A Nebulosa do Casulo em campo aberto

Nesse campo de visão repleto de estrelas e cobrindo mais de 2 graus dentro da constelação de Cygnus, a vista logo é atraída para a Nebulosa do Casulo.

© Federico Pelliccia (Nebulosa do Casulo)

Uma compacta região de formação de estrelas, o casulo cósmico pontua um longo rastro de nuvens de poeira interestelares obscurecidas. Catalogada como IC 5146, a nebulosa tem cerca de 15 anos-luz de largura e localiza-se a cerca de 4.000 anos-luz de distância da Terra. Como outras regiões de formação de estrelas, ela se destaca em vermelho, representando o brilho do gás hidrogênio excitado pelas estrelas jovens, quentes e azuis, a luz das estrelas refletidas pela poeira aparecem na borda de uma outrora invisível nuvem molecular. De fato, a brilhante estrela perto do centro dessa nebulosa tem provavelmente poucas centenas de milhares de anos de vida, alimentando o brilho nebular à medida que ela limpa uma cavidade na poeira e no gás da formação de estrelas da nuvem molecular. Mas os longos filamentos empoeirados que aparecem escuros nessa imagem feita na luz visível estão escondendo estrelas no processo de formação.

Fonte: NASA

O ALMA observa origem violenta de galáxias de disco

Durante décadas os cientistas acreditaram que da fusão de galáxias resultavam geralmente galáxias elípticas.

© ESO/NAOJ/NRAO (distribuição do gás molecular em 30 galáxias em fusão)

Agora, e pela primeira vez, os pesquisadores, com o auxílio do ALMA e um conjunto de outros radiotelescópios, descobriram evidências diretas de que as galáxias em fusão podem também dar origem a galáxias de disco e que este fenômeno é até bastante comum. Este resultado surpreendente pode explicar porque é que existem tantas galáxias espirais como a Via Láctea no Universo.

Uma equipe de pesquisa internacional liderada por Junko Ueda, pós-doutorando da Sociedade Japonesa  para a Divulgação da Ciência, fez observações surpreendentes que mostram que a maioria das colisões galácticas no Universo próximo, entre 40 e 600 milhões de anos-luz de distância da Terra, dão origem às chamadas galáxias de disco. As galáxias de disco, que incluem as galáxias espirais como a Via Láctea e as galáxias lenticulares, definem-se como possuindo regiões de gás e poeira em forma de panqueca e são bastante diferentes da categoria das galáxias elípticas.
É largamente aceito, há algum tempo, que as galáxias de disco em fusão dão eventualmente origem a uma galáxia de forma elíptica. Durante estas interações violentas as galáxias não ganham apenas massa quando fusionam ou se canibalizam uma à outra, mas também modificam a sua forma ao longo do tempo cósmico e por isso mudam de tipo.
Simulações de computador dos anos 1970 prediziam que a fusão entre duas galáxias de disco comparáveis entre si resultaria numa galáxia elíptica. As simulações apontam assim para que atualmente a maioria das galáxias sejam elípticas, o que contradiz as observações que mostram que mais de 70% das galáxias são de fato galáxias de disco. No entanto, algumas simulações mais recentes sugeriram que as colisões poderiam também dar origem a galáxias de disco.
De modo a identificar de maneira observacional as formas finais das galáxias depois da fusão, o grupo de cientistas estudou a distribuição de gás em 37 galáxias que se encontram nos estádios finais de fusão. Foi utilizado o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e vários outros radiotelescópios para observar a emissão do monóxido de carbono (CO), um indicador de gás molecular.

O trabalho da equipe é o maior estudo do gás molecular em galáxias feito até hoje e proporciona uma perspectiva única de como a Via Láctea se pode ter formado. O estudo revelou que quase todas as fusões mostram regiões de gás molecular em forma de panqueca e são por isso galáxias de disco em formação. Ueda explica: “Pela primeira vez temos evidências observacionais de que a fusão de galáxias resulta em galáxias de disco e não em galáxias elípticas. Este é um grande e inesperado passo em frente na compreensão do mistério do nascimento de galáxias de disco”. 
Há, no entanto, ainda muito por descobrir. Daisuke Iono, do NAOJ e da Graduate University for Advanced Studies, co-autor do artigo científico que descreve este trabalho, acrescenta: “No seguimento deste trabalho temos agora que nos focar na formação de estrelas nestas galáxias de disco, necessitando também de olhar para o Universo mais distante. Sabemos que a maioria das galáxias no Universo mais longínquo possui discos. No entanto, não sabemos se as fusões de galáxias são também responsáveis por isso, ou se estes objetos se formaram de gás frio que vai gradualmente caindo na galáxia. Talvez tenhamos descoberto um mecanismo geral que se aplica ao longo de toda a história do Universo”.

Os dados foram obtidos pelo ALMA; o Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy: uma rede milimétrica que consiste em 23 antenas parabólicas instaladas na Califórnia; o Submillimeter Array: uma rede submilimétrica que consiste em oito antenas parabólicas instaladas no Mauna Kea, Havaí; o Plateau de Bure Interferometer; o radiotelescópio de 45 metros do NAOJ Nobeyama Radio Observatory; o telescópio de 12 metros do National Radio Astronomy Observatory dos EUA; o telescópio de 14 metros do Five College Radio Astronomy Observatory dos EUA; o telescópio do IRAM de 30 metros e o Swedish-ESO Submillimeter Telescope para complementar os demais telescópios.

Fonte: ESO

M27: A Nebulosa do Haltere

O primeiro indício de que será de nosso Sol foi descoberto acidentalmente em 1764.

© Bill Snyder (M27)

Naquela época, Charles Messier estava compilando uma lista de objetos difusos que não devem ser confundidos com cometas. O objeto 27 na lista de Messier, agora conhecida como M27 (NGC 6853) ou a Nebulosa do Haltere (Dumbbell), foi a primeira nebulosa planetária descoberta, o tipo de nebulosa que nosso Sol produzirá quando a fusão nuclear cessar em seu núcleo. A M27 tem cerca de 10.000 anos de idade, e é uma das nebulosas planetárias mais brilhantes no céu, podendo ser vista na direção da constelação da Raposa (Vulpecula). Com seu brilho de magnitude aparente 7,5 e com diâmetro de cerca de 8 minutos de arco, é facilmente visível com binóculos e bastante observada por astrônomos amadores. A luz leva cerca de 1.000 anos para chegar até nós a partir da M27, mostrada acima em cores emitidas por hidrogênio e oxigênio. Compreender a física e a importância da M27 foi bem além da ciência do século 18. Ainda hoje, muitas coisas permanecem misteriosas sobre a nebulosa planetária bipolar como a M27, incluindo o mecanismo físico que expele o envelope gasoso exterior de uma estrela de baixa massa, deixando traços de raios X de uma anã branca quente.

Fonte: NASA

Hubble encontra companheira de supernova após duas décadas de busca

Com o telescópio espacial Hubble, astrônomos descobriram uma companheira estelar de um tipo raro de supernova.

