem a seguir efetuada pelo telescópio espacial Hubble mostra a galáxia NGC 4485, na constelação de Canes Venatici (Cães de Caça).

© Hubble (NGC 4485)

A galáxia é irregular no formato, mas nem sempre foi assim. Parte da NGC 4485 foi arrastada para uma segunda galáxia, a chamada NGC 4490, que fica no exterior do canto inferior direito desta imagem. 
As duas galáxias formam um par de galáxias chamado ARP 269. Suas interações têm deformado a ambas, transformando-as a partir de galáxias espirais em irregulares. A NGC 4485 é a galáxia menor deste par, que fornece um exemplo real fantástico para os astrônomos para comparar com seus modelos computacionais de colisões galácticas. A interação mais intensa entre as duas galáxias cessou; elas fizeram a sua maior aproximação e agora estão se separando. A trilha de estrelas brilhantes e amontoados laranjas que nós vemos se estende por cerca de 24.000 anos-luz a partir da NGC 4485.
Muitas das estrelas nesta trilha nunca poderiam ter existido sem o romance fugaz das galáxias. Quando as galáxias interagem, o gás hidrogênio é compartilhado entre elas, provocando intensas rajadas de formação estelar. Os nós em tom laranja nesta imagem são exemplos de tais regiões nubladas com gás e poeira.

Fonte: NASA

Mancha vermelha de Júpiter está encolhendo

A marca registrada de Júpiter, uma mancha vermelha maior que a Terra, está encolhendo, mostraram imagens do telescópio espacial Hubble divulgadas ontem.

© Hubble (Grande Mancha Vermelha)

A chamada “Grande Mancha Vermelha” é uma violenta tempestade que, no final dos anos 1880, teve seu tamanho estimado em cerca de 40 mil quilômetros de diâmetro, grande o suficiente para acomodar três Terras lado a lado.

A tempestade, a maior do Sistema Solar, tem a aparência de uma profunda esfera vermelha cercada por camadas de amarelo pálido, laranja e branco. Os ventos em seu interior foram calculados em centenas de quilômetros por hora.

Quando a sonda espacial Voyager da NASA sobrevoou a região em 1979 e 1980, as manchas tinham diminuído para cerca de 22.500 quilômetros de diâmetro.

Agora, novas imagens tiradas pelo Hubble em órbita da Terra mostram que a mancha vermelha de Júpiter está menor do que nunca, medindo pouco menos de 16.100 quilômetros de diâmetro, além de parecer mais circular na forma.

Os cientistas não sabem ao certo por que a Grande Mancha Vermelha está encolhendo cerca de mil quilômetros por ano.

“É visível que redemoinhos minúsculos estão se juntando à tempestade, e estes podem ser responsáveis pela mudança acelerada ao alterar a dinâmica interna da tempestade”, disse Amy Simon, astrônoma do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, em Greenbelt, Maryland.

Simon e seus colegas planejam levar adiante estudos para desvendar o que está acontecendo na atmosfera de Júpiter que suga sua energia e causa o encolhimento.

Fonte: NASA

Encontrada a irmã perdida do Sol

Uma equipe de pesquisadores liderada pelo astrônomo Ivan Ramirez da Universidade do Texas em Austin, EUA, identificou a primeira "irmã" do Sol, uma estrela que quase certamente nasceu da mesma nuvem de gás e poeira que a nossa.

© Ivan Ramirez (irmã do Sol, HD 162826)

Os métodos de Ramirez vão ajudar os astrônomos a encontrar outras irmãs solares, o que poderá levar a um melhor entendimento de como e onde o nosso Sol se formou, e também como o nosso Sistema Solar tornou-se hospitaleiro para a vida.

"Queremos saber onde nascemos," afirma Ramirez. "Se pudermos descobrir em que parte da Galáxia o Sol foi formado, podemos restringir as condições no início do Sistema Solar. E isso pode ajudar-nos a compreender porque é que estamos aqui."

