Nuvem molecular Barnard 68

Para onde foram as estrelas?

© ESO (Barnard 68)

O que costumava ser considerado um buraco no céu agora é conhecido pelos astrônomos como uma nuvem molecular escura. Aqui, uma alta concentração de poeira e gás molecular absorvem praticamente toda a luz visível emitida pelas estrelas de fundo. Os arredores assustadoramente escuros ajudam a tornar os interiores das nuvens moleculares alguns dos lugares mais frios e mais isolados no Universo.

Uma das mais notáveis destas nebulosas escuras de absorção é uma nuvem em direção à constelação do Ofiúco, conhecida como Barnard 68, vista na imagem acima. Como não há estrelas visíveis no centro, isso indica que Barnard 68 está relativamente próxima, com as medidas colocando-a a cerca de 500 anos-luz de distância e tendo metade de um ano-luz de extensão.

Não se sabe exatamente como as nuvens moleculares como Barnard 68 se formam, mas sabe-se que essas nuvens são lugares prováveis para a formação de novas estrelas. Na verdade, a própria Barnard 68 foi considerada suscetível para entrar em colapso e formar um novo sistema estelar. É possível olhar diretamente através da nuvem em luz infravermelha.

Fonte: NASA

A Galáxia de Andrômeda no visível e infravermelho

Esta notável imagem composta em cores sintéticas foi feita a partir de arquivos em luz visível e dados de imagens de astronomia no infravermelho.

© Subaru/Hubble/Robert Gendler (Galáxia de Andrômeda)

O campo de visão abrange a Galáxia de Andrômeda (M31), uma espiral massiva a cerca de 2,5 milhões de anos-luz de distância. Na verdade, com pelo menos duas vezes o diâmetro da nossa própria Via Láctea, Andrômeda é a maior galáxia mais próxima.

A população de jovens estrelas azuis brilhantes de Andrômeda encontra-se ao longo de seus braços em espiral, com o brilho avermelhado, que indica a localização de regiões de formação de estrelas, traçado em dados de luz visível a partir de telescópios espaciais e terrestres.

Porém, os dados de infravermelho do telescópio espacial Spitzer, também misturados diretamente em canais detalhados compostos com cores vermelho e verde, destacam as encaroçadas faixas de poeira aquecidas pelas estrelas jovens enquanto elas se abarrotam mais perto do núcleo da galáxia. De outra forma invisível em comprimentos de onda ópticos, a poeira quente assume tons de laranja.

Duas galáxias companheiras menores, M110 (abaixo) e M32 (acima), também estão incluídas na imagem.

Fonte: NASA

A Nebulosa da Chama no visível e infravermelho

O que ilumina a Nebulosa da Chama?

© Aldo Mottino e Ezequiel Bellocchio (NGC 2024)

A 1.500 anos-luz de distância na direção da constelação de Órion encontra-se uma nebulosa que, a partir de seu brilho e faixas de poeira escura, aparece, à esquerda, como um fogo ondulante.

Mas o fogo, a rápida combustão de oxigênio, não é o que faz essa Chama brilhar. Pelo contrário, a estrela brilhante Alnitak, a que está mais a leste no Cinturão de Órion e visível logo à direita da nebulosa, emite a luz energética na Chama que joga os elétrons para longe das grandes nuvens de gás hidrogênio que residem lá. Grande parte do brilho resulta quando os elétrons e o hidrogênio ionizado se recombinam.

A imagem acima da Nebulosa da Chama (NGC 2024), feita em cores falsas, é uma composição de luz visível e infravermelho, onde esta última faixa de energia torna visível um aglomerado de estrelas jovens. A Nebulosa da Chama faz parte do Complexo de Nuvens Moleculares de Órion, uma região de formação de estrelas que inclui a famosa Nebulosa Cabeça de Cavalo.

Fonte: NASA

Detectada emissão de hidrogênio em galáxia distante

Usando o maior radiotelescópio do mundo, dois astrônomos da Swinburne University of Technology, na Austrália, detectaram o sinal fraco emitido pelo gás hidrogênio atômico em galáxias localizadas a três bilhões de anos-luz da Terra, quebrando a distância recorde anterior por 500 milhões de anos-luz.

© NRAO (M31)

Esta imagem descreve vários "blocos de construção" galácticos em órbita da Galáxia de Andrômeda (M31), observados em 2004. As nuvens de hidrogênio são descritas em um tom de laranja (Green Bank Telescope), enquanto o gás que compreende o massivo disco de hidrogênio de Andrômeda é mostrado em alta resolução em azul (Westerbork Sythesis Radio Telescope).

Através radiotelescópio de Arecibo de 305 m de diâmetro, em Puerto Rico, os astrônomos mediram o conteúdo de gás de hidrogênio de quase 40 galáxias a distâncias de até três bilhões de anos-luz. Ao fazer isso, os dois cientistas encontraram uma população única de galáxias hospedando enormes reservatórios de gás hidrogênio, o combustível para a formação de novas estrelas como o nosso Sol.
Estes sistemas muito ricos em gás possuem entre 20 e 80 bilhões de vezes a massa do Sol. Estas galáxias são raras, mas acredita-se que elas foram mais comuns no passado, quando o Universo era mais jovem.
"O gás hidrogênio atômico é o combustível a partir da qual novas estrelas se formam, portanto, é um componente crucial para estudar, se quisermos entender como as galáxias se formam e evoluem", disse a líder do estudo, Barbara Catinella. "Por causa das limitações dos instrumentos atuais, os astrônomos ainda sabem muito pouco sobre o conteúdo de gás das galáxias além da nossa vizinhança local. Os sinais não são apenas fracos, mas eles aparecem em frequências de rádio que são usados por dispositivos de comunicação e radares, que geram sinais bilhões de vezes mais fortes do que os raios cósmicos que estamos tentando detectar".
Medindo o sinal de hidrogênio atômico emitida por galáxias distantes é um dos principais fatores científicos por trás do projeto de bilhões de dólares, chamado Square Kilometre Array (SKA). As observações em Arecibo fornecem aos astrônomos uma visão da população de galáxias ricas em gás que serão rotineiramente descobertos por estes instrumentos nas próximas décadas.