© NASA/ESA/G. Bacon (ilustração da supernova 1993J)

A descoberta confirma a teoria de longa data de que a supernova, batizada SN 1993J, ocorreu dentro de um sistema binário, onde duas estrelas em interação provocaram uma explosão cósmica.

"É como uma cena de um crime onde finalmente identificamos o ladrão," afirma Alex Filippenko, professor de astronomia da Universidade da Califórnia, em Berkeley, EUA. "A estrela companheira roubou um monte de hidrogênio antes da estrela primária explodir."

A SN 1993J é um exemplo de supernova do Tipo IIb, explosões estelares invulgares que contêm muito menos hidrogênio do que aquele encontrado numa típica supernova. Acredita-se que a estrela companheira roubou a maior parte do hidrogênio antes da estrela principal explodir e que continuou queimando combustível mas como uma estrela superquente de hélio.

"É provavelmente necessário um sistema binário para que a estrela principal perca a maioria do seu invólucro de hidrogênio antes da explosão. O problema é que, até à data, têm sido difíceis de obter observações diretas da companheira, uma vez que é tão tênue relativamente à própria supernova," afirma Ori Fox, pesquisador da mesma universidade.

© NASA/ESA/A. Zezas/A. Filippenko (supernova SN 1993J dentro da galáxia espiral M81)

A SN 1993J reside na galáxia Messier 81 (M81), a cerca de 11 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Ursa Maior. Desde a sua descoberta há 21 anos atrás, que os cientistas procuram a estrela companheira. As observações com o Observatório W. M. Keck em Mauna Kea, no Havaí, sugeriram que a companheira desaparecida irradiava grandes quantidades de radiação ultravioleta, mas a área da supernova era tão lotada que os cientistas não podiam ter a certeza que estavam medindo a estrela certa.

A equipe combinou dados ópticos com imagens ultravioleta do Hubble para construir um espectro que combinava com o brilho previsto da estrela companheira, também conhecido como emissão contínua. Os cientistas só recentemente foram capazes de detectar esta radiação diretamente.

"Nós fomos capazes de obter esse espectro UV com o Hubble. Este mostra conclusivamente que temos um excesso de emissão contínua no ultravioleta, mesmo após a luz das estrelas ter sido subtraída," afirma Azalee Bostroem do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore (EUA).

Os astrônomos estimam que ocorre uma supernova a cada segundo em algum lugar no Universo, mas ainda não entendem completamente como as estrelas explodem. Serão precisas mais pesquisas para melhor compreender as propriedades desta estrela companheira e os diferentes tipos de supernovas.

Os resultados deste estudo foram publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Nuvens de gelo de água são descobertas em exoplaneta

Uma equipe de cientistas liderada por Jacqueline Faherty do Carnegie descobriu a primeira evidência de nuvens de gelo de água em um objeto localizado fora do Sistema Solar.

© Rob Gizis (ilustração de exoplaneta com nuvens de gelo de água)

Nuvens de gelo de água existem em nossos planetas gasosos gigantes, como Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, mas não tinham sido ainda identificadas em outros objetos localizados fora do nosso Sistema Solar.

No Observatório de Las Campanas, no Chile, Faherty, juntamente com uma equipe que incluía Andrew Monson do Carnegie, usou a câmera de infravermelho próximo FourStar, para detectar a anã marrom mais fria já caracterizada. A descoberta da equipe resultou num conjunto de 151 imagens feitas em três noites de observação. O objeto, denominado WISE J085510.83-071442.5 (W0855), foi observado pela primeira vez pela missão Wide-Field Infrared Explorer (WISE) da NASA e publicado no começo de 2014, mas não se sabia se ele poderia ser identificado por instalações baseadas na Terra.

“Esse objeto é muito apagado, e é muito animador sermos as primeiras pessoas a termos detectado ele com um telescópio no solo da Terra”, disse Chris Tinney do Australian Center for Astrobiology.

Anãs marrons não são estrelas pequenas, mas também não são planetas gigantes. São objetos muito pequenos para que possam sustentar o processo de fusão do hidrogênio que alimenta as estrelas. A temperatura nas anãs marrons variam de um valor alto como o de uma estrela para um valor baixo como o de um planeta, e a sua massa também tem um intervalo entre uma estrela e um planeta gigante. Esses são objetos de muito interesse para os astrônomos pois eles oferecem pistas sobre o processo de formação estelar. Eles também se sobrepõem com a temperatura de planetas, mas são muito mais fáceis de serem estudados, já que normalmente eles são encontrados de forma isolada.

O objeto W0855 é o quarto Sistema descoberto, mais próximo do Sol, praticamente um vizinho, se considerarmos as distâncias astronômicas. Uma comparação das imagens obtidas em infravermelho próximo do W0855 com modelos de predição do conteúdo atmosférico das anãs marrons, mostra que existem evidências de nuvens congeladas de enxofre e água.

“Nuvens de gelo são previstas para serem muito importantes nas atmosferas dos planetas além do nosso Sistema Solar, mas elas nunca haviam sido observadas nesses objetos até agora”, conclui Faherty.

Esta descoberta foi publicada no The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Astronomy

A falta de galáxias satélites na Via Láctea

Os cientistas acreditam que eles encontraram uma maneira de explicar por que não existem tantas galáxias orbitando a Via Láctea como era esperado.

© Universidade de Durham (dois modelos de distribuição de matéria escura)

A imagem acima mostra dois modelos de distribuição de matéria escura no halo de uma galáxia como a Via Láctea, separadas pela linha branca. As cores representam a densidade de matéria escura, com indicação vermelha de alta densidade e azul indicando baixa densidade. À esquerda, há uma simulação de como não interação de matéria escura fria produz uma abundância de pequenas galáxias satélites. À direita, a simulação mostra a situação quando a interação da matéria escura com outras partículas reduz o número de galáxias satélites que esperamos observar em torno da Via Láctea.

Simulações computacionais da formação da nossa galáxia sugerem que deveriam existir muito mais galáxias ao redor da Via Láctea do que são observadas através dos telescópios.

Isso lançou dúvidas sobre a teoria geralmente aceita da matéria escura fria, uma substância misteriosa e invisível que deve permitir a formação de mais galáxias ao redor da Via Láctea do que se vê.

Agora, os cosmologistas e os físicos de partículas no Institute for Computational Cosmology e do Institute for Particle Physics Phenomenology na Universidade de Durham, trabalharam com seus colegas no LAPTh College & University na França, acreditam que eles encontraram uma solução potencial para o problema.

Escrevendo no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, os cientistas sugerem que as partículas da matéria escura, bem como a força da gravidade, poderiam ter interagido com os fótons e com os neutrinos no Universo jovem, fazendo com que a matéria escura se dispersasse.

© Universidade de Durham (distribuição simulada de matéria escura)

A imagem acima mostra a distribuição simulada de matéria escura em uma galáxia parecida com a Via Láctea, a matéria escura não interagindo (canto superior esquerdo), a matéria escura quente (canto superior direito) e do novo modelo de matéria escura que interage com fótons (em baixo). Estruturas menores estão apagadas até o ponto em que, no modelo mais extremo (canto inferior direito), a galáxia é completamente esterilizada.

Acredita-se que os aglomerados de matéria escura, ou halos, que emergem do Universo inicial, prenderam o gás intergaláctico necessário para formar estrelas e galáxias. A dispersão das partículas da matéria escura apaga as estruturas que poderiam prender o gás, cessando assim a formação de mais galáxias ao redor da Via Láctea e reduzindo assim o número existente.

A principal autora, Dra. Celine Boehm, no Institute for Particle Physics Phenomenology na Universidade de Durham, disse: “Nós não sabemos quão forte essas interações deviam ser, é aí que entram nossas simulações”.

“Ajustando a intensidade da dispersão das partículas, nós mudamos o número de pequenas galáxias, que nos fazem aprender mais sobre a física da matéria escura e como ela pode interagir com outras partículas no Universo”. “Esse é um exemplo de como uma medida cosmológica, nesse caso, o número de galáxias orbitando a Via Láctea, é afetada pela escala microscópica da física de partículas”.

Existem algumas teorias sobre por que não existem mais galáxias orbitando a Via Láctea, que incluem a ideia que o calor das primeiras estrelas do Universo esterelizaram o gás necessário para formar estrelas. Os pesquisadores dizem que suas descobertas atuais oferecem uma teoria alternativa e poderiam fornecer uma nova técnica para pesquisar as interações entre outras partículas e a matéria escura fria.

O co-autor do trabalho, o Professor Carlton Baugh, disse: “Os astrônomos há muito tempo já chegaram à conclusão que a maior parte da matéria no Universo consiste de partículas elementares conhecidas como matéria escura”. “Esse modelo pode explicar como a maior parte do Universo se parece, exceto no nosso quintal, onde ele falha miseravelmente”. “O modelo prediz que devem existir muito mais galáxias satélites pequenas ao redor da nossa Via Láctea do que nós podemos observar”.

“Contudo, usando simulações computacionais para permitir que a matéria escura torne-se um pouco mais interativa com o resto do material no Universo, como os fótons, nós podemos dar para a nossa vizinhança uma pequena mudança e vemos uma notável redução no número de galáxias ao redor de nós se comparado com o que se pensava originalmente”.

Os cálculos foram realizados usando o supercomputador COSMA na Universidade Durham, que é parte do arcabouço de super computação DIRA do Reino Unido.

O trabalho foi financiado pelo Science and Technology Facilities Council e pela União Europeia.

Fonte: Royal Astronomical Society

Uma das constantes fundamentais do Universo em teste

Recorrendo a alguns dos espectrógrafos mais precisos do mundo – UVES (telescópios VLT, do ESO), HIRES (telescópios Keck) e HDS (telescópio Subaru) – uma equipe internacional, da qual faz parte Carlos Martins (IA/CAUP), procurou variações de velocidade relativa no espectro de absorção do Quasar HS 1549+1919.

© Swinburne Astronomy Productions (esquema da medição do espectro do Quasar)

Um Quasar (quasi-stellar radio source, ou fonte de rádio quase estelar) é o núcleo extremamente brilhante de uma galáxia ativa e distante. Esta região, que envolve o buraco negro supermassivo no centro destas galáxias, é muito compacta e extremamente luminosa, pois o material que está sendo acretado para o buraco negro atinge velocidades elevadas, que o tornam muito quente. A combinação de brilho e distância levou inicialmente à catalogação errada dos quasars, já que pareciam ser objetos pontuais, semelhantes a estrelas.

Essas variações permitem medir a constante de estrutura fina (α ou Alfa), uma das constantes fundamentais do Universo, cujo valor caracteriza o comportamento de uma das forças fundamentais do Natureza, a força eletromagnética. Esta constante está relacionada com a carga do elétron (e), a velocidade da luz (c) e a constante de Planck (ħ), através da fórmula: α = e² / ħc.

A luz deste Quasar, situado a 11,5 bilhões de anos-luz, atravessou três galáxias diferentes, respetivamente há 10, 9 e 8 bilhões de anos atrás. Cada uma delas absorveu parte do espectro do Quasar, deixando nessa absorção pistas de como a força eletromagnética se comportava em cada uma dessas épocas.

Tyler Evans (CAS, U. Swinburne), o primeiro autor deste artigo, explica que “nós dividimos a luz, de forma muito precisa, nas suas cores constituintes, produzindo um arco-íris com uma espécie de “código de barras” de cores em falta. Este padrão permite-nos medir o comportamento do eletromagnetismo”.

A necessidade de usar os três grandes telescópios surge dos erros nas medições. É que, se existirem variações de Alfa, como alguns estudos anteriores sugeriam, estas serão muito pequenas. Comparando as três medições é possível minimizar os erros de medição.

Carlos Martins (Instituto de Astronomia e Ciências do Espaço/Centro de Astrofísica, Universidade do Porto), um dos co-autores do artigo, comenta que “para realizar estes testes, é necessário levar os atuais espectrógrafos até ao limite, e melhorá-los é fundamental para a cosmologia moderna.”

Depois de corrigidos os erros, os dados dos três telescópios dão a mesma resposta: Se nos últimos 10 bilhões de anos houve alguma variação de Alfa, e por consequência, da força eletromagnética, terá sido uma variação inferior a algumas partes por milhão. Segundo Michael Murphy (CAS, U. Swinburne), outros dos co-autores do estudo “penso que esta terá sido a medição mais precisa do gênero, até à data”.

Além das possíveis variações de Alfa, este estudo serviu também para tentar desvendar um dos maiores enigmas da cosmologia moderna, a verdadeira natureza da energia escura. A energia escura é uma misteriosa forma de energia que provoca a expansão acelerada do Universo atual. A sua natureza é ainda um mistério, mas pensa-se que corresponderá a 70% de tudo o que compõe o Universo (com a matéria escura representando cerca de 26% e a matéria “normal”, apenas 4%). O estudo da energia escura é um dos objetivos do projeto FCT do CAUP: O Lado Escuro do Universo.

Carlos Martins, o pesquisador principal deste projeto, diz que “estas novas técnicas são importantes para a preparação de testes semelhantes, a serem realizados pelo ESPRESSO, e pelo European Extremely Large Telescope (E-ELT, do ESO), dois projetos nos quais o CAUP está bastante envolvido”.

O ESPRESSO (Echelle SPectrogaph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations) será um espectrógrafo de alta resolução, a ser instalado no observatório VLT (ESO). Tem por objetivo procurar e detetar planetas parecidos com a Terra, capazes de suportar vida. Para tal, será capaz de detectar variações de velocidade de cerca de 0,3 km/h, ou seja, a velocidade máxima de uma tartaruga das ilhas Galápagos a caminhando. Tem ainda por objetivo testar a estabilidade das constantes fundamentais do Universo.

A física por detrás destas constantes fundamentais do Universo, como a constante de estrutura fina, é ainda um mistério para a cosmologia moderna. Estas aparecem no modelo padrão da física de partículas como parâmetros que não podem ser calculados, tendo de ser medidos em laboratório, com os respetivos valores inseridos à mão no modelo.

Uma Grande Teoria Unificada terá de prever a existência e os valores destas constantes, além de explicar qual a sua dependência de outros parâmetros.

O artigo “The UVES Large Program for testing fundamental physics – III. Constraints on the fine-structure constant from 3 telescopes”, foi aceito para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Centro de Astrofísica da Universidade do Porto

Nível baixo de lítio também existe fora da nossa galáxia

A nova imagem abaixo obtida pelo VLT Survey Telescope, no Observatório do Paranal do ESO no norte do Chile, mostra uma vasta coleção de estrelas, o aglomerado globular Messier 54 (M54).

© ESO/VLT Survey Telescope (aglomerado estelar globular M54)

Além de mostrar o aglomerado propriamente dito, a imagem revela também a extraordinária “floresta densa” de estrelas pertencentes à Via Láctea que se encontram em primeiro plano. Este aglomerado parece muito semelhante a muitos outros, no entanto tem um segredo. O M54 não pertence à Via Láctea, mas sim a uma pequena galáxia satélite, a galáxia anã do Sagitário. Este fato permitiu aos astrônomos usarem o Very Large Telescope (VLT) para testarem se, tal como na Via Láctea, existem inesperados níveis baixos do elemento lítio em estrelas fora da nossa Galáxia.

Encontram-se em órbita da Via Láctea mais de 150 aglomerados estelares globulares, esferas de centenas de milhares de estrelas velhas, que datam da formação da galáxia. Um destes objetos, assim como vários outros na constelação do Sagitário, foi descoberto no final do século XVIII pelo caçador de cometas francês Charles Messier, que lhe deu a designação de Messier 54.
Durante mais de duzentos anos depois da sua descoberta, pensou-se que o M54 seria semelhante a outros aglomerados globulares da Via Láctea. No entanto, em 1994 descobriu-se que este objeto se encontrava efetivamente associado a uma galáxia distinta, a galáxia anã do Sagitário. Descobriu-se que o aglomerado se encontrava a uma distância de cerca de 90.000 anos-luz, ou seja, mais do que três vezes a distância da Terra ao centro galáctico.
Os astrônomos observaram agora o M54 com o VLT no intuito de tentar solucionar um dos mistérios da astronomia moderna: o problema do lítio.
A maior parte do elemento químico lítio que se encontra atualmente no Universo foi produzido durante o Big Bang, assim como o hidrogênio e o hélio, se bem que em quantidades muito menores. Os astrônomos conseguem calcular de modo muito preciso quanto lítio é que se espera encontrar no Universo primordial e a partir desse valor podem calcular quanto lítio é que deve estar nas estrelas velhas. No entanto, os números não coincidem, há cerca de três vezes menos lítio nas estrelas do que o esperado. Este é um mistério que tem perdurado, apesar de várias décadas de trabalho. Existem várias soluções que foram propostas para resolver este enigma. A primeira sugere que os cálculos da quantidade de lítio produzido durante o Big Bang estejam errados, no entanto, testes muito recentes mostram não ser este o caso. A segunda é que o lítio foi, de alguma maneira, destruído nas estrelas mais precoces, antes da formação da Via Láctea. A terceira propõe que existe algum processo nas estrelas que vai destruindo o lítio ao longo da vida estelar.
Até recentemente apenas tinha sido possível medir a quantidade de lítio existente em estrelas da Via Láctea. Mas agora, uma equipe de astrônomos liderados por Alessio Mucciarelli (Universidade de Bolonha, Itália) usaram o VLT para calcular a quantidade de lítio existente numa seleção de estrelas do M54. A equipe descobriu que os níveis de lítio encontrados são próximos dos que se observam em estrelas da Via Láctea. Por isso, qualquer que seja o fenômeno responsável pela perda de lítio, não é algo que aconteça apenas na Via Láctea.
Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The cosmological Lithium problem outside the Galaxy: the Sagittarius globular cluster M54”, de A. Mucciarelli et al., que será publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Oxford University Press).

Fonte: ESO

Evidência de formação planetária descoberta a 335 anos-luz da Terra

Uma equipe internacional de cientistas descobriu novas evidências da formação de planetas em torno de uma estrela a cerca de 335 anos-luz da Terra.

© P. Marenfeld/NOAO/AURA/NSF (ilustração da estrela HD100546 e do seu disco de gás e poeira)

Foram descobertas emissões de monóxido de carbono que sugerem fortemente a existência de um planeta em órbita de uma estrela relativamente jovem conhecida como HD100546. O candidato a planeta é o segundo que os astrônomos descobrem em órbita da estrela.

As teorias de como os planetas se formam estão bem desenvolvidas. Mas caso se confirmem os achados do novo estudo, a atividade em torno da HD100546 marcará uma das primeiras vezes que os astrõnomos foram capazes de observar diretamente o processo de formação planetária.

"Novas descobertas da estrela podem permitir que os astrônomos testem as suas teorias e aprendam mais sobre a formação de sistemas estelares, incluindo o nosso", afirma Sean Brittain, professor de astronomia e astrofísica da Universidade de Clemson, no estado americano da Carolina do Sul.

Durante mais de uma década, a equipa apontou alguns dos telescópios mais poderosos da Terra na direção da nuvem de gás e poeira com a forma de disco que rodeia a HD100546.

Este sistema está muito perto da Terra, em comparação com outros. A estrela é cerca de 2,5 vezes maior e 30 vezes mais brilhante que o Sol. Encontra-se na direção da constelação da Mosca, visível apenas a partir do Hemisfério Sul.

Brittain fez três viagens ao Chile, desde 2003, para recolher dados sobre a pesquisa. Usou os telescópios do Observatório Gemini e do ESO.

O novo planeta que os astrônomos acreditam ter encontrado parece ser um gigante gasoso com pelo menos três vezes o tamanho de Júpiter. A sua distância à estrela é equivalente à distância entre Saturno e o Sol.

A equipe usou uma técnica chamada "espectro-astrometria", que permite a medição de pequenas mudanças na posição da emissão do monóxido de carbono. Foi detectada uma fonte excedentária de emissão de monóxido de carbono que parece variar em posição e velocidade, que são consistentes com o movimento de translação em torno da estrela.

A hipótese mais provável é que a emissão vem de um disco "circumplanetário" de gás em órbita do gigante gasoso, acrescenta Brittain.

"Outra possibilidade é que estamos vendo a sequência de interações gravitacionais entre o objeto e o disco circum-estelar de gás e poeira que rodeia a estrela".

O próximo passo no estudo será a captura de imagens usando câmaras acopladas ao VLT (Very Large Telescope) do ESO ou ao telescópio Gemini Sul.

Há muito que se pensa que os discos circumplanetários rodeiam planetas gigantes durante o nascimento, mas não existiam muitas evidências observacionais da sua existência além do Sistema Solar. Acredita-se serem o local de nascimento de luas, como as que orbitam Júpiter.

Os discos formam-se em muitos tipos de ambiente no Universo como consequência de uma lei fundamental da física conhecida como "conservação do momento angular".

A lei diz que um objeto giratório vai continuar girando com a mesma velocidade angular a não ser que uma força atue sobre ele. Se o objeto ficar mais pequeno, vai girar mais depressa e vice-versa.

O mesmo princípio que faz com que os patinadores artísticos acelerem quando colocam os braços perto do seu corpo também faz com que os discos que se formam ao redor de objetos caiam na sua direção. Isto é verdade para discos em torno de buracos negros supermassivos no centro de galáxias, discos circum-estelares em torno de estrelas jovens e discos circumplanetários em torno de planetas em formação.

Já tinham sido previamente encontradas evidências da formação de outro planeta mais longe de HD100546. Uma bolha de gás e poeira, que tem ficado mais densa ao longo do tempo, foi descoberta à mesma distância que Plutão está do Sol. Está no processo de colapso. Talvez daqui a um milhão de anos exista aí outro planeta e disco.

O candidato a planeta exterior seria um gigante gasoso com o tamanho de Júpiter. Está entre as evidências que apontam para a formação planetária múltipla e talvez sequencial.

Os membros da equipe relataram as suas descobertas numa edição recente da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Universidade de Clemson

Superaglomerado galáctico é o lar da Via Láctea

Astrônomos usando o GBT (Green Bank Telescope) do NSF (National Science Foundation), além de outros telescópios, determinaram que a nossa Via Láctea faz parte de um enorme e recém-identificado superaglomerado de galáxias, que apelidaram de "Laniakea", que significa "imenso céu" em Havaiano.

© CEA/Saclay (software de visualização interativa SDivision do superaglomerado Laniakea)

A imagem acima mostra uma fatia do Superenxame Laniakea no plano equatorial supergaláctico, um plano imaginário que contém muitos dos aglomerados mais massivos da estrutura. As cores representam a densidade dentro desta faixa, o vermelho para densidades mais altas e o azul para vazios, áreas com relativamente pouca matéria. Os pontos brancos são galáxias individuais. Os fluxos de velocidade dentro da região gravitacionalmente dominada por Laniakea são vistos em branco. O contorno laranja engloba os limites exteriores destes fluxos, um diâmetro de aproximadamente 160 Mpc (megaparsecs). Esta região contém 100 trilhões de vezes a massa do Sol. O círculo azul escuro, à esquerda da seta vermelha (centro), marca a posição da Via Láctea.

Esta descoberta clarifica os limites da nossa vizinhança galáctica e estabelece ligações anteriormente não reconhecidas entre vários aglomerados de galáxias no Universo local.

"Estabelecemos finalmente os contornos que definem o superaglomerado de galáxias que chamamos de lar," afirma o pesquisador principal R. Bent Tully, astrônomo da Universidade do Havaí em Manoa. "É como descobrir pela primeira vez que a nossa cidade na verdade faz parte de um país muito maior e que este faz fronteira com outros países."

Os superaglomerados estão entre as maiores estruturas do Universo conhecido. São constituídos por grupos, como o nosso Grupo Local, que contêm dúzias de galáxias, e aglomerados gigantescos que contêm centenas de galáxias, todas interligadas numa rede de filamentos. Embora estas estruturas estejam interligadas, têm limites muito pouco definidos.

Para melhor refinar esta cartografia cósmica, os cientistas estão propondo uma nova maneira de avaliar estas estruturas galácticas em larga-escala para examinar o seu impacto nos movimentos das galáxias. Uma galáxia entre estruturas será apanhada numa batalha gravitacional onde o equilíbrio das forças da gravidade das estruturas em larga-escalaao redor determina o movimento da galáxia.

Ao utilizar o GBT e outros radiotelescópios para mapear as velocidades de galáxias em todo o nosso Universo local, a equipe foi capaz de definir a região do espaço dominada por cada superenxame. "As observações do GBT desempenharam um papel importante na pesquisa que levou a esta nova compreensão dos limites e relações entre um número de superaglomerados," comenta Tully.

A Via Láctea reside na periferia de um destes superaglomerados, cuja extensão foi pela primeira vez cuidadosamente mapeada usando estas novas técnicas. Este assim chamado Superaglomerado Laniakea mede 500 milhões de anos-luz em diâmetro e contém a massa de cem trilhões de sóis espalhados por 100.000 galáxias.

Este estudo também esclarece o papel do Grande Atrator, um ponto focal gravitacional no espaço intergaláctico que influencia o movimento do nosso Grupo Local de galáxias e de outros aglomerados galácticos.

Dentro dos limites do Superaglomerado Laniakea, os movimentos das galáxias são direcionados para dentro, do mesmo modo que o percurso de um rio desce uma montanha em direção a um vale. A região do Grande Atrator é um grande vale gravitacional com uma esfera de atração que se estende por todo o Superaglomerado Laniakea.

O nome Laniake foi sugerido por Nawa‘a Napoleon, professor associado de Língua Havaiana e presidente do Departamento de Línguas, Linguística e Literatura da Kapiolani Community College, parte do sistema da Universidade do Havaí. O nome homenageia os navegadores polinésios que usaram o conhecimento dos céus para viajar através da imensidão do Oceano Pacífico.

O artigo que explica este trabalho é a reportagem de capa da edição de 4 de Setembro da revista Nature.

Fonte: NRAO

Descobertas novas pistas para determinar o ciclo solar

Aproximadamente a cada 11 anos, o Sol passa por uma completa mudança de personalidade, de calmo e tranquilo para violentamente ativo.

© NASA/SDO (Sol)

Acima é vista uma composição de 25 imagens obtidas pelo SDO da NASA, entre Abril 2012 e Abril de 2013. A imagem revela as faixas de migração de regiões ativas na direção do equador durante esse período.

O pico da atividade do Sol, conhecido como máximo solar, é um momento de inúmeras manchas solares, pontuada com erupções profundas que enviam radiação e partículas solares para os confins do espaço.

No entanto, o "timing" do ciclo solar está longe de ser preciso. Desde o século XVII, época em que o Homem começou a registar manchas solares regularmente, que o tempo entre máximos solares sucessivos tem variado entre 9 e 14 anos, o que torna difícil determinar a sua causa. Agora, investigadores descobriram um novo marcador para acompanhar o progresso do ciclo solar, pontos brilhantes na atmosfera solar que permitem-nos observar a perturbação constante de material dentro do Sol. Estes marcadores facultam uma nova maneira de ver a forma como os campos magnéticos evoluem e movem-se pela nossa estrela. Também mostram que poderá ser necessário um ajuste substancial das teorias já estabelecidas sobre o que impulsiona este ciclo misterioso.

Historicamente, as teorias sobre o que está acontecendo dentro do Sol, para alimentar o ciclo solar, baseiam-se apenas num conjunto de observações: a detecção de manchas solares, um registo de dados que remonta a séculos atrás. Durante as últimas décadas os pesquisadores, ao perceberem que as manchas solares são áreas de campos magnéticos intensos, também têm sido capazes de incluir observações de medições magnéticas do Sol a mais de 145 milhões de quilômetros de distância.

"As manchas solares têm sido o marcador constante para a compreensão dos mecanismos que dominam o interior do Sol," afirma Scott McIntosh, cientista espacial no Centro Nacional de Pesquisa Atmosférica em Boulder, Colorado (EUA), o primeiro autor de um artigo sobre estes resultados. "Mas os processos que fabricam manchas solares não são bem compreendidos e, muito menos, aqueles que governam a sua migração e o que leva ao seu movimento. Agora podemos ver que existem pontos brilhantes na atmosfera solar, que funcionam como bóias ancoradas ao que está acontecendo nas profundezas do Sol. Elas ajudam-nos a desenvolver um quadro diferente do interior da nossa estrela."

Ao longo de um ciclo solar, as manchas solares tendem a migrar progressivamente para latitudes mais baixas, movendo-se em direção ao equador. A teoria que prevalece é que dois grandes "loops" simétricos de material, em cada hemisfério solar, parecidos a correias transportadoras, varrem dos pólos para o equador onde penetram mais profundamente no Sol e, em seguida, fazem o seu caminho de volta aos pólos. Estas correias também movem o campo magnético através da agitada atmosfera solar. A teoria sugere que as manchas solares movem-se em sincronia com este fluxo, o rastreio de manchas solares tem permitido o estudo desse fluxo e as teorias acerca do ciclo solar têm sido desenvolvidas com base nesta progressão. Mas há muito que ainda permanece desconhecido: porque é que as manchas solares aparecem apenas a menos de 30º de latitude? O que faz com que as manchas solares de ciclos consecutivos virem abruptamente de polaridade magnética, de positivo para negativo, ou vice-versa? Porque é que a duração do ciclo é tão variável?

Desde 2010, McIntosh e colegas começaram a seguir o tamanho de áreas diferentes e equilibradas magneticamente no Sol, isto é, áreas onde existe um número igual de campos magnéticos que apontam para dentro e para fora do Sol. A equipe descobriu parcelas magnéticas em tamanhos nunca antes vistos, mas também avistou parcelas muito maiores do que aquelas observadas anteriormente, com o diâmetro de Júpiter. Os cientistas também analisaram estas regiões em imagens da atmosfera do Sol, a coroa, captadas pelo SDO (Solar Dynamics Observatory) da NASA. Eles notaram que pontos ubíquos de extrema luz ultravioleta e raios X, conhecidos como pontos brilhantes, preferem pairar em torno dos vértices destas grandes áreas, apelidadas de "nodos-g" devido à sua escala gigante.

Portanto, estes pontos brilhantes e nodos-g abrem todo um novo modo de rastrear os fluxos de material dentro do Sol. McIntosh e colegas em seguida recolheram informações sobre o movimento destas características ao longo dos últimos 18 anos, a partir de observações disponíveis da sonda SOHO e do SDO para monitorizar como o último ciclo solar progrediu e como o atual começou. Eles descobriram que bandas destes marcadores e, correspondentemente, os grandes campos magnéticos por baixo, também se moveram gradualmente em direção ao equador com o passar do tempo, ao longo do mesmo percurso que as manchas solares, mas começando a latitudes de aproximadamente 55 graus. Além disso, cada hemisfério do Sol tem geralmente mais do que uma destas bandas presentes.

McIntosh explica que esta interação complexa de linhas de campo magnético pode ter lugar no interior do Sol, que está em grande parte escondido da vista. As observações recentes sugerem que o Sol está preenchido com bandas diferentes de material magnético e polarizado que, quando se formam, movem-se gradualmente para o equador a partir de latitudes altas. Estas bandas têm uma polaridade magnética norte ou sul e o seu sinal alterna em cada hemisfério de tal forma que as polaridades sempre se cancelam. Por exemplo, ao olhar para o hemisfério norte do Sol, a banda mais próxima do equador, talvez de polaridade norte, teria linhas de campo magnético que a ligam com outra banda, a latitudes mais altas, de polaridade sul. Do outro lado do equador, na metade inferior do Sol, ocorre um processo semelhante, mas as bandas seria quase o reflexo daquelas do outro lado do equador, polaridades sul perto do equador e norte a latitudes mais altas. As linhas do campo magnético ligam as quatro bandas; dentro de cada hemisfério e também do outro lado do equador.

Enquanto as linhas do campo permanecem relativamente curtas como no exemplo anterior, o sistema magnético do Sol é mais calmo, produzindo menos manchas solares e menos erupções. Este é o mínimo solar. Mas assim que as duas bandas a baixas latitudes alcançam o equador, as suas polaridades essencialmente anulam-se mutuamente. Desaparecem abruptamente. Este processo migratório, do início ao fim no equador, demora em média 19 anos, mas é visto a variar entre 16 e cerca de 21 anos.

Após a batalha equatorial e cancelamento, o Sol fica com apenas duas grandes bandas que migraram até mais ou menos às latitudes 30 graus. As linhas do campo magnético destas bandas são muito mais longas e por isso as bandas em cada hemisfério sentem-se menos uma à outra. Neste ponto, as manchas solares começam a crescer rapidamente e a atividade desenvolve-se até ao máximo solar. No entanto, o crescimento dura um determinado tempo porque o processo de criar uma nova banda de polaridade oposta já começou em latitudes mais altas. Quando essa nova banda começa a aparecer, a ligação complexa entre as quatro bandas recomeça e o número de manchas solares diminui nas bandas a baixa latitude.

Neste cenário, é o ciclo da banda magnética, o tempo de vida de cada banda à medida que marcha para o equador, que realmente define todo o ciclo solar. "Assim, o ciclo solar de 11 anos pode ser visto como a sobreposição entre dois ciclos mais longos," afirma Robert Leamon, da Universidade Estatal do Montana, em Bozeman, EUA, da sede da NASA em Washington e co-autor do artigo.

Este novo modelo conceitual também fornece uma explicação do porquê das manchas solares ficarem presas abaixo dos 30º e porque mudam abruptamente de sinal. No entanto, o modelo ocasiona uma pergunta sobre uma linha de latitude diferente: porque é que os marcadores magnéticos, os pontos brilhantes e os nodos-g, começam a aparecer aos 55 graus?

"Acima dessa latitude, a atmosfera solar parece estar desligada da rotação abaixo," comenta McIntosh. "Portanto temos razões para acreditar que, dentro do Sol, a latitudes altas existe um movimento interno e evolução muito diferentes em comparação com a região perto do equador. A latitude 55º parece ser crítica para o Sol e é algo que precisamos de explorar ainda mais."

As teorias dos ciclos solares são melhor testadas ao fazer previsões de quando veremos o próximo mínimo e máximo solar. Esta pesquisa prevê que o Sol entrará no mínimo solar entre a segunda metade de 2017, e que as manchas solares do próximo ciclo começarão a aparecer perto do final de 2019.

Entretanto, independentemente da nova hipótese fornecida por McIntosh e colegas estar correta, este conjunto a longo prazo da posição dos pontos brilhantes e nodos-g oferece um novo tipo de observações para explorar os condutores da atividade solar além das manchas solares. A introdução desta informação em modelos solares vai proporcionar uma oportunidade para melhorar as simulações da nossa estrela. Estes modelos avançados dizem-nos também mais sobre outras estrelas, levando a uma melhor compreensão da atividade magnética em equivalentes celestes distantes.

Um artigo foi publicado na edição de 1 de Setembro da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Uma paisagem estelar em Sagitário

Esta rica paisagem estelar abrange cerca de 7 graus no céu, na direção do braço espiral de Sagitário e do centro da nossa Galáxia, a Via Láctea.

© Terry Hancock (Mosaico de Sagitário)

Este mosaico telescópico possui nebulosas e brilhantes aglomerados estelares conhecidos, catalogados pelo turista cósmico do século XVIII Charles Messier.

Habitualmente paradas populares para contempladores do céu, as nebulosas M16, a Águia (extrema direita), e M17, o Cisne (perto do centro), são as regiões de emissão e formação estelar mais brilhantes aqui. Com uma largura de 100 anos-luz ou mais, elas resplandecem com o brilho avermelhado revelador de átomos de hidrogênio, a uma distância de mais de 5.000 anos-luz.

O colorido aglomerado estelar aberto M25, perto da borda superior esquerda da cena, está mais próximo, a apenas 2.000 anos-luz de distância e tem cerca de 20 anos-luz de extensão. A M24, também conhecida como Nuvem Estelar de Sagitário, bem à esquerda do centro ao longo da parte inferior da imagem, aglomera estrelas mais fracas e mais distantes da Via Láctea vistas através de uma janela estreita nos campos obscuros de poeira interestelar.

Fonte: NASA

Resolvida controvérsia sobre a distância das Plêiades

Astrônomos usaram uma rede mundial de radiotelescópios para resolver uma controvérsia sobre a distância de um aglomerado estelar famoso, que representou um desafio para a compreensão básica de como as estrelas se formam e evoluem.

© NOAO/AURA/NSF (Plêiades)

O novo trabalho mostra que a medição feita por um satélite de mapeamento cósmico estava errada.

Os astrônomos estudaram as Plêiades, o famoso aglomerado das "Sete Irmãs" na constelação de Touro, facilmente visto no céu de Inverno. O aglomerado inclui centenas de estrelas jovens e quentes, formadas há cerca de 100 milhões de anos. Um exemplo vizinho de aglomerado aberto jovem, o M45 tem servido como um "laboratório cósmico" chave para refinar a compreensão de como os aglomerado deste gênero se formam. Além disso, foram utilizadas as características físicas das suas estrelas como ferramenta para estimar a distância até outros aglomerado mais distantes.

Até à década de 1990, o consenso era que as Plêiades se encontravam a cerca de 430 anos-luz da Terra. No entanto, o satélite europeu Hiparco, lançado em 1989 para medir com precisão as posições e distâncias de milhares de estrelas, produziu uma distância de apenas cerca de 390 anos-luz.

"Pode não parecer uma grande diferença mas, a fim de se adequar às características físicas das estrelas das Plêiades, desafiou a nossa compreensão geral de como as estrelas se formam e evoluem," afirma Carl Melis, da Universidade da Califórnia em San Diego, EUA. "Para encaixar a medição da distância obtida pelo Hiparco, alguns astrônomos chegaram a sugerir que um novo tipo de física desconhecida agia sobre estrelas tão jovens," acrescentou.

A fim de resolver o problema, Melis e colegas usaram uma rede global de radiotelescópios para fazer a medição da distância com o mais alto nível de precisão possível. A rede incluiu o VLBA (Very Long Baseline Array), um sistema de 10 radiotelescópios que vão desde o Havaí até às Ilhas Virgens; o telescópio Robert C. Byrd de Green Bank, no estado da Virgínia Ocidental; o telescópio William E. Gordo do Observatório de Arecibo em Porto Rico e o radiotelescópio Effelsberg na Alemanha.

"Usando estes telescópios ao mesmo tempo, tivemos o equivalente a um telescópio do tamanho da Terra," afirma Amy Miouduszewski, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory). "Isso deu-nos a capacidade de fazer medições extremamente precisas da posição".

Os astrônomos usaram este sistema para observar várias estrelas das Plêiades durante cerca de ano e meio e para medir com precisão a aparente mudança de posição de cada estrela provocada pela órbita da Terra em torno do Sol. Em pontos opostos da órbita da Terra, uma estrela parece mover-se ligeiramente contra o pano de fundo de objetos cósmicos ainda mais distantes. A paralaxe é o método mais preciso para medir distâncias, e baseia-se em trigonometria simples.

O resultado deste trabalho é uma distância às Plêiades de 443 anos-luz com uma precisão até 1%. É a distância mais exata e precisa já obtida para as Plêiades.

A distância recém-medida está suficientemente perto da distância pré-Hiparco para que os modelos científicos padrão de formação estelar representem com precisão as estrelas nas Plêiades.

"A questão agora é, o que aconteceu com o Hiparco?" pergunta Melis. Durante os seus quatro anos de operação, o satélite mediu a distância de 118.000 estrelas. A origem do erro de medição na distância até M45 é desconhecida. Outra nave espacial, Gaia, lançada em Dezembro de 2013, usa tecnologias semelhantes para medir a distância de aproximadamente bilhões de estrelas.

"Os sistemas de radiotelescópios como os que usamos para as Plêiades vão proporcionar uma importante verificação cruzada para garantir a precisão das medições do Gaia," afirma Mark Reid, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica.

Muitas culturas antigas usavam as Plêiades como teste de visão. Quantas mais estrelas da M45 viam, normalmente entre cinco e nove, melhor a visão do observador.

"Nós agora usamos um sistema que fornece a 'visão' mais nítida da astronomia moderna para resolver um debate científico de longa duração sobre as Plêiades propriamente ditas," realça Melis.

O trabalho foi publicado na revista Science.

Fonte: NRAO

Previsão meteorológica cósmica: nuvens escuras darão lugar ao Sol

Na nova imagem abaixo podemos ver Lupus 4, uma região escura de gás e poeira, em forma de aranha, que esconde as estrelas de fundo tal como o faria uma nuvem escura na atmosfera terrestre numa noite sem luar.

© ESO (nuvem escura Lupus 4)

Embora sejam atualmente escuras, são nestas densas bolsas de material no interior de nuvens como Lupus 4 que se formam novas estrelas, as quais irão brilhar intensamente ao longo da sua vida. Esta imagem foi obtida pelo instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla do ESO, no Chile.

Lupus 4 situa-se a cerca de 400 anos-luz de distância, entre as constelações do Lobo e da Régua. A nuvem é uma entre as várias nuvens escuras afiliadas existentes num aglomerado estelar pouco coeso chamado associação OB do Escorpião-Centauro. Uma associação OB trata-se de um grupo de estrelas bastante disperso e relativamente jovem, que tiveram muito provavelmente uma origem comum numa enorme nuvem de material. O “OB” refere-se a estrelas quentes, brilhantes e que vivem pouco tempo, do tipo espectral O e B, que ainda se encontram brilhando intensamente no interior do aglomerado muito disperso, à medida que este se desloca pela Via Láctea.

O fato desta associação e das suas nuvens Lupus serem o grupo deste gênero mais próximo do Sol, faz com que este objeto seja um alvo principal para estudar como é que as estrelas crescem em conjunto antes de se separarem mais tarde. Pensa-se que o Sol, assim como a maior parte das estrelas da nossa Galáxia, começou a sua vida num ambiente semelhante a este.

Foi o astrônomo americano Edward Emerson Barnard quem primeiro descreveu as nuvens escuras de Lupus na literatura astronômica, por volta de 1927. Lupus 3, vizinha de Lupus 4, é a nuvem escura mais estudada graças à presença de, pelo menos, 40 estrelas que se formaram nos últimos três milhões de anos e que estão prestes a dar início às suas fornalhas de fusão. A principal fonte de energia destas estrelas adolescentes, conhecidas por T Tauri, é o calor gerado pela sua contração gravitacional, o que contrasta com a fusão do hidrogênio e de outros elementos que alimenta estrelas mais maduras, tais como o Sol.

Observações da escuridão fria da Lupus 4 revelaram apenas algumas estrelas T Tauri. No entanto, encontrou-se um núcleo denso de matéria sem estrelas, o que é promissor em termos de formação estelar futura na nuvem. Daqui a alguns milhões de anos, este núcleo deverá transformar-se em estrelas T Tauri. Em termos de comparação, a Lupus 3 parece ser mais velha que a Lupus 4, uma vez que o seu material teve mais tempo para se transformar em estrelas.

Quantas estrelas é que começarão eventualmente a brilhar no interior da Lupus 4?

Esta é uma questão à qual é difícil responder, já que as estimativas de massa para esta nuvem variam. Dois estudos apontam para um número da ordem das 250 massas solares, no entanto, outro estudo, que usa um método diferente, chega a um resultado de cerca de 1.600 massas solares. Em qualquer dos casos, a nuvem contém imenso material que dará origem a muitas estrelas brilhantes. Um pouco como as nuvens terrestres dão lugar ao Sol também esta nuvem escura cósmica irá eventualmente dissipar-se e dar lugar à resplandecente luz das estrelas.

Fonte: ESO

Telescópio Spitzer testemunha colisão entre asteroides

O telescópio espacial Spitzer da NASA avistou uma erupção de poeira ao redor de uma estrela jovem, possivelmente o resultado de uma colisão entre dois asteroides grandes. Este tipo de colisão pode eventualmente conduzir à formação de planetas.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do rescaldo de grande impacto de asteroides em torno de estrela)

Os cientistas rastreavam regularmente a estrela, com o nome NGC 2547-ID8, quando entre Agosto de 2012 e Janeiro de 2013 surgiu uma enorme quantidade de poeira fresca.

"Nós achamos que dois grandes asteroides colidiram um com o outro, criando uma enorme nuvem de partículas do tamanho de grãos de areia muito fina, que agora estão quebrando-se em pedaços e lentamente afastando-se da estrela," afirma o autor principal Huan Meng, da Universidade do Arizona em Tucson, EUA.

O Spitzer já observou vários episódios empoeirados de colisões suspeitas entre asteroides, mas esta é a primeira vez que os cientistas recolheram dados do "antes e depois" de uma colisão deste gênero em outro sistema planetário. A observação fornece um vislumbre do violento processo de formação de planetas rochosos como o nosso.

Os planetas rochosos começam a sua vida como material poeirento ao redor de estrelas jovens. O material agrupa-se para formar asteroides que chocam uns com os outros. Muitas vezes os asteroides são destruídos, mas alguns crescem ao longo do tempo e transformam-se em protoplanetas. Depois de aproximadamente 100 milhões de anos, os objetos tornam-se planetas terrestres plenamente desenvolvidos. Pensa-se que a nossa Lua tenha sido formada a partir de um impacto gigante entre a proto-Terra e um objeto do tamanho de Marte.

No novo estudo, o Spitzer observou a estrela NGC 2547-ID8 no infravermelho, que tem mais ou menos 35 milhões de anos e está situada a 1.200 anos-luz de distância na direção da constelação de Vela. As observações anteriores já tinham registado variações na quantidade de poeira em torno da estrela, sugerindo a possível existência de colisões entre asteroides. Na esperança de testemunhar um impacto ainda maior, um passo fundamental no nascimento de um planeta terrestre, os astrônomos observaram regularmente a estrela com o Spitzer. A partir de Maio de 2012, o telescópio começou a observar a estrela, às vezes diariamente.

A mudança dramática na estrela surgiu quando o Spitzer teve de apontar para longe da NGC 2547-ID8 porque o Sol estava no caminho.

"Nós não só testemunhamos o que parecem ser os restos de uma enorme colisão, mas fomos capazes de seguir as mudanças; o sinal está desaparecendo à medida que a nuvem se aniquila, moendo os grãos para que possam escapar da estrela," afirma Kate Su da Universidade do Arizona e co-autora do estudo. "O Spitzer é o melhor telescópio para monitorizar estrelas regularmente e com precisão, em busca de pequenas mudanças na radiação infravermelha, durante meses e até mesmo anos."

Uma nuvem muito espessa de detritos de poeira orbita agora a estrela na zona onde os planetas rochosos se formam. À medida que os cientistas observam o sistema estelar, o sinal infravermelho da nuvem varia com base no que é visível da Terra. Por exemplo, quando a nuvem alongada está de frente para nós, mais da sua área de superfície é exposta e o sinal é maior. Quando a cabeça ou a cauda da nuvem são visíveis, recebemos menos luz infravermelha. Ao estudar as oscilações infravermelhas, a equipe está recolhendo dados nunca antes obtidos do processo e resultado das colisões que criam planetas rochosos como a Terra.

"Estamos assistindo ao vivo à formação de planetas rochosos," afirma George Rieke, co-autor do novo estudo, também da mesma universidade. "É uma oportunidade única para estudar este processo quase em tempo real."

A equipe continua atenta à estrela com o Spitzer. Vão ver durante quanto tempo estes níveis elevados de poeira persistem, o que vai ajudar a calcular a frequência destes eventos, nesta e em outras estrelas, e com sorte conseguem observar outra colisão gigantesca.

Os resultados deste estudo foram publicados na revista Science.

Fonte: NASA