Adicionalmente, existe uma hipótese, "pequena, mas não é nula", diz Ramirez, que estas irmãs solares possam abrigar vida. Nos seus primeiros dias dentro do aglomerado onde nasceram, as colisões podem ter projetado pedaços de planetas, e estes fragmentos podem ter viajado entre sistemas solares, e talvez até possam ter sido responsáveis por trazer a vida primitiva à Terra. "Por isso, pode-se argumentar que as irmãs do Sol são candidatas primordiais na busca por vida extraterrestre," afirma Ramirez.

A irmã que a equipe identificou é chamada HD 162826, uma estrela 15% mais massiva que o Sol, localizada a 110 anos-luz de distância na direção da constelação de Hércules. A estrela não é visível a olho nu, mas pode ser facilmente observada com binóculos, não muito longe da brilhante estrela Vega (em Lira).

A equipe identificou a HD 162826 como irmã do Sol ao seguir 30 possíveis candidatas descobertas por vários grupos espalhados pelo mundo, à procura das irmãs do Sol. A equipe de Ramirez estudou em profundidade 23 destas estrelas com o telescópio Harlan J. Smith do Observatório McDonald, e as estrelas restantes (visíveis apenas do Hemisfério Sul) com o telescópio Magalhães do Observatório Las Campanas no Chile. Todas estas observações usaram espectroscopia de alta-resolução para obter uma compreensão profunda da composição química das estrelas.

Mas são necessários vários fatores para realmente descobrir uma irmã do Sol. Além da análise química, a equipe também incluiu informações sobre as órbitas das estrelas, onde foram e para onde estão indo nos seus percursos ao redor do centro da nossa Via Láctea. Tendo em consideração tanto a química como as órbitas, os cientistas reduziram o campo das candidatas até apenas uma: a HD 162826.

Ninguém sabe se esta estrela contém planetas potencialmente habitáveis. Mas por "sorte e coincidência", afirma Ramirez, a equipe de Pesquisa Planetária do Observatório McDonald já observa HD 162826 há mais de 15 anos. Os estudos de Michael Endl e William Cochran, da Universidade do Texas, bem como os cálculos de Rob Wittenmyer da Universidade de Nova Gales do Sul, descartaram quaisquer planetas gigantes numa órbita próxima da estrela (os chamados Júpiteres quentes) e indicam que é improvável existir um análogo de Júpiter em órbita. Os estudos não excluem a presença de planetas terrestres mais pequenos.

A descoberta de uma única irmã solar é intrigante, mas Ramirez salienta que o projeto tem um propósito maior: criar um roteiro de como identificar irmãs do Sol, em preparação para o dilúvio de dados esperados em breve de estudos como o Gaia, a missão da ESA para criar o maior e mais preciso mapa tridimensional da Via Láctea.

Os dados do Gaia "não vão ser limitados à vizinhança solar," comenta Ramirez, realçando que o observatório espacial vai fornecer distâncias precisas e movimentos próprios para bilhões de estrelas, o que permite aos astrônomos procurarem irmãs solares até ao centro da nossa Galáxia. "O número de estrelas que podemos estudar vai aumentar por um fator de 10.000," salienta Ramirez.

Ele diz que o roteiro da sua equipe irá acelerar o processo de filtragem de potenciais irmãs solares.

"Não compensa investir muito tempo em analisar todos os detalhes de cada estrela," afirma. "Podemos concentrar-nos em certos elementos químicos fundamentais que serão muito úteis." Estes elementos são aqueles que variam muito entre as estrelas, que de outra forma têm composições químicas muito similares. Estes elementos químicos altamente variáveis são em grande parte dependentes de onde na Galáxia a estrela se formou. A equipe de Ramirez identificou os elementos bário e ítrio como particularmente úteis.

Assim que sejam identificadas mais irmãs do Sol, os astrônomos estarão um passo mais perto de saber onde e como se formaram. Para alcançar esse objetivo, os especialistas em dinâmica farão modelos que executam as órbitas de todas as irmãs solares para trás no tempo para descobrir onde se interseptam: o seu local de nascimento.

O trabalho será publicado na edição de 1 de Junho da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Texas

Resolvido o mistério da formação de estrelas magnéticas?

As estrelas magnéticas são os estranhos restos extremamente densos que resultam de explosões de supernovas.

© ESO/L. Calçada (ilustração da estrela magnética no aglomerado estelar Westerlund 1)

São os objetos com o campo magnético mais poderoso que se conhecem no Universo, milhões de vezes mais potentes que os mais fortes imãs na Terra. Uma equipe de astrônomos, usando o Very Large Telescope (VLT) do ESO, descobriu pela primeira vez a estrela companheira de uma estrela magnética. Esta descoberta ajuda a explicar como é que estes objetos se formam - um debate que já dura 35 anos - e porque é que esta estrela tão particular não colapsou para formar um buraco negro, como seria de esperar.

Quando uma estrela de massa muito elevada colapsa sob o efeito da sua própria gravidade durante a explosão de uma supernova, dá origem a uma estrela de nêutrons ou a um buraco negro. As estrelas magnéticas são uma forma peculiar e muito exótica de estrela de nêutrons. Tal como todos estes objetos estranhos, as estrelas magnéticas são muito pequenas e possuem campos magnéticos extremamente potentes. As superfícies destes objetos emitem enormes quantidades de raios gama quando sofrem um ajustamento súbito chamado “tremor de estrela”, resultado das enormes forças a que as suas crostas estão sujeitas.

© ESO (aglomerado estelar Westerlund 1)

O aglomerado estelar Westerlund 1, situado a 16.000 anos-luz de distância na constelação austral do Altar, acolhe uma das duas dúzias de estrelas magnéticas conhecidas na Via Láctea. É a chamada CXOU J16470.2-455216, que muito tem intrigado os astrônomos.

O aglomerado aberto Westerlund 1 foi descoberto na Austrália em 1961 pelo astrônomo sueco Bengt Westerlund. Este aglomerado encontra-se por detrás de uma enorme nuvem de gás e poeira, que bloqueia a maioria da radiação visível emitida. O fator de escurecimento é mais de 100.000, tendo sido esta a razão pela qual se demorou tanto tempo para descobrir a verdadeira natureza deste aglomerado tão peculiar.
O Westerlund 1 é um autêntico laboratório natural para o estudo da física estelar extrema, ajudando os astrônomos a descobrir como é que as estrelas de maior massa da Via Láctea vivem e morrem. A partir de observações, os astrônomos concluíram que esteaglomerado contém, muito provavelmente, não menos de 100.000 vezes a massa do Sol, e que todas as suas estrelas se situam numa região com uma dimensão inferior a 6 anos-luz. O Westerlund 1 parece assim ser o aglomerado jovem de maior massa mais compacto identificado até agora na Via Láctea.
Todas as estrelas deste aglomerado que até agora foram analisadas têm massas de, pelo menos, 30 a 40 vezes a massa do Sol. Uma vez que tais estrelas têm vidas relativamente curtas conclui-se que o Westerlund 1 deve ser muito jovem, com uma idade entre 3,5 e 5 milhões de anos, o que o torna claramente um aglomerado recém nascido na nossa Galáxia.

“O nosso trabalho anterior mostrou que a estrela magnética no enxame Westerlund 1 deve ter nascido de uma explosão de uma estrela moribunda com cerca de 40 vezes a massa do Sol, o que em si mesmo constitui um problema, já que se pensa que estrelas com estes valores de massa colapsem para dar origem a buracos negros e não a estrelas de nêutrons. No momento não percebemos como é que este objeto poderia ter originado uma estrela magnética,” diz Simon Clark, autor principal do artigo que descreve estes resultados.