© Sloan Digital Sky Survey (quatro galáxias distantes com reservatórios de gás de hidrogênio atômico)

Acima são imagens observadas com o radiotelescópio de Arecibo mostrando quatro galáxias distantes, que sediam enormes reservatórios de gás de hidrogênio atômico.

Este projeto começou como uma experiência para ver o que afasta os astrônomos foram capazes de detectar o sinal do hidrogênio atômico em galáxias.
"O resultado excedeu em muito as nossas expectativas iniciais", disse Catinella. "Não foi só detectar sinais de rádio emitidos por galáxias distantes quando o Universo tinha três bilião anos mais jovem, mas seus reservatórios de gás acabou por ser inesperadamente grande, cerca de 10 vezes maior do que a massa de hidrogênio em nossa Via Láctea. Essa quantidade enorme de combustível será capaz de alimentar a formação de estrelas nestas galáxias de vários bilhões de anos no futuro. "
Mais estudos vão procurar entender por que essas galáxias ainda não ter convertido uma grande parte de seu gás em estrelas. O SKA e seus desbravadores será a chave para resolver este mistério.
A imagem National Radio Astronomy Observatory, na parte superior da página mostra vários galácticos "blocos de construção" há muito procurados de nuvens de hidrogênio em órbita da Galáxia de Andrômeda (M31), 2,5 milhões de anos-luz da Terra. Os recém nuvens de hidrogênio são depictedin um tom de laranja (GBT), enquanto o gás thatcomprises o disco de hidrogênio maciça de Andromeda é mostrado em alta resolução, em azul.

Os resultados aparecem em um artigo publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Descoberta uma estranha galáxia espiral

Uma equipe de astrônomos descobriu um novo e importante exemplo de um tipo muito raro de galáxia que pode render informações valiosas sobre como as galáxias se desenvolveram no início do Universo.

© NRAO/Sloan Digital Sky Survey (galáxia J1649+2635)

A imagem acima é uma composição rádio-óptico da galáxia J1649+2635. Na luz visível é vista em amarelo e na frequência do rádio é vista em azul, indicando a presença de jatos.

A nova técnica promete fornecer aos astrônomos muitos mais exemplos deste tipo importante e misterioso de galáxia. A galáxia em questão é denominada J1649+2635, que está localizada a quase 800 milhões de anos-luz da Terra, é uma galáxia espiral, como a nossa Via Láctea, mas com "jatos" proeminentes de partículas subatômicas impulsionados para fora do seu núcleo quase à velocidade da luz. O problema é que as galáxias espirais não é suposto ter tais grandes jatos. Esta é a primeira vez que uma galáxia espiral apresenta emissão de grandes jatos no comprimento de onda do rádio.
"A sabedoria convencional é que tais jatos vêm apenas de galáxias elípticas que se formaram a partir da fusão de espirais. Não sabemos como espirais pode ter estes grandes jatos", disse Minnie Mao, do National Radio Astronomy Observatory (NRAO).
A galáxia J1649+2635 é apenas a quarta galáxia espiral descoberta até agora emissora de jatos. A primeira foi encontrada em 2003, quando os astrônomos combinaram uma imagem do radiotelescópio Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) e uma imagem de luz visível de um mesmo objeto do telescópio espacial Hubble. A segunda foi revelada em 2011 por imagens do Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e do VLA, e a terceira, encontrada no início deste ano, também foi descoberta através da combinação de imagens de rádio e de luz visível.
Essa ajuda veio na forma de grandes coleções de imagens de rádio e telescópios ópticos, e os hands-on assistência de cientistas do cidadão voluntário. Com ajuda de voluntários participantes do projeto online chamado de Galaxy Zoo, através de imagens na luz visível do SDSS foi possível classificar as galáxias como espiral, elíptica, ou outros tipos. Cada imagem da galáxia é inspecionada por vários voluntários para garantir a precisão na classificação.
Até o momento, mais de 150.000 participantes do Galaxy Zoo classificaram cerca de 700.000 galáxias. Mao e seus colaboradores usaram um subconjunto de mais de 65.000 galáxias, sendo que cerca de 35.000 delas são galáxias espirais. A J1649+2635 foi classificada por 31 voluntários do Galaxy Zoo, 30 dos quais concordaram que é uma espiral.
Em seguida, os astrônomos decidiram comparar as espirais de luz visível com as galáxias em um catálogo que combina dados do NRAO VLA Sky Survey e as imagens da Faint Images of the Radio Sky at Twenty Centimeters Survey, ambas usando o VLA. Este trabalho foi realizado por Ryan Duffin, um estudante da Universidade de Virginia trabalhando como estudante de verão no NRAO. A análise de Duffin mostrou que a J1649+2635 é uma galáxia espiral e tem jatos de rádio gêmeos poderosos.
Os jatos, como aqueles vistos vindo da galáxia J1649+2635 são movidos pela energia gravitacional de um buraco negro supermassivo no centro da galáxia. Materiais puxados por buracos negros rapidamente formam um disco de acreção, e as partículas são aceleradas para fora ao longo dos pólos do disco. A colisão que, presumivelmente, forma uma galáxia elíptica perturba o gás nas galáxias que se fundem.

A J1649+2635 é incomum, não só por causa de seus jatos, mas também porque é o primeiro exemplo de uma galáxia espiral com um grande "halo" de emissão de luz visível que a rodeia.
"Esta galáxia apresenta-nos muitos mistérios", disse Mao. "Será que ela teve um único tipo de fusão que preservou a sua estrutura espiral? Foi uma galáxia elíptica que colidiu fez voltar a crescer os braços espirais? É o seu aspecto único o resultado da interação com o meio ambiente?" 
Por intermédio dos  projetos como o Galaxy Zoo e um outro chamado Radio Galaxy Zoo, os cientistas voluntários podem ajudar a encontrar muito mais galáxias como esta para auxiliar na resposta de todas as perguntas.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A Nebulosa da Medusa e Sharpless 249

Normalmente fraca e elusiva, a Nebulosa da Medusa é vista neste mosaico telescópico fascinante.

© César Blanco González (IC 443 e Sharpless 249)

O cenário é guardado à direita e à esquerda por duas estrelas brilhantes, Mu (μ) e Eta (η) Geminorum, aos pés de um dos Gêmeos celestes, enquanto a Nebulosa da Medusa é a faixa de emissão mais brilhante em forma de arco, com os tentáculos oscilando abaixo e à direita do centro.

Na verdade, a medusa (ou água-viva) cósmica é parte do remanescente de supernova em formato de bolha chamado IC 443, a nuvem de detritos em expansão a partir de uma estrela massiva que explodiu. A luz da explosão chegou à Terra há mais de 30.000 anos. Assim como o remanescente de supernova da Nebulosa do Caranguejo, o seu primo nas “águas” da astrofísica, a Nebulosa da Medusa é conhecida por abrigar uma estrela de nêutrons, o remanescente do núcleo estelar que colapsou.

Uma nebulosa de emissão catalogada como Sharpless 249 preenche o campo na parte superior esquerda. A Nebulosa da Medusa está a cerca de 5.000 anos-luz de distância. A essa distância, esta imagem composta em banda estreita cobre uma extensão de aproximadamente 300 anos-luz.

Fonte: NASA

Uma surpresa no interior de uma nuvem

A imagem abaixo mostra a região da Via Láctea que se situa na constelação do Escorpião, perto do plano central da Galáxia.

© ESO/VVV Team/A. Guzmán (NGC 7822)

Esta região abriga uma densa nuvem de gás e poeira associada com a nuvem molecular IRAS 16562-3959, nuvem esta visível no centro da imagem como uma mancha laranja entre o rico campo de estrelas. A estrela brilhante embaixo à esquerda é conhecida por HD 153220.
Nuvens como estas são locais de nascimento de novas estrelas. No centro desta nuvem podemos ver, por trás do “véu” de gás e poeira, um objeto brilhante chamado G345.4938+01.4677. Trata-se de uma estrela muito jovem que está se formando, à medida que a nuvem colapsa sob a sua própria gravidade.
A jovem estrela é muito brilhante e pesada, cerca de 15 vezes mais massiva que o Sol, e foi objeto de um estudo que utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e que resultou em algumas descobertas surpreendentes. A equipe de astrônomos descobriu que a G345.4938+01.4677 possui um enorme disco de gás e poeira que a circunda e também uma corrente de matéria que flui para fora da estrela.
As teorias não prevêem que uma tal corrente de matéria ou um disco assim existam em torno de estrelas como a G345.4938+01.4677, já que a forte radiação emitida por estrelas jovens muito massivas empurraria o material para longe delas.
Esta imagem foi obtida com o telescópio do rastreio Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no deserto chileno do Atacama. É o maior telescópio de rastreio do mundo, com um espelho primário de mais de 4 metros de diâmetro. A imagem colorida foi obtida no âmbito do rastreio VVV, que é um dos seis grandes rastreios públicos destinados a mapear o céu austral.

Fonte: ESO

Estrelas e pilares de poeira na NGC 7822

Estrelas quentes e jovens, e pilares cósmicos de gás e poeira aparecem à multidão na NGC 7822.

© Francesco Antonucci (NGC 7822)

O objeto foi descoberto pelo astrônomo John Herschel em 1829. Na borda de uma gigantesca nuvem molecular na direção da constelação do norte, de Cepheus, essa brilhante região de formação de estrelas localiza-se a cerca de 3.000 anos-luz de distância da Terra. Dentro da nebulosa, bordas brilhantes e esculturas complexas de poeira, dominam essa detalhada paisagem cósmica realizada em luz infravermelha pelo Wide Field Infrared Survey (WISE) da NASA. A emissão atômica pelo gás do aglomerado é energizada pela radiação energética das estrelas quentes, das quais, poderosos ventos e luz, também esculpem e erodem as formas de pilar mais densas. As estrelas podem ainda estar se formando dentro dos pilares pelo colapso gravitacional, mas à medida que os pilares são erodidos, qualquer estrela em formação será cortada de seu reservatório de material estelar. Esse campo se espalha por cerca de 40 anos-luz considerando a distância estimada da NGC 7822.

Fonte: NASA

Um retrato da nebulosa NGC 281

Olhe através da nuvem cósmica catalogada como NGC 281 e você pode perder de vista as estrelas que fazem parte do aglomerado estelar aberto IC 1590.

© Martin Pugh (NGC 281)

Entretanto, formadas dentro da nebulosa, as estrelas massivas e jovens do aglomerado é que acabam por energizar o brilho nebular observado na imagem acima. As formas que chamam a atenção e que estão presentes nesse retrato da NGC 281 são colunas esculpidas e densos glóbulos de poeira, que são vistos com suas silhuetas destacadas, erodidos pelos intensos e energéticos ventos e pela radiação das estrelas quentes do aglomerado. Se essas feições empoeiradas sobreviverem por um tempo suficiente, elas podem também se transformarem nos locais para uma futura formação de estrelas. Também chamada de Nebulosa do Pacman, por sua forma geral, a NGC 281 localiza-se a cerca de 10.000 anos-luz de distância da Terra, na constelação da Cassiopeia. Essa imagem nítida foi feita através de filtros de banda curta, combinando a emissão dos átomos de hidrogênio, enxofre e oxigênio da nebulosa representados respectivamente nas cores verde, vermelho e azul. Ela se espalha por cerca de 80 anos-luz considerando a distância estimada da NGC 281.

Fonte: NASA

Sondas Van Allen descobrem barreira impenetrável no espaço

Cientistas descobriram que duas zonas de radiação fervilhante que rodeiam a Terra, chamadas Cinturão de Van Allen, contêm uma barreira quase impenetrável que impede os elétrons mais rápidos e energéticos de chegar à Terra.

© NASA/Scientific Visualization Studio (partículas se movendo através do Cinturão de Van Allen)

A animação acima ilustra como as partículas se movem através do Cinturão de Van Allen. A esfera no meio mostra uma nuvem de material mais frio chamada plasmasfera. Novas pesquisas mostram que a plasmasfera ajuda a manter os elétrons altamente energéticos e rápidos, do Cinturão de radiação de Van Allen, longe da Terra.

O Cinturão de radiação de Van Allen é uma coleção de partículas carregadas, reunidas pelo campo magnético da Terra. Pode aumentar e diminuir em resposta à energia recebida do Sol, por vezes inchando o suficiente para expor os satélites em órbita baixa da Terra à radiação prejudicial. A descoberta do coletor, que atua como uma barreira dentro do cinturão, foi feita pelas sondas Van Allen da NASA, lançadas em Agosto de 2012 para estudar a região.

"Esta barreira para elétrons ultra-rápidos é uma característica marcante do cinturão," afirma Dan Baker, cientista espacial da Universidade do Colorado em Boulder, EUA, e autor principal do estudo. "Fomos capazes de a estudar pela primeira vez, porque nunca tivemos medições tão precisas desses elétrons altamente energéticos até agora."

A compreensão do que dá ao cinturão de radiação a sua forma e do que pode afetar o modo como incham ou encolhem, ajuda os cientistas a prever o aparecimento dessas alterações. Tais previsões podem ajudar os cientistas a proteger os satélites na área da radiação.

O Cinturão de Van Allen foi a primeira descoberta da era espacial, medidas com o lançamento do primeiro satélite americano, o Explorer 1, em 1958. Nas décadas seguintes, foi poss´vel descobrir que o tamanho do cinturão pode mudar, até pode fundir-se ou mesmo separar-se ocasionalmente em três cinturões. Mas geralmente o cinturão interno estende-se entre os 650 e os 9.650 km acima da superfície da Terra e o cinturão exterior entre os 13.500 e os 58.000 km acima da superfície da Terra.

Uma zona de espaço quase vazio normalmente separa os cinturões. Mas, o que os mantém separados? Porque é que existe uma região entre os cinturões, sem elétrons?

É aqui que entra a barreira recém-descoberta. Os dados das sondas Van Allen mostram que a borda interna do cinturão exterior é altamente pronunciada. Para os elétrons mais rápidos e energéticos, esta orla é uma fronteira que, em circunstâncias normais, os elétrons simplesmente não conseguem penetrar.

"Quando estudamos os elétrons altamente energéticos, notamos que eles só chegam até uma certa distância da Terra," afirma Shri Kanekal, cientista-adjunto da missão das sondas Van Allen no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, e co-autor do estudo.

A equipe analisou as possíveis causas. Foi determinado que as transmissões geradas por humanos não eram a causa da barreira. Também foi analisado as causas físicas. Será que a própria forma do campo magnético da Terra cria esta fronteira? Os cientistas estudaram mas eliminaram essa possibilidade. E no que toca à presença de outras partículas espaciais? Parece ser esta a causa mais provável.

Os cinturões de radiação não são as únicas estruturas de partículas ao redor da Terra. Uma nuvem gigante de partículas carregadas e relativamente frias, a plasmasfera, preenche a região mais exterior da atmosfera da Terra, começando a partir dos 960 km e estendendo-se parcialmente até ao cinturão exterior de Van Allen. As partículas no limite exterior da plasmasfera fazem com que as partículas n cinturão exterior de radiação se dispersem, removendo-as do cinturão.

Este efeito de dispersão é bastante fraco e pode não ser suficiente para manter os elétrons na orla no lugar, à exceção de um capricho de geometria: os elétrons do cinturão de radiação movem-se incrivelmente rápido, mas não em direção à Terra. Em vez disso, movem-se em círculos gigantes em torno da Terra. Os dados das sondas Van Allen mostram que na direção da Terra, os elétrons mais energéticos têm muito pouco movimento, se é que o têm, apenas uma deriva lenta e sutil que ocorre ao longo de meses. Este é um movimento tão lento e fraco que pode ser repelido pela dispersão provocada pela plasmasfera.

Isto também ajuda a explicar por que sob condições extremas, quando um vento solar especialmente forte ou uma erupção solar gigante, como uma ejeção de massa coronal, envia nuvens de material para o espaço próximo da Terra, os elétrons do cinturão exterior podem ser empurrados para a região normalmente vazia entre os cinturões.

"A dispersão devida à plasmapausa é forte o suficiente para criar uma parede na borda interna do cinturão exterior de Van Allen," afirma Baker. "Mas um evento solar forte faz com que a fronteira da plasmasfera se mova para dentro."

Uma entrada maciça de matéria do Sol pode corroer a plasmasfera exterior, movendo os seus limites para dentro e permitindo com que os elétrons dos cinturões de radiação também se movam mais para perto da Terra.

Um artigo sobre estes resultados foi publicado na edição online da revista Nature.

Fonte: NASA

Novo método para medir distâncias até às galáxias

Uma equipe de cientistas liderada por Sebastian Hoeing, da Universidade de Southampton na Inglaterra, mediu com precisão a distância para a galáxia próxima NGC 4151, usando o interferômetro do Observatório W. M. Keck.

© NASA (galáxia NGC 4151)

A equipe empregou uma nova técnica que permite efetuar a medida de distâncias precisas às galáxias localizadas a dezenas de milhões de anos-luz de distância.

A nova técnica é similar àquela usada para medir o tamanho físico e angular, ou aparente, de um objeto distante, para calcular a sua distância da Terra.

Distâncias previamente reportadas para a NGC 4151, que contém um buraco negro supermassivo, variavam de 4 a 29 megaparsecs (13 a 94,5 milhões de anos-luz), mas usando essa nova técnica mais precisa, os pesquisadores calcularam a distância até o buraco negro supermassivo, como sendo de 19 megaparsecs (62 milhões de anos-luz).

A galáxia NGC 4151 é também chamada de Olho de Sauron, devido à sua similaridade ao que aparece no filme da trilogia Senhor dos Anéis. Como na famosa saga, o anel tem um papel crucial nessa nova medida. Todas as grandes galáxias no Universo abrigam um buraco negro supermassivo em seu centro, e em cerca de 10% de todas as galáxias, esses buracos negros supermassivos estão crescendo e englobando uma grande quantidade de gás e poeira do ambiente ao redor. Nesse processo, o material é aquecido e torna-se muito brilhante, sendo as fontes mais energéticas de emissão no Universo, conhecidas como Núcleo Galáctico Ativo (AGN).

Essa poeira quente forma um anel ao redor do buraco negro supermassivo e emite radiação infravermelha, que os pesquisadores usam como régua. Contudo, sendo o tamanho aparente do anel do Olho de Sauron é muito pequeno, as observações são realizadas usando o interferômetro do Keck, que combina os telescópios gêmeos de 10 metros do Observatório Keck, os maiores telescópios na Terra, para alcançar o poder de resolução de um telescópio de 85 metros.

Para medir o tamanho físico do anel empoeirado, os pesquisadores mediram o intervalo de tempo entre a emissão da luz próxima do buraco negro e da emissão de infravermelho mais distante. A distância do centro para a poeira quente é simplesmente o intervalo de tempo dividido pela velocidade da luz.

Combinando o tamanho físico do anel de poeira com o tamanho aparente medido com o interferômetro do Keck, os pesquisadores foram capazes de determinar a distância precisa até a NGC 4151.

“Uma das principais descobertas é que a distância determinada dessa nova maneira é bem precisa, com 90% de precisão”, disse Hoening. “De fato, esse método, baseado em princípios geométricos simples, nos dá as distâncias mais precisas para as galáxias remotas. Além disso, ele pode ser prontamente usado em muito mais fontes do que os métodos atuais. Essas distâncias são fundamentais para se poder estimar os parâmetros cosmológicos que caracterizam o nosso Universo ou em medidas precisas das massas dos buracos negros. Nossa nova técnica de medir as distâncias, implica que essas massas podem ter sido sistematicamente subestimadas em 40%”.

Hoening, juntamente com seus colegas na Dinamarca e no Japão, está atualmente ajustando um novo programa para estender o trabalho para muito mais AGNs. O objetivo é estabelecer as distâncias precisas para dezenas de galáxias usando essa técnica e usá-las para restringir os parâmetros cosmológicos dentro de uma pequena porcentagem. Combinada com outras medidas, essa nova técnica fornece um entendimento melhor sobre a história de expansão do Universo.

Fonte: Astronomy

Objeto exótico na galáxia anã Markarian 177

Uma equipe internacional de pesquisadores, analisando décadas de observações feitas com muitas instalações, incluindo o satélite Swift da NASA, descobriram uma fonte incomum de luz numa galáxia localizada a cerca de 90 milhões de anos-luz de distância da Terra.

© Sloan Digital Sky Survey (Markarian 177 e SDSS1133)

A imagem acima mostra a galáxia anã Markarian 177 (centro) e a fonte incomum SDSS1133 (azul).

As propriedades curiosas do objeto fazem com que ele se ajuste bem a um buraco negro supermassivo ejetado de sua galáxia hospedeira depois da fusão com outro buraco negro gigante. Mas os astrônomos não podem ainda descartar uma possibilidade alternativa. A fonte, chamada de SDSS1133, pode ser a parte remanescente de uma estrela massiva que entrou em erupção por um período de tempo antes de se destruir completamente numa explosão de supernova.

“Com os dados que nós temos em mãos, nós não podemos distinguir entre esses dois cenários”, disse o pesquisador líder Michaeil Koss, um astrônomo no ETH Zurich, o Swiss Federal Institute of Technology. “Uma descoberta incrível feita com o Swift da NASA é que o brilho da SDSS1133 tem mudado pouco na luz óptica e na luz ultravioleta por uma década, o que não é algo típico de se ver numa remanescente de supernova jovem”.

Neste estudo realizado por Koss e seus colegas foi relatado que a fonte tinha brilhado de forma significante na luz visível durante os últimos seis meses, uma tendência que, se mantida, poderá reforçar a interpretação do buraco negro. Para analisar o objeto em maiores detalhes, a equipe está planejando fazer observações no ultravioleta com o instrumento Cosmic Origins Spectrograph a bordo do telescópio espacial Hubble, em Outubro de 2015.

O que quer que a SDSS1133 seja, ela é uma fonte persistente. A equipe foi capaz de detectá-la em pesquisas que datam mais de 60 anos.

O misterioso objeto é parte da galáxia anã Markarian 177, localizada na concha do asterismo de Big Dipper, um padrão de estrelas bem conhecido da constelação de Ursa Major. Embora buracos negros supermassivos normalmente ocupem os centros galácticos, a SDSS1133 está localizada a no mínimo 2.600 anos-luz do centro de sua galáxia hospedeira.

Em Junho de 2013, os pesquisadores obtiveram imagens de alta resolução no infravermelho próximo, do objeto, usando o telescópio de 10 metros Keck II no Observatório W.M. Keck no Havaí. Essas imagens revelaram que a região de emissão da SDSS1133 tem menos de 40 anos-luz de diâmetro e que o centro da Markarian 177 mostra evidências de formação estelar intensa e outros aspectos indicando uma perturbação recente.

© L. Blecha/W. M. Keck Observatory/M. Koss (simulação e Keck II)

A imagem acima mostra uma simulação de duas galáxias em colisão (à esquerda), contendo buracos negros supermassivos coalescentes, resultando no buraco negro maior (ponto, inferior esquerdo) lançado em uma órbita alongada. O quadro (à direita) captado no infravermelho próximo pelo Keck II mostra a galáxia anã Markarian 177 e a fonte SDSS1133 (canto inferior esquerdo).

“Nós suspeitamos que estejamos vendo a consequência de uma fusão de duas galáxias pequenas e de seus buracos negros”, disse a co-autora Laura Blecha, uma Einstein Fellow do Departamento de Astronomia da Universidade de Maryland e teórica líder na simulação de recuos, ou “chutes”, em buracos negros em fusão. “Astrônomos pesquisando por buracos negros em recuo têm sido incapazes de confirmar uma detecção, consequentemente encontrar uma dessas fontes seria  uma grande descoberta”.

A colisão e a fusão de duas galáxias, corrompe suas formas e resulta em novos episódios de formação de estrelas. Se cada galáxia possui um buraco negro supermassivo central, eles formarão um par binário unido no centro da galáxia fundida, antes de finalmente se aglutinarem.

Buracos negros em fusão lançam uma grande quantidade de energia na forma de radiação gravitacional, uma consequência da teoria da gravidade de Einstein. Ondas na fábrica do espaço-tempo, criam oscilações em todas as direções a partir das massas em aceleração. Se ambos buracos negros, possuem a mesma massa e rotação, a fusão emite ondas gravitacionais uniformemente em todas as direções. Mais provavelmente, as massas dos buracos negros, e as rotações serão diferentes, levando a uma emissão não uniforme de ondas gravitacionais que lança o buraco negro para a direção oposta.

O “chute” pode ser forte o suficiente para fazer com que o buraco negro seja totalmente expulso de sua galáxia hospedeira, colocando-o numa deriva eterna através do espaço intergaláctico. Mais tipicamente, um “chute” enviará o objeto em uma órbita alongada. Apesar da sua recolocação, o buraco negro ejetado irá reter qualquer gás quente armadilhado ao seu redor e continuará brilhando à medida que se move ao longo de sua nova trajetória até que todo o gás seja consumido.

Se a SDSS1133 não é um buraco negro, então ela pode ser um tipo bem incomum de estrela, conhecido como Luminous Blue Variable (LBV). Essas estrelas massivas passam por erupções episódicas que enviam grande quantidade de massa no espaço muito tempo depois de explodirem. Interpretada dessa maneira, a fonte SDSS1133 representaria as erupções de mais longo período de uma LBV já observada, seguindo por uma explosão terminal de supernova, cuja a luz atingiu a Terra em 2001.

A comparação mais próxima na nossa galáxia, é o sistema binário massivo Eta Carinae, que inclui uma estrela variável azul contendo cerca de 90 vezes a massa do Sol. Entre 1838 e 1845, o sistema passou por uma explosão que ejetou no mínimo 10 massas solares e fez com que ela se tornasse a segunda estrela mais brilhante do céu. Ela então passou por uma erupção menor nos anos de 1890.

Nesse cenário alternativo, a SDSS1133 deve ter estado em erupção contínua de no mínimo 1950 a 2001, quando ela atingiu o pico de brilho e se transformou em supernova. A resolução espacial e a sensibilidade dos telescópios antes de 1950 eram insuficientes para detectar a fonte. Mas se ela foi uma erupção de LBV, o registro atual mostra que ela é a maior e mais persistente erupção já observada. Uma interação entre o gás ejetado e a onda da explosão poderia explicar o brilho constante do objeto na luz ultravioleta.

Se essa fonte SDSS1133 é um buraco negro supermassivo expulso de sua galáxia, ou uma rara estrela no seu ato final, ela é certamente algo que os astrônomos nunca viram antes.

O estudo foi publicado na edição de 21 de Novembro de 2014 do periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Uma concentração colorida de estrelas de meia-idade

O telescópio MPG/ESO de 2,2 metros instalado no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, captou uma bonita imagem colorida do aglomerado estelar brilhante NGC 3532.

© ESO (aglomerado aberto NGC 3532)

Algumas das estrelas ainda brilham numa cor quente azulada, mas muitas das mais massivas já tornaram-se gigantes vermelhas e brilham em tons de laranja.

O NGC 3532 é um aglomerado aberto situado a cerca de 1.300 anos-luz de distância na constelação de Carina (a Quilha do navio Argos). Este aglomerado é conhecido de modo informal por aglomerado do Poço dos Desejos, já que faz lembrar moedas de prata espalhadas, lançadas num poço. Também é, às vezes, chamado aglomerado da Bola de Futebol Americano, embora esta designação dependa do país em que se vive. Este nome tem origem na sua forma oval, que faz lembrar uma bola de rugby aos cidadãos das nações que praticam este esporte.
Este aglomerado estelar muito brilhante pode facilmente ser visto a olho nu a partir do hemisfério sul. Foi descoberto pelo astrônomo francês Nicolas Louis de Lacaille quando observava na África do Sul em 1752 e catalogado três anos mais tarde, em 1755. Trata-se de um dos aglomerados abertos mais espetaculares de todo o céu.
O NGC 3532 cobre uma área no céu que é quase duas vezes o tamanho da Lua Cheia. Foi descrito como um aglomerado rico em binários de estrelas por John Herschel, que observou “várias estrelas duplas elegantes” neste local durante a sua estadia no sul de África na década de 1830. Adicionalmente, e muito mais relevante como história recente, o NGC 3532 foi o primeiro alvo a ser observado pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, em 20 de maio de 1990.
Este grupo de estrelas tem cerca de 300 milhões de anos de idade, sendo por isso de meia-idade nos padrões de aglomerados estelares abertos. Estrelas com massas muito maiores que a do Sol têm vidas que duram apenas alguns milhões de anos. Estima-se que o Sol viva cerca de 10 bilhões de anos e estrelas de baixa massa viverão durante centenas de bilhões de anos, muito mais do que a atual idade do Universo. As estrelas do aglomerado que iniciaram as suas vidas com massas moderadas ainda se encontram brilhando intensamente em tons azuis-esbranquiçados, mas as estrelas mais massivas gastaram já todo o seu combustível de hidrogênio e transformaram-se em estrelas gigantes vermelhas. O resultado é que o aglomerado parece rico tanto em estrelas azuis como em estrelas laranjas. As estrelas mais massivas no aglomerado original viveram já as suas breves mas muito brilhantes vidas, tendo explodido em supernovas há muito tempo. Existem também numerosas estrelas mais tênues e portanto menos óbvias. São estrelas de massas menores que vivem vidas mais longas e brilham em tons amarelos e vermelhos.O  NGC 3532 tem cerca de 400 estrelas no total. 
O céu de fundo, situado numa região rica da Via Láctea, encontra-se inundado de estrelas. Vemos também algum gás vermelho brilhante e faixas sutis de poeira que bloqueiam a radiação emitida por estrelas mais distantes. Este gás e poeira provavelmente não estão ligados ao aglomerado propriamente dito, o qual tem idade suficiente para ter "varrido" já há muito tempo atrás qualquer material que tivesse restado no seu meio circundante.

Fonte: ESO

A influência do Sol sobre a Grande Mancha Vermelha de Júpiter

De acordo com uma nova análise de dados da missão Cassini da NASA, a cor avermelhada da Grande Mancha Vermelha (GMV) de Júpiter é provavelmente um resultado de produtos químicos simples quebrados pela luz solar na atmosfera superior do planeta.

© NASA/JPL-Caltech/Space Science Institue (Grande Mancha Vermelha de Júpiter)

Os resultados contradizem a outra teoria principal para a origem da cor marcante da mancha, que os produtos químicos avermelhados vêm de baixo das nuvens de Júpiter.

Os resultados foram apresentados há duas semanas por Kevin Baines, cientista da missão Cassini no JPL da NASA em Pasadena, Califórnia, durante uma reunião da Divisão para Ciência Planetária da Sociedade Astronômica Americana em Tucson, no estado americano do Arizona.

Baines e os colegas Bob Carlson e Tom Momary, também do JPL, chegaram às suas conclusões usando uma combinação de dados da passagem rasante da Cassini por Júpiter em 2000 e experiências de laboratório.

Em laboratório, os pesquisadores produziram amônia e acetileno, produtos químicos que se sabe existirem em Júpiter, com luz ultravioleta, para simular os efeitos do Sol sobre estes materiais nas alturas extremas das nuvens da Grande Mancha Vermelha. Isto produziu um material avermelhado, que a equipe comparou com a GMV, observada pelo instrumento VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) da Cassini. Eles descobriram que as propriedades de dispersão da luz da sua mistura química têm uma boa correspondência com um modelo da Grande Mancha Vermelha onde o material de cor vermelha está confinado às zonas superiores deste ciclone gigantesco.

"Os nossos modelos sugerem que a maior parte da Grande Mancha Vermelha tem na verdade uma cor muito sem graça, por baixo de uma nuvem superior de material avermelhado," acrescenta Baines. "Por baixo da 'queimadura' solar vermelha as nuvens são provavelmente esbranquiçadas ou acinzentadas." Um agente de coloração confinado ao topo das nuvens seria inconsistente com a teoria concorrente, que postula que a cor vermelha da mancha é devida à ressurgência de produtos químicos formados nas profundezas das camadas de nuvens. Se o material vermelho fosse transportado a partir de baixo, deveria também estar presente em outras altitudes, o que tornaria a mancha ainda mais vermelha.

Júpiter é composto quase inteiramente por hidrogênio e hélio, com apenas um punhado de outros elementos. Os cientistas estão interessados em compreender que combinações de elementos são responsáveis pelos tons observados nas nuvens de Júpiter, pois isso iria fornecer mais informações sobre a composição do planeta gigante.

Baines e colegas inicialmente quiseram determinar se a cor da GMV derivava da quebra de uma molécula mais complexa, induzida pelo Sol, hidrosulfeto de amônio, presente numa das camadas principais das nuvens de Júpiter. Rapidamente descobriram que, em vez de uma cor avermelhada, a sua experiência produzia um brilhante tom esverdeado. Este resultado negativo surpreendente levou os cientistas a tentar combinações simples de amónia com hidrocarbonetos, comuns a altas altitudes de Júpiter. A quebra da amônia e do acetileno com luz ultravioleta acabou por melhor corresponder aos dados recolhidos pela Cassini.

A Grande Mancha Vermelha é uma característica da atmosfera superior de Júpiter, tão grande quanto duas Terras. Júpiter possui três camadas principais de nuvens, que ocupam altitudes específicas nos seus céus; da mais alta para a mais baixa, estas são: nuvens de amônia, de hidrosulfeto de amônio e de água.

Quanto ao porquê da intensa cor vermelha, vista apenas na GMV e em outras manchas mais pequenas no planeta, os pesquisadores pensam que a altitude desempenha um papel fundamental. "A Grande Mancha Vermelha é extremamente alta. "Ela atinge altitudes muito mais altas do que as nuvens em outros lugares de Júpiter," comenta Baines.

As grandes alturas da mancha tanto ativam como reforçam a vermelhidão. Os seus ventos transportam partículas geladas de amônia para mais alto na atmosfera do que o habitual, onde são expostas a muito mais radiação ultravioleta do Sol. Além disso, a natureza de vórtice do local confina as partículas, impedindo-as de escapar. Isto faz com que a vermelhidão do topo das nuvens da mancha aumente para além do que de outra forma seria de esperar.

Outras áreas de Júpiter exibem uma paleta mista de laranjas, castanhos e até mesmo tons de vermelho. Baines diz que estes locais têm nuvens altas e brilhantes, que se sabe serem muito mais finas, permitindo observar as profundezas da atmosfera onde existem substâncias mais coloridas.

Fonte: NASA

O coração de Mira A e da sua companheira

O estudo de estrelas gigantes vermelhas ajuda os astrônomos a compreender melhor o futuro do nosso Sol, e como é que gerações anteriores de estrelas espalharam pelo Universo os elementos necessários à vida.

© ESO (o coração de Mira A e da sua companheira)

Uma das gigantes vermelhas mais famosas do céu chama-se Mira A e faz parte do sistema binário Mira, o qual se situa a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra. Esta imagem obtida pelo ALMA revela a vida secreta de Mira.
Mira A é uma estrela velha, que já começa a lançar para o espaço, para “reciclagem”, os produtos de uma vida inteira de trabalho. A companheira de Mira A, chamada Mira B, orbita-a a uma distância que corresponde a duas vezes a distância entre o Sol e Netuno.
Sabe-se que Mira A possui um vento estelar lento que molda delicadamente o material circundante. O ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) confirmou agora que a companheira de Mira A é uma estrela muito diferente, com um vento estelar muito diferente também. Mira B é uma anã branca densa e quente com um vento estelar forte e rápido.
As novas observações mostram como os ventos estelares das duas estrelas deram origem a uma nebulosa complexa e bonita. A bolha em forma de coração situada no centro é criada pelo vento energético de Mira B no interior do vento estelar mais lento de Mira A. O coração, formado em algum lugar nos últimos 400 anos, e o resto do gás que circunda o par de estrelas mostram que estes objetos têm estado já há algum tempo construindo juntos este bonito e estranho ambiente.
Ao observar estrelas como Mira A e Mira B os cientistas esperam descobrir como é que as estrelas duplas da nossa galáxia diferem de estrelas isoladas, no sentido de saber como é que estes objetos devolvem ao ecossistema estelar da Via Láctea os elementos que criaram. Apesar da distância entre si, Mira A e a sua companheira exercem um enorme efeito uma sobre a outra, demonstrando assim como é que as estrela duplas podem influenciar o ambiente que as rodeia e deixando pistas para os cientistas decifrarem.
Existem outras estrelas velhas no final das suas vidas que têm também um meio circundante estranho, como os astrônomos têm vindo a observar tanto com o ALMA como com outros telescópios. No entanto, nem sempre é claro se as estrelas são isoladas, como o Sol, ou duplas, como Mira. Mira A, a sua misteriosa companheira e a sua bolha em forma de coração fazem todas parte desta história.
As novas observações de Mira A e da sua companheira foram descritas neste mês num artigo científico no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO