Descobertos três exoplanetas surpreendentemente secos

Astrônomos, usando o telescópio espacial Hubble da NASA, procuraram vapor de água nas atmosferas de três planetas em órbita de estrelas parecidas com o Sol, e descobriram que eram quase secos.

© NASA (ilustração do exoplaneta gigante HD 209458b)

Os três exoplanetas, conhecidos como HD 189733b, HD 209458b e WASP-12b, estão entre 60 e 900 anos-luz de distância da Terra e pensa-se serem candidatos ideais para detectar vapor de água nas suas atmosferas devido às suas altas temperaturas onde a água se transforma em vapor mensurável.

Estes chamados "Júpiteres quentes" estão tão perto das suas estrelas que têm temperaturas entre os 800 e 2.200 graus Celsius. No entanto, descobriu-se que têm apenas entre um décimo e um milésimo da quantidade de água prevista pelas teorias de formação planetária.

"A nossa medição de água num dos planetas, HD 209458b, é a medição mais precisa de qualquer composto químico num planeta açém do nosso Sistema Solar, e podemos agora dizer, com muito mais certeza que nunca, que encontramos água num exoplaneta," afirma Nikku Madhusudhan do Instituto de Astronomia da Universidade de Cambridge, Inglaterra. "No entanto, a baixa abundância que encontramos até agora é surpreendente."

Madhusudhan, que liderou a pesquisa, disse que esta descoberta representa um grande desafio para a teoria exoplanetária. "Basicamente abre inúmeros problemas na formação planetária. Nós esperavamos que todos estes planetas tivessem muita água. Temos que rever os modelos de formação e migração dos planetas gigantes, especialmente dos 'Júpiteres quentes', e investigar como são formados."

Ele enfatiza que estes resultados podem ter implicações importantes para a busca de água em exoplanetas potencialmente habitáveis do tamanho da Terra. Os instrumentos dos futuros telescópios espaciais poderão ter que ser desenhados com uma maior sensibilidade caso os alvos planetários sejam mais secos do que o previsto. "Devemos estar preparados para abundâncias de água muito mais baixas do que o previsto quando olharmos para as super-Terras (planetas rochosos com várias vezes a massa da Terra)," comenta Madhusudhan.

Usando espectros próximo do infravermelho para os planetas observados com o Hubble, Madhusudhan e colaboradores estimaram a quantidade de vapor de água, em cada uma das atmosferas planetárias, que explica os dados.

Os três planetas foram seleccionados porque orbitam estrelas relativamente brilhantes que fornecem radiação suficiente para a captação de um espectro infravermelho. As características de absorção do vapor de água na atmosfera do planeta são detectáveis porque são sobrepostas sobre a pequena quantidade de luz estelar que é refletida pela atmosfera do planeta.

A detecção de água é quase impossível para planetas em trânsito a partir da Terra porque a nossa atmosfera contém uma grande quantidade de água, o que contamina a observação. "Nós realmente precisamos do Hubble para fazer as observações," afirma Nicolas Crouzet do Instituto Dunlap da Universidade de Toronto e co-autor do estudo.

A teoria atualmente aceita para a formação dos planetas gigantes no nosso Sistema Solar, conhecida como acreção, afirma que um planeta é formado em torno de uma estrela jovem num disco protoplanetário constituído principalmente por hidrogênio, hélio e partículas de gelos e poeiras compostas por outros elementos químicos. As partículas de poeira aderem umas às outras, eventualmente formando grãos cada vez maiores. As forças gravitacionais do disco atraem estes grãos e partículas maiores até que é formado um núcleo sólido. Isto leva então à acreção de ambos os sólidos e gases para, eventualmente, formar um planeta gigante.

Esta teoria prevê que as proporções dos diferentes elementos no planeta são melhorados relativamente às da sua estrela, especialmente o oxigênio, que é suposto ser o mais melhorado. Assim que o planeta gigante se forma, espera-se que o seu oxigênio atmosférico seja largamente englobado dentro de moléculas de água. Os níveis muito baixos de vapor de água encontrados neste estudo levantam uma série de perguntas sobre os ingredientes que levam à formação de planetas.

"Existem tantas coisas que ainda não sabemos sobre os exoplanetas, e por isto abre um novo capítulo na compreensão de como os planetas e sistemas solares se formam," afirma Drake Deming da Universidade de Maryland, que liderou um dos estudos percursores. "O problema é que estamos supondo que a água é tão abundante nos outros sistemas como no nosso. O que o nosso estudo nos mostra é que as características da água podem ser muito mais fracas do que as nossas expectativas."

Os resultados foram publicados ontem na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Um pulsar metamórfico

No final de Junho de 2013, um binário excepcional contendo uma estrela de nêutrons veloz e girante sofreu uma mudança dramática de comportamento, mudança esta nunca antes observada.

© Goddard Space Flight Center (ilustração de um modelo do pulsar J1023)

As imagens mostram um modelo do pulsar J1023 antes (topo) e depois (baixo) do seu feixe rádio (verde) ter desvanecido. Normalmente, o vento do pulsar repele a corrente de gás da companheira. Quando a corrente se sobrepõe, forma-se um disco de acreção e os jatos de raios gama (magenta) obscurecem o feixe de rádio.

De acordo com o telescópio espacial Fermi da NASA, o "farol" de rádio do pulsar desapareceu e, ao mesmo tempo, o sistema aumentou cinco vezes de brilho em raios gama, a forma mais poderosa de radiação electromagnética.

"É quase como se alguém tivesse carregado num botão, transformando o sistema de um estado de baixa energia para um de maior energia," afirma Benjamin Stappers, astrofísico da Universidade de Manchester, Inglaterra, que liderou o esforço internacional com o objetivo de compreender esta impressionante transformação. "A mudança parece refletir uma interação errática entre o pulsar e a sua companheira, o que nos dá uma oportunidade para explorar uma fase de transição rara na vida deste binário."

Um sistema binário é composto por duas estrelas que orbitam em torno do seu centro de massa comum. Este sistema em particular, conhecido como AY Sextantis, está localizado a cerca de 4.000 anos-luz na direção da constelação de Sextante. O par é constituído por um pulsar de 1,7 milissegundos, chamado PSR J1023+0038 (J1023) e por uma estrela que contém aproximadamente 1/5 da massa do Sol. As estrelas completam uma órbita em apenas 4,8 horas, o que as coloca tão próximas que o pulsar está gradualmente evaporando a sua companheira.

Quando uma estrela maciça colapsa e explode como supernova, o seu núcleo esmagado pode sobreviver como um remanescente compacto chamado estrela de nêutrons ou pulsar, um objeto que comprimi mais massa que o Sol numa esfera não muito maior que uma grande cidade. Estrelas de nêutrons jovens e isoladas giram dezenas de vezes por segundo e geram feixes de rádio, luz visível, raios X e raios gama que são observados como pulsos sempre que estes feixes ficam apontados para a Terra. Os pulsares também criam fluxos poderosos de partículas altamente energéticas que se movimentam quase à velocidade da luz. Todo este poder vem do campo magnético do pulsar, que gira muito rapidamente. Com o passar do tempo, à medida que os pulsares se "acalmam", estas emissões desvanecem.

Há mais de 30 anos atrás, os astrônomos descobriram outro tipo de pulsar, que roda em 10 milissegundos ou menos, atingindo velocidades de rotação até 716,67 Hz (43.000 rpm). Enquanto os pulsares jovens normalmente aparecem isolados, mais de metade dos pulsares de milissegundo são encontrados em sistemas binários, o que sugere uma explicação para a sua rápida rotação.

"Os astrônomos já suspeitavam que os pulsares de milissegundo eram alimentados pela transferência e acumulação de matéria das suas estrelas companheiras, por isso muitas vezes são chamados de pulsares reciclados," explica Anne Archibald, pesquisadora pós-doutorada do Instituto Holandês de Radioastronomia (ASTRON) em Dwingeloo, que descobriu o J1023 em 2007.

Durante a fase inicial de transferência de massa, o sistema poderia ser considerado um binário de raios X com baixa massa, em que uma estrela de nêutrons mais lenta emite pulsos de raios X à medida que o gás quente se desloca para a sua superfície. Bilhões de anos mais tarde, quando o fluxo de matéria chega ao fim, o sistema seria classificado como um pulsar de milissegundo acelerado e com emissões de rádio alimentadas por um campo magnético de rápida rotação.

Para melhor compreender a rotação e evolução orbital do J1023, o sistema tem sido monitorado regularmente no rádio, usando o telescópio Lovell no Reino Unido e o WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) na Holanda. Estas observações revelaram que o sinal de rádio do pulsar foi desligado e isso desencadeou a busca por uma mudança associada nas suas propriedades de raios gama.

Poucos meses antes, foi descoberto um sistema muito mais distante que alternava entre os estados de rádio e raios X num espaço de semanas. Localizado no M28, um aglomerado globular a cerca de 19.000 anos-luz de distância, um pulsar conhecido como PSR J1824-2452I sofreu uma erupção de raios X em Março e Abril de 2013. À medida que as emissões de raios X desvaneciam no início de Maio, emergia o feixe de rádio do pulsar.

Apesar do J1023 ter alcançado energias muito mais altas e estar consideravelmente mais perto, ambos os binários são muito parecidos. O que está acontecendo são os últimos suspiros caóticos dos processos de rotação destes pulsares.

No pulsar J1023, as estrelas estão muito mais próximas uma da outra, assim que uma corrente de gás flui da estrela companheira para o pulsar. A rápida rotação do pulsar e o seu intenso campo magnético são os responsáveis tanto do feixe de rádio como do poderoso vento do pulsar. Quando o feixe de rádio é detectável, o vento do pulsar retém a corrente de gás da companheira, impedindo-a de se aproximar. Mas de vez em quando a corrente ganha, aproximando-se do pulsar e estabelecendo um disco de acreção.

O gás no disco torna-se comprimido e quente, atingindo temperaturas suficientemente altas para emitir raios X. Em seguida, o material ao longo da orla interior do disco perde energia rapidamente e cai em direção ao pulsar. Quando atinge uma altitude de aproximadamente 80 km, os processos que envolvem a criação do feixe de rádio ou são desligados ou, mais provavelmente, obscurecidos.

A borda interna do disco provavelmente flutua consideravelmente a esta altitude. Certas partes podem acelerar para fora quase à velocidade da luz, formando jatos duplos de partículas disparados em direções opostas, um fenômeno mais tipicamente associado com a acreção de buracos negros. As ondas de choque dentro e ao longo da periferia destes jatos são provavelmente a fonte da brilhante emissão de raios gama detectada pelo Fermi.

A equipe relata que o J1023 é o primeiro exemplo, já observado, de um binário de raios gama de baixa massa, compacto e transeunte. Os pesquisadores esperam que o sistema sirva como um laboratório único para a compreensão de como os pulsares de milissegundo se formam e para estudar os detalhes de como a acreção ocorre em estrelas de nêutrons.

"Até agora, o Fermi aumentou o número de pulsares de raios gama conhecidos por cerca de 20 vezes e duplicou o número de pulsares de milissegundo dentro da nossa Galáxia," afirma Julie McEnery, cientista do projeto para a missão, do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt (EUA). "O Fermi continua sendo um motor incrível de descobertas de pulsares."

Os resultados foram publicados na edição de 20 de Julho da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Vida e morte de estrelas irmãs

Nesta nova imagem obtida pelo instrumento Wide Field Imager (WFI) instalado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla, no norte do Chile, estrelas jovens agrupam-se sobre um fundo de nuvens de gás resplandecente e zonas de poeira.

© ESO (NGC 3293)

Este aglomerado estelar, conhecido por NGC 3293, era apenas uma nuvem de gás e poeira há cerca de dez milhões de anos atrás, mas à medida que as estrelas se começaram a formar transformou-se no brilhante grupo de estrelas que aqui vemos. Enxames como este são laboratórios celestes que permitem aos astrônomos aprender mais sobre o processo de evolução das estrelas.

Este bonito aglomerado estelar situa-se a cerca de 8.000 anos-luz da Terra na constelação Carina (A Quilha). Este aglomerado foi observado pela primeira vez pelo astrônomo francês Nicolas-Louis de Lacaille em 1751, durante uma estadia ao que é agora a África do Sul, com o auxílio de um pequeno telescópio com uma abertura de apenas 12 milímetros. É um dos aglomerados mais brilhantes do hemisfério sul e pode ser facilmente visto a olho nu numa noite escura e límpida.
Os aglomerados estelares como o NGC 3293 contêm estrelas que se formaram todas ao mesmo tempo, situadas à mesma distância da Terra, da mesma nuvem de gás e poeira, o que lhes dá a mesma composição química. Consequentemente, este tipo de aglomerado é ideal para testar teorias de evolução estelar.
A maioria das estrelas que aqui vemos são muito jovens e o aglomerado propriamente dito tem menos de 10 milhões de anos, um jovem astro à escala cósmica se considerarmos que o Sol tem 4,6 bilhões de anos e ainda está a meio da sua vida. Existem muitas estrelas jovens azuis e brilhantes em aglomerados abertos como o NGC 3293, por exemplo no mais famoso aglomerado da Caixa de Jóias, ou NGC 4755.

© ESO (NGC 4755)

Estes aglomerados estelares formam-se a partir de uma enorme nuvem de gás molecular e as estrelas mantêm-se juntas pela ação das forças gravitacionais mútuas. No entanto, estas forças não são suficientes para manter o aglomerado coeso face ao encontro com outros aglomerados e nuvens de gás, à medida que o gás e poeira do aglomerado se dissipam. É por isso que os aglomerados abertos duram apenas algumas centenas de milhões de anos, ao contrário dos seus vizinhos maiores, os aglomerados globulares, que sobrevivem durante bilhões de anos e agrupam muito mais estrelas.
Apesar de algumas evidências que sugerem que a formação estelar ainda está ocorrendo no aglomerado NGC 3293, pensa-se que a maioria, senão todas, as cerca de cinquenta estrelas deste aglomerado nasceram de um único evento. Mas embora estas estrelas tenham todas a mesma idade, não têm no entanto todas a mesma aparência caraterística de uma estrela recém formada; algumas parecem claramente velhas, o que fornece a possibilidade de estudar como e por que é que as estrelas evoluem a velocidades diferentes.
Um exemplo disto é a estrela brilhante cor de laranja situada embaixo à direita no aglomerado. Esta estrela enorme, uma gigante vermelha, terá nascido como uma das maiores e mais luminosas estrelas da sua ninhada, no entanto as estrelas brilhantes queimam o seu material muito depressa. Enquanto a estrela consome todo o material no seu núcleo, a sua dinâmica interna muda e a estrela começa a expandir-se e a arrefecer, transformando-se assim na gigante vermelha que observamos atualmente. Enquanto as gigantes vermelhas se aproximam do final das suas vidas, as suas irmãs mais pequenas estão ainda na fase conhecida como pré-sequência principal, o período que antecede o longo período estável que se situa no meio da vida de uma estrela. Vemos estas estrelas no pico da sua vida como estrelas brancas quentes e brilhantes, contra o fundo vermelho e poeirento.

Fonte: ESO

A nebulosa de reflexão em Ophiuchus

Por que essa imagem de um belo campo estelar no céu lembra uma pintura impressionista?

© Rolf Olsen (IC 4603)

O efeito é criado, não somente por efeitos digitais utilizados no processamento da imagem, mas também pela grande quantidade de poeira interestelar. A poeira, diminutas esferas, ricas em carbono e do tamanho das partículas emitidas na fumaça do cigarro, frequentemente se originam nas atmosferas externas das estrelas jovens, grandes e frias. A poeira é dispersada à medida que a estrela morre e cresce à medida que o conteúdo se comprime no meio interestelar. Nuvens densas de poeira são opacas à luz visível e podem esconder completamente estrelas que estejam num segundo plano. Para as nuvens menos densas, a capacidade da poeira refletir preferencialmente a luz azul das estrelas torna-se importante, florescendo efetivamente a luz das estrelas azuis para fora das nuvens e marcando a poeira que se encontra ao redor. Emissões nebulares de gases, normalmente mais brilhantes na luz vermelha, podem ser combinadas para formar áreas que criam uma verdadeira pintura no céu. A imagem acima mostra a parte central da nebulosa IC 4603, que circunda a brilhante estrela SAO 184376 (uma estrela de magnitude 8), que ilumina a maior parte da nebulosa de reflexão azul. A IC 4603 pode ser vista perto da brilhante estrela Antares (uma estrela de primeira magnitude), na direção da constelação de Ophiuchus.

Fonte: NASA

Descoberto exoplaneta em trânsito com o ano mais longo conhecido

Astrônomos descobriram um exoplaneta em trânsito com o ano mais longo conhecido.

© CfA/David A. Aguilar (ilustração do exoplaneta Kepler-421b)

O Kepler-421b orbita a sua estrela a cada 704 dias. Em comparação, Marte orbita o nosso Sol a cada 780 dias. A maioria dos mais de 1.800 planetas extrasolares descobertos até à data estão muito mais perto das suas estrelas e têm períodos orbitais muito mais curtos.

"A descoberta do Kepler-421b foi um golpe de sorte," afirma David Kipping, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA), autor principal do artigo que relata o achado. "Quanto mais longe um planeta está da sua estrela, menor a probabilidade de passar à sua frente a partir do ponto de vista da Terra. Tem que estar precisamente alinhado."

O Kepler-421b orbita uma estrela laranja da classe K, mais fria e tênue que o nosso Sol, a uma distância de aproximadamente 177 milhões de quilômetros. Como resultado, este planeta com o tamanho de Urano tem uma temperatura gelada de -93 graus Celsius.

Como o nome implica, Kepler-421b foi descoberto usando dados do telescópio Kepler da NASA. O Kepler foi especialmente desenhado para fazer descobertas deste gênero. Estudou a mesma área do céu durante 4 anos, observando a diminuição de brilho de estrelas, diminuição esta que assinalava o trânsito de planetas. O Kepler detectou apenas dois trânsitos do Kepler-421b devido ao seu período orbital extremamente longo.

A órbita do planeta coloca-o para além da "linha de neve", a linha divisória entre os planetas rochosos e gasosos. Para fora da linha de neve, a água condensa em grãos de gelo que ficam juntos para construir planetas gigantes de gás.

"A linha de neve é uma distância crucial na teoria de formação planetária. Nós achamos que todos os gigantes de gás devem ter-se formado para além desta distância," explica Kipping.

Tendo em conta que os gigantes gasosos podem ser encontrados muito perto das suas estrelas, em órbitas de dias ou até mesmo horas, os teóricos acreditam que muitos exoplanetas migram para o interior algum tempo depois da sua formação. O Kepler-421b mostra que essa migração não é necessária. Pode ter-se formado exatamente onde o vemos agora.

"Este é o primeiro exemplo de um gigante gasoso potencialmente não-migratório, encontrado num sistema de trânsito," comenta Kipping.

A estrela hospedeira, Kepler-421, está localizada a cerca de 1.000 anos-luz da Terra na direção da constelação de Lira.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Mapa 3D da nebulosa de Eta Carinae

Um grupo de nove astrofísicos, sendo três deles brasileiros, produziu um mapa tridimensional da nebulosa de poeira que envolve a estrela Eta Carinae, uma das mais estudadas da Via Láctea.

© Hubble (Eta Carinae)

A nebulosa, conhecida como Homúnculo, foi criada por uma grande erupção na Eta Carinae em 1843 e vem se expandindo desde então. O Homúnculo tem a forma de dois lóbulos, constituídos de uma casca fina de poeira com cerca de 15 vezes a massa do Sol e 3 trilhões de quilômetros de extensão. O sistema binário de estrelas fica no encontro desses dois lóbulos.

Além da forma bipolar, já conhecida, o trabalho mostra uma série de protuberâncias (protrusions), depressões (trenches), buracos (holes) e desvio da simetria axial. Isto só foi conseguido até agora para raríssimos corpos celestes fora do Sistema Solar.

“É admirável que a nebulosa tenha guardado marcas tão claras da interação que teve o sistema binário, quando ela era um milésimo do tamanho atual”, explicou Augusto Damineli, professor do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP e um dos nove autores do artigo. Damineli estuda a Eta Carinae há mais de 20 anos e foi um dos primeiros a afirmar que ela se tratava, na verdade, de um sistema de duas estrelas. Também investigou o fenômeno de eclipse do sistema, que ocorre a cada cinco anos e produz efeito de “apagamento” na estrela de alta energia.

A Eta Carinae, (na constelação da Quilha, ou “Carina”, em latim), está a 7.500 anos-luz da Terra. A estrela é mais visível e observada a partir do Hemisfério Sul, mas ainda existe visibilidade em baixas latitudes no Hemisfério Norte. De tamanho muito grande (segundo a estimativa mais alta seu raio pode medir 0,9 unidades astronômicas), seu aspecto mais marcante é a variação de seu brilho em várias ordens de magnitude.

Trata-se de um marco técnico e o resultado é relevante para se estudar a dinâmica de formação dessa nebulosa. A maioria dessas estruturas está ligada diretamente ao sistema de estrelas duplas localizado no coração do Homúnculo. As marcas formam uma espécie de “impressão digital” do nascimento da nebulosa. A nuvem de gás e poeira, ao ser ejetada pela estrela principal do par binário, interagiu com o material que estava acumulado no plano orbital do sistema, deixando marcas nele.
Para realizar o mapeamento, foram utilizados dados obtidos com o espectrógrafo X-SHOOTER, montado no telescópio VLT do ESO. Os dados foram então tratados com o software SHAPE.

Com o mapa tridimensional, foi possível verificar que os dois lóbulos do Homúnculo não são idênticos e não estão perfeitamente alinhados. Encontrou-se, no entanto, um buraco principal polar em cada lóbulo, com alinhamento com o eixo orbital do sistema. Além disso, a depressão no lóbulo mais próximo à Terra é simétrica à depressão encontrada no lóbulo oposto. Outro detalhe descoberto no mapeamento foram protuberâncias saindo da região da “cintura” do Homúnculo. Cada lóbulo apresenta uma protuberância, como uma imagem espelhada da outra.

A pesquisa tem como primeiro autor Wolfgang Steffen, pesquisador da UNAM (México) e desenvolvedor do software SHAPE, utilizado na modelagem do Homúnculo. Mairan Teodoro, o segundo autor do artigo, é doutor em Astronomia pelo IAG-USP e está realizando seu pós-doutorado no Goddard Space Flight Center da NASA. O outro brasileiro que assina o trabalho é Jose Henrique Groh, também doutor em Astronomia pelo IAG e, atualmente, pesquisador no Observatório de Genebra, Suíça.

© Goddard Space Flight Center (modelo do objeto celeste obtido em impressora laser 3D)

O astrônomo Augusto Damineli disponibiliza uma página na internet com explicações detalhadas sobre o mapa 3D do Homúnculo e o artigo do trabalho.

O material está disponível em http://www.etacarinae.iag.usp.br/pressrelease.html. Nessa página também estão os links para que você possa baixar um arquivo e mandá-lo a uma impressora laser 3D (acrílico ou plástico), obtendo assim um modelo material desse objeto celeste.

O trabalho foi publicado em 8 de julho de 2014 no periódico científico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: IAG/USP

Ponte de estrelas jovens entre duas galáxias antigas

O telescópio espacial Hubble fotografou uma estrutura incomum no céu, com 100.000 anos-luz de comprimento, que se assemelha a um colar de pérolas.

© Hubble (SDSS J1531+3414)

A estrutura pode melhorar nosso conhecimento sobre a formação de superaglomerados estelares, que resultam da fusão de galáxias, bem como da dinâmica dos gases neste processo. “Ficamos surpresos ao encontrar esta morfologia deslumbrante. Já há muito tempo que o fenômeno é visto nos braços de galáxias espirais e em pontes entre galáxias que interagem. Entretanto, este arranjo em particular nunca foi visto antes em fusões de galáxias elípticas”, disse Grant Tremblay, do Observatório Europeu do Sul em Garching (Alemanha).

Os superaglomerados de estrelas jovens azuis são uniformemente espaçados ao longo de uma cadeia através das galáxias, a cada 3.000 anos-luz. Esses aglomerados de estrelas estão dentro de um par de galáxias elípticas, que por sua vez estão dentro de um aglomerado de galáxias denso conhecido como SDSS J1531+3414. A poderosa gravidade do aglomerado deforma as imagens de galáxias com arcos e listras azuis, uma ilusão causada por um efeito conhecido como lente gravitacional.  No início, os astrônomos pensaram que o “colar de pérolas” era na verdade uma imagem dessas, mas suas recentes observações com o Nordic Optical Telescope, em Santa Cruz de Tenerife, Espanha, descartaram essa hipótese.

A equipe de Tremblay descobriu a sequência bizarra de superaglomerados estelares por acaso, ao rever algumas imagens do Hubble. Os pesquisadores ficaram surpresos com a natureza única da fonte, que impulsionou a equipe a fazer observações de acompanhamento. Os processos físicos subjacentes que dão origem à estrutura do “colar de pérolas” estão relacionados com a instabilidade de Jeans, um fenômeno físico que ocorre quando a pressão interna de uma nuvem de gás interestelar não é forte o suficiente para evitar o colapso gravitacional de uma região preenchida com matéria, resultando na formação de estrelas.

Atualmente, os cientistas estão trabalhando em uma melhor compreensão da origem dessa cadeia de formação de estrelas. Uma possibilidade é que o gás molecular frio que alimenta a explosão de formação de estrelas pode ter sido nativo das duas galáxias em fusão.

Outra possibilidade é o chamado “fluxo de arrefecimento”, em que o gás arrefece a partir da atmosfera ultraquente de plasma que circunda as galáxias, formando bolsões de gás molecular frio que começam a formar estrelas. A terceira possibilidade é que o gás frio alimentando a cadeia de formação de estrelas se origina de uma onda de choque de alta temperatura criada quando as duas galáxias elípticas gigantes colidem. Esta colisão comprime o gás e cria uma camada de plasma densa de arrefecimento.

Fonte: The Astrophysical Journal Letters

Uma gigantesca nebulosa em forma de lula

Com uma forma misteriosa, parecida com uma lula, a nebulosa abaixo é muito apagada, mas também muito grande, quando observada desde o planeta Terra.

© Romano Corradi (Nebulosa Ou4)

No mosaico acima, composto de dados de banda curta, obtidos pelo telescópio de 2,5 metros Isaac Newton, ela se espalha com um tamanho equivalente ao de 2,5 Luas Cheias na direção da constelação de Cepheus. Recentemente descoberta pelo astrônomo francês especializado em imagens, Nicolas Outters, a impressionante emissão bipolar da nebulosa está consistente com o que espera-se de uma nebulosa planetária, o escudo gasoso de uma estrela moribunda parecida com o Sol, mas sua distância real e a sua origem são parâmetros ainda desconhecidos. Uma nova investigação sugere que a nebulosa Ou4 se localiza realmente dentro da região de emissão SH-129, localizada a cerca de 2.300 anos-luz de distância da Terra. Consistente com esse cenário, a lula cósmica representaria um fluxo espetacular de material dirigido por um sistema triplo de estrelas quentes e massivas, catalogado como HR8119, visto perto do centro da nebulosa. Se isso for mesmo confirmado, a nebulosa gigante em forma de lula teria fisicamente perto de 50 anos-luz de comprimento.

Fonte: NASA

Explosão bizarra assinala as primeiras estrelas do Universo

Astronômos, após analisarem uma explosão de luz de longa duração e de alta energia em 2013,  relataram ter encontrado características notavelmente parecidas com aquelas esperadas na explosão das primeiras estrelas do Universo.

© NASA/Swift/A. Simmonnet (ilustração da GRB 130925A)

Nesta imagem observa-se um casulo de gás quente e que emite raios X (vermelho) rodeiando um jato de partículas (branco) que atravessa a superfície de uma estrela quase à velocidade da luz.

Se esta interpretação estiver correta, a explosão valida ideias sobre uma classe recentemente identificada de explosão de raios gama (GRB, ou "gamma-ray burst") e serve para que os observatórios do futuro poderão ver como os atos finais das primeiras estrelas.

"Um dos grandes desafios da astrofísica moderna tem sido a busca de identificar a primeira geração de estrelas formadas no Universo, que chamamos de estrelas de População III," explica o cientista Luigi Piro, diretor de pesquisa do Instituto para Astrofísica Espacial e Planetologia em Roma, uma divisão do Instituto Nacional de Astrofísica da Itália.

As GRBs são as explosões mais luminosas do Universo. Estas emitem enormes quantidades de raios gama e raios X, e produzem brilhos remanescentes que desaparecem rapidamente e que podem ser observados nos comprimentos de onda visível, infravermelho e rádio. Em média, o satélite Swift da NASA, o telescópio espacial de raios gama Fermi e outros observatórios detectam aproximadamente uma GRB por dia.

No dia 25 de Setembro de 2013, o telescópio de alerta do Swift avistou um pico de raios gama oriundos de uma fonte na constelação da Fornalha. O observatório alertou automaticamente outros espalhados pela Terra de que uma nova explosão, designada GRB 130925A, devido à data,  estava em andamento e apontou o seu telescópio de raios X em direção à fonte. Outros satélites detectaram a crescente onda de radiação altamente energética, incluindo o Fermi, o instrumento russo Konus a bordo da sonda Wind da NASA e o observatório INTEGRAL da ESA.

A explosão foi eventualmente localizada numa galáxia tão distante que a sua luz teve que viajar durante 3,9 bilhões de anos, anterior à evidência mais antiga de vida na Terra.

Os astrônomos já observaram milhares de GRBs ao longo das últimas cinco décadas. Até recentemente, estavam classificados em dois grupos, curtos e longos, com base na duração do sinal de raios gama. Pensa-se que as explosões curtas, com a duração de apenas dois segundos ou menos, representem a fusão de objetos compactos num sistema binário, em que os suspeitos mais prováveis são as estrelas de nêutrons e os buracos negros. As GRBs longas podem durar entre alguns segundos a vários minutos, com durações típicas entre 20 e 50 segundos. Pensa-se que estes eventos estejam associados com o colapso de uma estrela com muitas vezes a massa do Sol e, consequentemente, o nascimento de um novo buraco negro.

A GRB 130925A, em contraste, produziu raios gama durante 1,9 horas, uma duração mais de cem vezes superior a uma típica GRB de longa duração. As observações do telescópio de raios X do Swift revelaram um brilho remanescente intenso e altamente variável que exibiu fortes explosões durante seis horas, após as quais começou finalmente a desvanecer, como é costume com as GRBs longas.

"A GRB 130925A é um membro de uma classe rara e recentemente reconhecida que chamamos de explosões ultra-longas," afirma Eleonora Troja, pesquisadora do Goddard Space Flight Center da NASA, que fez parte da equipe de estudo. "Mas o que realmente o distingue é o seu brilho invulgar em raios X, que fornece o caso mais forte, até agora, de que as GRBs ultra-longas vêm de estrelas chamadas supergigantes azuis."

Os astrônomos pensam que as estrelas Wolf-Rayet explicam melhor a origem das GRBs longas. Com mais de 25 vezes a massa do Sol, estas estrelas são tão quentes que expulsam os seus invólucros exteriores de hidrogênio sob a forma de ventos estelares. Quando colapsam, a atmosfera exterior da estrela é essencialmente nula e o seu tamanho físico é comparável ao do Sol. Forma-se um buraco negro no núcleo da estrela e a matéria que cai na sua direção alimenta jatos que a estocam. Os jatos continuam operarando durante algumas dezenas de segundos, a escala de tempo das GRBs longas.

Tendo em conta que as GRBs ultra-longas duram centenas de vezes mais tempo, a estrela de origem deve ter um tamanho físico correspondentemente maior. O suspeito mais provável é uma supergigante azul, uma estrela quente com cerca de 20 vezes a massa do Sol, que mantém a sua profunda atmosfera de hidrogênio, atingindo 100 vezes o diâmetro da nossa estrela. As supergigantes azuis que contêm apenas uma pequena fracão de elementos mais pesados que o hélio podem ser substancialmente maiores. O conteúdo metálico de uma estrela controla a força do seu vento estelar e este, por sua vez, determina quanto da sua atmosfera de hidrogênio mantém antes do colapso. Para as maiores supergigantes azuis, o revestimento de hidrogênio demoraria horas a cair no buraco negro, proporcionando uma fonte de combustível sustentável para alimentar GRBs ultra-longas.

Os cientistas realçam que as observações rádio da GRB remanescente mostram que exibiu um brilho quase constante ao longo de um período de quatro meses. Este declínio extremamente lento sugere que a onda de choque da explosão movia-se pelo espaço essencialmente desimpedida, o que significa que o ambiente em torno da estrela estava em grande parte livre do material expelido pelos ventos estelares.

A longa duração da explosão em raios X provou ser uma característica mais intrigante de explicar, requerendo observações do Swift, do Observatório de raios X Chandra da NASA e do satélite XMM-Newton da ESA. À medida que os jatos altamente energéticos escavam a estrela em colapso, as suas frentes colidem com gás estelar mais frio e aquecem-no. Este gás flui para baixo dos lados do jato, rodeando-o numa camada quente de raios X. Dado que o jato viaja uma distância maior dentro das supergigantes azuis, este casulo torna-se mais maciço do que é possível numa estrela Wolf-Rayet. Embora o casulo cresça rapidamente à medida que sai da estrela, as evidências de raios X indicam que permaneceu intacto. A equipe científica sugere que os campos magnéticos podem ter suprimido o fluxo de gás quente em todo o casulo, mantendo-o confinado perto do jato.

"Esta é a primeira vez que detectamos este componente termal do casulo, provavelmente porque todas as outras explosões ultra-longas conhecidas ocorreram a distâncias ainda maiores," comenta Piro.

A melhor explicação para as propriedades invulgares da GRB 130925A é que anunciou a morte de uma supergigante azul pobre em componentes metálicos, um modelo que provavelmente caracteriza toda a classe ultra-longa.

As estrelas fabricam elementos pesados ao longo da sua vida e durante as suas fases finais em explosões de supernova e GRBs. Cada geração enriquece o gás interestelar com uma proporção maior de metais, mas o processo não é uniforme e as galáxias pobres em metais ainda existem nas proximidades. Ao olharmos para mais longe no Universo, significa que estamos olhando mais profundamente no passado, para as primeiras gerações estelares que se formaram a partir de gases pobres em metais. As estrelas da População III terminaram as suas vidas como supergigantes azuis, e assim a GRB 130925A pode vir a ser um análogo próximo e valioso para fenômenos que podemos um dia detectar nas estrelas mais distantes do Universo.

Um artigo sobre o assunto sai na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA e ESA

Estrelas parecidas com o Sol revelam suas idades

Definir o que constitui uma estrela "tipo-Sol" é tão difícil quanto definir o que constitui um planeta "tipo-Terra".

© CfA/Star Walk HD (KIC 12157617)

A imagem acima mostra um mapa celeste de uma das estrelas mais parecidas com o Sol, examinada neste estudo. KIC 12157617 encontra-se na constelação de Cisne, a meio do caminho entre Vega e Deneb (duas estrelas do Triângulo de Verão). Para avistar esta estrela de 12ª magnitude, aconselha-se um telescópio de 8 polegadas ou maior.

Uma gêmea do Sol deve ter temperatura, massa e tipo espectral semelhantes à nossa estrela. Também seria de esperar que tivesse aproximadamente 4,5 bilhões de anos. No entanto, é notoriamente difícil medir a idade de uma estrela e por isso os astrônomos costumam ignorar a idade no momento de decidir se uma estrela conta como "tipo-Sol".

Está surgindo uma nova técnica para medir a idade de uma estrela usando a sua rotação: girocronologia. Os astrônomos apresentaram na semana passada as idades girocronológicas de 22 estrelas semelhantes ao Sol. Anteriormente, apenas se sabia a rotação e idade de duas estrelas do tipo do Sol.

"Nós descobrimos estrelas com propriedades próximas o suficiente das do Sol para as chamarmos de 'gêmeas solares'," comenta José Dias do Nascimento, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, e autor do estudo. "Com as gêmeas solares, podemos estudar o passado, presente e futuro de estrelas como o nosso Sol. Consequentemente podemos prever como os sistemas planetários como o nosso Sistema Solar serão afetados pela evolução das suas estrelas centrais."

Para medir a rotação de uma estrela são procuradas mudanças no seu brilho provocadas por manchas escuras, conhecidas como manchas estelares, que cruzam a superfície de uma estrela. Ao observar quanto tempo demoram para completar uma volta, conseguem determinar a velocidade de rotação da estrela.

A variação na luminosidade de uma estrela devido às manchas estelares é muito pequena, normalmente com apenas algumas unidades percentuais ou até menos. O Kepler da NASA é excelente na medição de brilhos. Com este telescópio, Nascimento e colegas descobriram que as estrelas tipo-Sol no seu estudo completam, em média, uma rotação a cada 21 dias, em comparação com o período de rotação de 25 dias do nosso Sol no seu equador.

Estrelas mais jovens giram mais rapidamente do que estrelas mais antigas porque as estrelas abrandam à medida que envelhecem, tal como os seres humanos. Como resultado, a rotação de uma estrela pode ser usada como um relógio para derivar a sua idade. Dado que a maioria das estrelas que a equipe estudou giram ligeiramente mais depressa que o nosso Sol, tendem também a ser mais jovens.

Este trabalho apoia-se em investigações prévias feitas pelo astrônomo Soren Meibom, também do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica e co-autor do novo estudo. Meibom e colaboradores mediram as rotações de estrelas num aglomerado chamado NGC 6811, com bilhões de anos. Como as estrelas tinham uma idade conhecida, os astrônomos puderam usá-las para calibrar o "relógio" de girocronologia. A nova investigação, liderada por Nascimento, examina estrelas livres que não pertencem a aglomerados.

Tendo em conta que as estrelas e os planetas formam-se praticamente ao mesmo tempo, ao aprender a idade de uma estrela podemos aprender a idade dos seus planetas. E sabendo que é preciso tempo para a vida se desenvolver e evoluir, a determinação das idades de estrelas que albergam planetas pode ajudar a restringir os melhores alvos para a busca de sinais de vida alienígena. Apesar de nenhuma das 22 estrelas no novo estudo terem planetas, este trabalho representa um passo importante na busca de estrelas semelhantes ao Sol que podem hospedar planetas parecidos com a Terra.

O artigo sobre a pesquisa foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O aglomerado mais antigo na Pequena Nuvem de Magalhães

A imagem abaixo mostra o aglomerado estelar globular NGC 121, localizado na constelação de Tucano.

© Hubble (NGC 121)

Aglomerados globulares são grandes esferas de estrelas velhas que orbitam o centro de suas galáxias como satélites, a Via Láctea, por exemplo, tem cerca de 150. O NGC 121 pertence a uma galáxia vizinha da Via Láctea, a Pequena Nuvem de Magalhães. Ele foi descoberto em 1835 pelo astrônomo inglês John Herschel, e recentemente ele tem sido estudado em detalhe pelos astrônomos que desejam aprender mais sobre como as estrelas se formam e se desenvolvem.

As estrelas não vivem para sempre, elas se desenvolvem diferentemente dependendo da sua massa. Em muitos aglomerados, todas as estrelas parecem ter se formado no mesmo tempo, embora em outros é possível ver distintas populações de estrelas com diferentes idades. Estudando as velhas populações estelares nos aglomerados globulares, os astrônomos podem efetivamente usá-las como marcadores para as populações estelares de suas galáxias hospedeiras. Com um objeto como o NGC 121, que se localiza perto da Via Láctea, o Hubble é capaz de analisar as estrelas individuais e ter uma ideia bem detalhada de como um aglomerado globular é por dentro.

O NGC 121 tem cerca de 10 bilhões de anos, fazendo dele o aglomerado mais velho nessa galáxia, todos os aglomerados globulares da Pequena Nuvem de Magalhães são 8 bilhões de anos mais velhos ou mais jovens. Contudo, o NGC 121 ainda é alguns bilhões de anos mais jovem do que seus parceiros na Via Láctea e  em outras galáxias próximas da Via Láctea como a Grande Nuvem de Magalhães. A razão para esse intervalo de idade não é completamente óbvio, mas ele poderia indicar que a formação do aglomerado foi iniciada tardiamente por alguma razão na Pequena Nuvem de Magalhães, ou que o NGC 121 é um sobrevivente de um grupo mais velho de aglomerados estelares.

Fonte: ESA

A nebulosa planetária NGC 2818

A NGC 2818 é uma bela nebulosa planetária, o escudo gasoso de uma estrela moribunda parecida com o Sol.

© Hubble (NGC 2818)

Ela poderia oferecer uma ideia de qual futuro podemos aguardar para o Sol depois de gastar outros 5 bilhões de anos ou mais usando o hidrogênio em seu núcleo, e então finalmente o hélio, como combustível para a fusão nuclear. Curiosamente, a NGC 2818 parece localizar-se dentro de um aglomerado aberto de estrelas, o NGC 2818A, que está a cerca de 10000 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Pyxis (a Bússola). A essa distância do aglomerado estelar, a nebulosa se apresenta com cerca de 4 anos-luz de diâmetro. Mas medidas precisas de velocidade mostram que a própria velocidade da nebulosa é bem diferente da velocidade das estrelas que fazem parte do aglomerado. O resultado é uma forte evidência de que a NGC 2818 está alinhada com o aglomerado de estrelas por coincidência e por isso não deve compartilhar nem a idade e nem a distância do aglomerado. A imagem do Hubble é uma composição das exposições feitas através de filtros de banda curta, apresentando a emissão dos átomos de nitrogênio, hidrogênio e oxigênio em tonalidades de vermelho, verde e azul respectivamente.

Fonte: NASA

Uma galáxia com um coração brilhante

Essa imagem captada pelo telescópio espacial Hubble, mostra uma galáxia espiral próxima, conhecida como NGC 1433.

© Hubble (NGC 1433)

Essa imagem foi obtida usando uma mistura da luz visível, infravermelha e ultravioleta.

A NGC 1433 está localizada a cerca de 32 milhões de anos-luz de distância da Terra, e ela é um tipo de galáxia bem ativa, conhecida como galáxia Seyfert, uma classificação que plausível para 10% de todas as galáxias. Elas têm um centro luminoso muito brilhante que são comparáveis em brilho, à nossa galáxia como um todo.

Os núcleos das galáxias são de grande interesse para os astrônomos. Os núcleos da maior parte das galáxias, se não de todas, acredita-se contenham um buraco negro supermassivo, circundado por um disco de material que cai em sua direção.

A NGC 1433 está sendo estudada como parte de uma pesquisa de 50 galáxias próximas conhecida como Legacy ExtraGalactic UV Survey (LEGUS). A radiação ultravioleta é observada das galáxias, principalmente traçando as estrelas formadas mais recentemente. Nas galáxias Seyfert, a luz ultravioleta emanana dos discos de acreção ao redor dos buracos negros centrais. Estudando essas galáxias, na parte ultravioleta do espectro é algo incrivelmente útil para estudar como o gás está se comportando próximo ao buraco negro.

O projeto LEGUS estudará um conjunto completo das propriedades de uma amostra dessas galáxias, incluindo suas estruturas internas. Essa pesquisa do Hubble fornecerá uma fundação única para futuras observações que serão feitas com o telescópio espacial James Webb, e com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), no Chile. O ALMA já registrou resultados inesperados relacionados com o centro da NGC 1433, encontrando uma surpreendente estrutura em espiral no gás molecular perto do centro da galáxia. Os astrônomos também encontraram um jato de material fluindo para longe do buraco negro central, se estendendo por apenas 150 anos-luz, o menor desses fluxos moleculares já observados numa galáxia além da nossa.

Fonte: ESA

A remanescente de supernova SN 1006

Uma nova estrela, provavelmente a supernova mais brilhante na história humana, iluminou o céu do planeta Terra no ano de 1006 AD.

© Zolt Levay (remanescente de supernova SN 1006)

A nuvem de detritos em expansão da explosão estelar, encontrada na constelação do sul de Lupus (Lobo), ainda mostra a sua luz cósmica através do espectro eletromagnético. Na verdade, essa visão composta inclui dados de raios X em azul do Observatório Chandra, os dados ópticos em tons amarelados, e os dados de rádio em vermelho. Agora conhecida como a remanescente de supernova SN 1006, a nuvem de detritos apatenta ter cerca de 60 anos-luz de diâmetro e sua extensão representa os restos de uma estrela anã branca. Parte de um sistema estelar binário, a anã branca compacta gradualmente capturou o material de sua estrela companheira. O acúmulo de massa, finalmente, provocou uma explosão termonuclear que destruiu a estrela anã. Devido à distância para a remanescente de supernova ser de aproximadamente 7.000 anos-luz, essa explosão ocorreu na verdade 7.000 anos antes da sua luz alcançar a Terra, em 1006. As ondas de choque na remanescente aceleram as partículas até energias extremas e acredita-se que essa seja a origem dos misteriosos raios cósmicos.

Fonte: NASA

Revelada a formação da poeira estelar ao redor de uma supernova

Um grupo de astrônomos observou em tempo real a formação de poeira estelar após uma explosão de supernova.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da formação de poeira em torno de uma explosão de supernova)

Mostrou-se, pela primeira vez, que estas fábricas de poeira cósmica fabricam os seus grãos de poeira num processo de duas fases, que começa pouco depois da explosão e continua muito depois desta. A equipe utilizou o Very Large Telescope (VLT) do ESO no norte do Chile para analisar a luz emitida pela supernova SN 2010jl à medida que esta se desvanecia.

A origem da poeira cósmica nas galáxias é ainda um mistério. A poeira cósmica consiste em grãos de silicatos e carbono amorfo, minerais que são também abundantes na Terra. A fuligem do pavio de uma vela é muito semelhante à poeira cósmica de carbono, embora o tamanho dos grãos de fuligem seja dez ou mais vezes maior que o tamanho típico dos grãos cósmicos.

As supernovas são provavelmente a fonte principal de poeira, especialmente no Universo primordial, no entanto ainda não é claro como e onde é que estes grãos de poeira se condensam e crescem. Também não está claro como é que os grãos de poeira evitam ser destruídos no ambiente inóspito de uma galáxia formando estrelas. Agora, no entanto, novas observações obtidas com o VLT do ESO no Observatório do Paranal, no norte do Chile, ajudaram a desvendar este mistério.
Uma equipe internacional de astrônomos utilizou o espectrógrafo X-shooter para observar a supernova SN 2010jl, nove vezes nos meses que se seguiram à explosão e uma décima vez dois anos e meio depois da explosão, tanto nos comprimentos de onda do visível como no infravermelho. Esta supernova de brilho incomum, resultado da morte de uma estrela massiva, explodiu na pequena galáxia UGC 5189A.

© ESO (galáxia anã UGC 5189A)

A luz desta supernova foi pela primeira vez observada em 2010, como se pode constatar pelo nome SN 2010jl. Esta supernova está classificada como uma supernova do Tipo IIn. As supernovas classificadas como sendo do Tipo IIn resultam da explosão violenta de uma estrela massiva, com pelo menos oito vezes a massa do Sol. O subtipo "n" do Tipo IIn - “n” significa estreito (narrow em inglês) - denota supernovas que apresentam linhas estreitas de hidrogênio no seu espectro. Estas linhas resultam da interação entre o material ejetado pela supernova e o material que já se encontrava rodeando a estrela.
“Combinando dados dos nove conjuntos anteriores de observações pudemos fazer as primeiras medições diretas de como a poeira em torno da supernova absorve as diferentes cores da luz”, disse a autora principal da pesquisa Christa Gall, da Universidade de Aarhus, Dinamarca. “Isto permitiu-nos caracterizar a poeira com mais detalhe do que tinha sido possível até agora”.
A equipe descobriu que a formação de poeira começa pouco depois da explosão e prolonga-se durante um longo período de tempo. As novas medições revelaram igualmente quão grandes são os grãos de poeira e qual a sua composição. Estas descobertas estão um passo mais além dos recentes resultados obtidos com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), o qual detectou pela primeira vez os restos de uma supernova recente, a famosa supernova 1987A transbordando de poeira recém formada.
A equipe descobriu que os grãos que têm um diâmetro maior que um milésimo de milímetro se formaram rapidamente no material denso que rodeia a estrela. Embora ainda minúsculos, este tamanho é, no entanto, grande para um grão de poeira cósmica, tornando-os assim mais resistentes a processos destrutivos. Como é que os grãos de poeira sobreviviam no ambiente violento e destrutivo dos restos de supernovas era uma das grandes questões em aberto no artigo que apresentava os resultados ALMA e agora este resultado responde a esta pergunta, os grãos são maiores do que o esperado.
“A nossa detecção de grãos com um tamanho considerável pouco depois da explosão da supernova significa que deve haver uma maneira rápida e eficiente de os criar”, disse o co-autor Jens Hjorth do Instituto Niels Bohr, Universidade de Copenhagen, Dinamarca.
No entanto, os astrônomos pensam que sabem onde é que a nova poeira se formou: no material que a estrela liberta para o espaço ainda antes de explodir. À medida que a onda de choque da supernova se expande para o exterior, cria uma concha fria e densa de gás, exatamente o tipo de ambiente onde os grãos de poeira se podem formar e crescer.
Os resultados das observações indicam que numa segunda fase, depois de várias centenas de dias, ocorre um processo acelerado de formação da poeira que envolve material ejetado pela supernova. Se a produção de poeira na SN 2010jl continuar seguindo a tendência observada, 25 anos depois da supernova explodir a massa total de poeira será cerca de metade da massa do Sol; ou seja, semelhante à massa de poeira observada em outras supernovas como por exemplo a SN 1987A.
“Anteriormente tínhamos dois fatos bastante discrepantes: os astrônomos observavam bastante poeira nos restos de supernova deixados depois das explosões mas, por outro lado, encontravam apenas evidências da formação de pequenas quantidades de poeira nestas explosões. Estas novas observações explicam como é que esta aparente contradição pode ser resolvida”, conclui Christa Gall.

Os novos resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: ESO