Os astrônomos propuseram uma solução para este mistério, sugerindo que a estrela magnética se teria formada a partir das interações entre duas estrelas de elevada massa que orbitariam em torno uma da outra num sistema binário tão compacto que caberia no interior da órbita da Terra em torno do Sol. No entanto, até agora não tinha sido detectada nenhuma estrela companheira na posição da estrela magnética de Westerlund 1. Por isso, os astrônomos utilizaram o VLT para a procurarem em outras regiões deste aglomerado. Fizeram uma busca de estrelas fugidias, objetos que escapam do aglomerado com velocidades muito elevadas, que poderiam ter sido ejetadas para fora da sua órbita pela explosão de supernova que deu origem à estrela magnética. Uma estrela, chamada CI* Westerlund 1 W 5 (ou simplesmente Westerlund 1-5), parece corresponder aos critérios de busca dos astrônomos.
“Esta estrela não só possui um movimento consistente com o fato de ter recebido um “pontapé” da supernova mas é também demasiado brilhante para ter nascido como estrela isolada. Mais ainda, possui uma composição rica em carbono altamente invulgar, impossível de obter numa estrela única, uma pista importante que nos mostra que se deve ter formado originalmente com uma companheira num binário de estrelas,” acrescenta Ben Ritchie (Open University), um dos autores do novo artigo científico.
Esta descoberta permitiu reconstruir a história da vida estelar que deu origem à formação da estrela magnética, em vez do esperado buraco negro. À medida que as estrelas envelhecem, as reações nucleares que ocorrem no seu interior modificam a sua composição química, os elementos que alimentam as reações gastam-se, enquanto que os produtos das reações se vão acumulando. Esta impressão digital química é inicialmente rica em hidrogênio e azoto e pobre em carbono. É apenas numa idade muito mais avançada das estrelas que a concentração de carbono aumenta, momento em que o hidrogênio e o azoto já estão severamente reduzidos. Pensa-se que é impossível que uma estrela isolada seja simultaneamente rica em hidrogênio, azoto e carbono, como é o caso da Westerlund 1-5. Na primeira fase deste processo, a estrela de maior massa do par começa a ficar sem combustível, transferindo as suas camadas mais exteriores para a companheira de menor massa, que está destinada a tornar-se uma estrela magnética, e fazendo com que esta gire cada vez mais depressa. Esta rotação rápida parece ser o ingrediente essencial na formação do campo magnético muito intenso da estrela magnética.
Numa segunda fase, e como resultado desta transferência de matéria,  a companheira fica com tanta massa que, por sua vez, descarta uma enorme quantidade desta matéria recém adquirida. A maior parte dessa massa perde-se no espaço mas uma pequena quantidade volta à estrela original que vemos ainda hoje brilhando, a Westerlund 1-5.
“É este processo de troca de material que conferiu à Westerlund 1-5 uma assinatura química tão invulgar e permitiu que a massa da sua companheira diminuísse para níveis suficientemente baixos, dando assim origem a uma estrela magnética em vez de um buraco negro, um jogo da ‘batata quente’ estelar com consequências cósmicas!” conclui o membro da equipe Francisco Najarro (Centro de Astrobiologia, Espanha). 
Assim, o aspecto de uma estrela pertencer a um binário parece ser um ingrediente essencial na confecção de uma estrela magnética. A rotação rápida criada pela transferência de matéria entre as duas estrelas é necessária para dar origem ao campo magnético extremamente intenso e uma segunda fase de transferência de material faz com que a estrela destinada a tornar-se uma estrela magnética "emagreça" o suficiente para não colapsar sob a forma de buraco negro no momento da sua morte.

Este trabalho será brevemente publicado na revista Astronomy & Astrophysics (“A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: IV.Wd1-5 binary product and a pre-supernova companion for the magnetar CXOU J1647-45” de J. S. Clark et al.). A mesma equipe publicou um primeiro estudo deste objeto em 2006 (“A Neutron Star with a Massive Progenitor in Westerlund 1” de M. P. Muno et al., Astrophysical Journal, 636, L41).

Fonte: ESO

Nova visão sobre a formação de aglomerados estelares

Usando dados do observatório de raios X Chandra e de telescópios infravermelhos, astrônomos obtiveram um avanço importante na compreensão de como os aglomerados estelares se constituem.

© NASA (NGC 2024, em raios X)

Os dados mostram que as primeiras noções de como estes aglomerados se formam não podem estar corretas. A ideia mais simples é que as estrelas são formadas em aglomerados quando uma nuvem gigante de gás e poeira condensa. O centro da nuvem puxa o material dos arredores até que se torna densa o suficiente para detonar a formação estelar. Este processo ocorre inicialmente no centro da nuvem, o que implica que as estrelas no meio do aglomerado são formadas primeiro e, portanto, são as mais antigas.

No entanto, os dados mais recentes do Chandra sugerem que acontece algo diferente. Os cientistas estudaram dois aglomerados onde estrelas como o Sol estão atualmente se formando: o NGC 2024, localizado no centro da Nebulosa da Chama, e o aglomerado da Nebulosa de Órion. A partir deste estudo, descobriram que as estrelas na periferia dos aglomerados são na verdade as mais antigas.

© DSS (Nebulosa da Chama, no óptico)

O pesquisador Konstantin Getman da Universidade Penn State, que liderou o estudo, e colegas desenvolveram uma nova abordagem de dois passos que levou a esta descoberta. Primeiro, usaram dados do Chandra sobre o brilho das estrelas em raios X para determinar as suas massas. Em seguida, determinaram quão brilhantes estas estrelas são no infravermelho usando telescópios terrestres e dados do telescópio espacial Spitzer da NASA. Combinando estas informações com modelos teóricos, estimaram as idades das estrelas nos dois aglomerados.

Os resultados foram contrários ao que o modelo básico previu. No centro do NGC 2024, as estrelas têm cerca de 200.000 anos, enquanto na periferia têm cerca de 1,5 milhões de anos. Na Nebulosa de Órion, as idades das estrelas variam entre 1,2 milhões de anos no centro do aglomerado e quase 2 milhões de anos perto das extremidades.

"Uma conclusão importante do nosso estudo é que podemos rejeitar o modelo básico onde os aglomerados se formam de dentro para fora," afirma o co-autor Eric Feigelson, também da Universidade Penn State. "Por isso precisamos de ter em conta modelos mais complexos que estão agora emergindo dos estudos de formação estelar."

As explicações para as novas descobertas podem ser agrupadas em três noções gerais. A primeira é que a formação estelar continua ocorrendo porque o gás nas regiões interiores de uma nuvem de formação estelar é mais denso, contém mais material para a construção de estrelas, do que as regiões exteriores mais difusas. Ao longo do tempo, se a densidade for inferior a um limite onde já não pode entrar em colapso para formar estrelas, a formação estelar cessa nas regiões exteriores, enquanto continua a formar estrelas nas regiões interiores, o que conduz a uma concentração de estrelas mais jovens.

Outra ideia é que estrelas velhas tiveram mais tempo para afastar-se do centro do aglomerado, ou para serem expelidas para fora por interações com outras estrelas. Uma noção final é que as observações podem ser explicadas se as estrelas jovens se formam em filamentos massivos de gás que caem para o centro do aglomerado.

Estudos anteriores do aglomerado da Nebulosa de Órion revelaram indícios desta propagação revertida de idade, mas estes esforços foram baseados em amostras limitadas ou tendenciosas. Esta pesquisa mais recente fornece a primeira evidência de tais diferenças na Nebulosa da Chama.

A sequência do estudo é encontrar esta mesma faixa etária em outros aglomerados jovens.

Estes resultados serão publicados em dois artigos científicos separados no The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA