Novos telescópios "caçadores" de exoplanetas no Paranal

O Next-Generation Transit Survey (NGTS) viu sua primeira luz no Observatório do Paranal do ESO, no norte do Chile.

© ESO/G. Lambert (Next-Generation Transit Survey)

Este projeto procurará exoplanetas em trânsito, planetas que passam em frente da sua estrela progenitora, dando por isso origem a uma pequena diminuição do brilho estelar, a qual pode ser detectada por instrumentos muito sensíveis. O foco dos telescópios será a descoberta de planetas do tamanho de Netuno e menores, com diâmetros entre duas e oito vezes o da Terra.

O Next-Generation Transit Survey (NGTS) é um sistema de observação de campo largo composto por uma rede de doze telescópios, cada um com uma abertura de 20 centímetros. Esta nova infraestrutura, construída por um consórcio do Reino Unido, Suíça e Alemanha, está instalada no Observatório do Paranal do ESO, no norte do Chile, tirando assim partido das soberbas condições de observação, assim como das excelentes estruturas de apoio disponíveis no local.
“Precisávamos de um local onde tivéssemos muitas noites claras e o ar fosse límpido e seco, de modo a efetuarmos medições muito precisas o mais frequentemente possível, o Paranal foi de longe a melhor escolha”, diz Don Pollacco da Universidade de Warwick no Reino Unido e um dos líderes do projeto NGTS.
O NGTS foi concebido para operar em modo robótico e irá monitorar de forma contínua o brilho de centenas de milhares de estrelas comparativamente brilhantes do céu austral. A infraestrutura procura exoplanetas em trânsito e atingirá um nível de precisão na medição do brilho das estrelas - um em um milhão, nunca antes alcançado em instrumentos de rastreio de campo largo operando no solo. A missão Kepler da NASA, que se encontra em órbita, atinge uma maior precisão nas medições de brilhos estelares, no entanto investiga uma região do céu menor que o NGTS. A procura NGTS mais alargada encontrará exemplos mais brilhantes de pequenos exoplanetas e por isso mais adequados a um estudo detalhado.
A enorme precisão na medição do brilho ao longo de um campo largo é tecnicamente complexa de atingir, mas toda a tecnologia chave do NGTS foi já demonstrada num sistema protótipo menor, que esteve em operação em La Palma, nas Ilhas Canárias, entre 2009 e 2010. O NGTS  baseia-se também no êxito obtido com a experiência SuperWASP, que tem liderado até agora a detecção de planetas gigantes gasosos.
As descobertas do NGTS serão subsequentemente estudadas usando outros telescópios maiores, incluindo o Very Large Telescope do ESO. Um dos objetivos é encontrar planetas pequenos que sejam suficientemente brilhantes para que se possa medir a sua massa. A partir daí podemos deduzir densidades, as quais por seu turno dão informação sobre a composição dos planetas. Poderá também ser possível investigar a atmosfera dos exoplanetas durante o trânsito, já que nessa altura parte da radiação estelar passa através da atmosfera do planeta, se este a possuir, deixando uma assinatura minúscula mas possível de detectar. Até agora apenas algumas observações deste gênero foram executadas, mas o NGTS deverá mostrar muito mais alvos potenciais.
Este é o primeiro projeto de telescópio que é acolhido, mas não operado, pelo ESO no Paranal. Alguns projetos do mesmo tipo estão em operação no mais antigo observatório de La Silla. Os dados NGTS irão para o sistema de arquivo do ESO e ficarão disponíveis a todos os astrônomos durante as próximas décadas.
Peter Wheatley, um dos líderes de projeto NGTS da Universidade de Warwick, conclui: “Estamos muito entusiasmados com a perspectiva de começar a procurar planetas pequenos em torno de estrelas próximas. As descobertas NGTS, e as subsequentes observações por outros telescópios no solo e no espaço, constituirão um importante passo em frente no estudo de atmosferas e composições de pequenos planetas como a Terra”.
O consórcio NGTS é composto pela Universidade de Warwick, RU; Queen’s University of Belfast, RU; Universidade de Leicester, RU; Universidade de Cambrigde, RU; Universidade de Genebra, Suíça e DLR Berlim, Alemanha.

Fonte: ESO

A Nebulosa Bolha de Sabão

À deriva nos ricos campos estelares da constelação de Cygnus (Cisne), esta nebulosa bela e simétrica só foi reconhecida há alguns anos e ainda não aparece em alguns catálogos astronômicos.

© T. Rector/H. Schweiker (Nebulosa Bolha de Sabão)

Na verdade, o astrônomo amador Dave Jurasevich identificou-a como uma nebulosa em 6 de Julho de 2008, em suas imagens desta complexa região no Cisne, que inclui a Nebulosa Crescente (NGC 6888). Ele posteriormente notificou a International Astronomical Union (IAU).

Apenas onze dias depois, o mesmo objeto foi identificado independentemente por Mel Helm nos observatórios de Sierra Remote, em Sierra Nevada na Califórnia, ao ser fotografado por Keith Quattrocchi e Helm, e também submetido à IAU como uma nebulosa potencialmente desconhecida.

A nebulosa, que aparece à esquerda da imagem em destaque, agora é conhecida como a Nebulosa Bolha de Sabão (PN G75.5+1.7). O que é a nebulosa que acabou de ser reconhecida? Muito provavelmente é uma nebulosa planetária, a fase final da vida de uma estrela parecida com o Sol.

Fonte: NASA

Estudo do disco estelar da galáxia de Andrômeda

Um estudo detalhado dos movimentos de diferentes populações estelares no disco da galáxia de Andrômeda encontrou diferenças marcantes em relação à nossa própria Via Láctea, sugerindo uma história mais violenta de fusões com galáxias mais pequenas no passado recente de Andrômeda.

© Ben Williams/PHAT (campo estelar lotado no disco da galáxia de Andrômeda)

A estrutura interna e os movimentos do disco estelar de uma galáxia espiral possuem informações importantes para a compreensão da história de formação dessa galáxia. A galáxia de Andrômeda, também chamada M31, é a galáxia espiral mais próxima da Via Láctea no Grupo Local.

"Em Andrômeda temos a combinação única de uma visão global e detalhada de uma galáxia parecida com a nossa. Temos muitos detalhes na nossa própria Via Láctea, mas não temos uma perspetiva global e externa," afirma Puragra Guhathakurta, professor de astronomia e astrofísica da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, EUA.

O novo estudo, liderado por Guhathakurta e por Claire Dorman, estudante de doutoramento da mesma universidade, combina dados de dois grandes levantamentos de estrelas em Andrômeda, um realizado no observatório W. M. Keck no Havaí e o outro usando o telescópio espacial Hubble. O estudo SPLASH (Spectroscopic and Photometric Landscape of Andromeda's Stellar Halo) usou o espectrógrafo DEIMOS para medir as velocidades radiais de mais de 10.000 estrelas brilhantes e individuais em Andrômeda. O estudo PHAT (Panchromatic Hubble Andromeda Treasury) concluído recentemente fornece imagens de alta resolução em seis comprimentos de onda diferentes para mais da metade dessas estrelas.

"A alta resolução das imagens do Hubble permite-nos separar estrelas no disco lotado de Andrômeda, e a grande cobertura em diversos comprimentos de onda permite-nos subdividir as estrelas em subgrupos de acordo com a idade," afirma Dorman, que apresentou os achados na semana passada na reunião de inverno da Sociedade Astronômica Americana em Seattle. O estudo exibe a velocidade e dispersão de estrelas jovens, de idade média e velhas no disco de Andrômeda, o primeiro do gênero numa galáxia que não a nossa.

© ESA/Claire Dorman (espectrografia medindo as velocidades radiais de estrelas)

Os pontos mostram as posições das estrelas no estudo espectroscópico sobrepostos numa imagem da galáxia de Andrômeda (M31). As cores dos pontos variam consoante a sua velocidade relativamente à Via Láctea, medida usando o espectrógrafo DEIMOS acoplado ao telescópio Keck II. O centro de M31 move-se na nossa direção a cerca de 300 km/s, pelo que as estrelas a nordeste do centro têm velocidades mais positivas, o que indica que se afastam de nós, em relação ao centro de M31.

A análise de Dorman revelou uma tendência clara em relação à idade estelar, em que as estrelas mais jovens mostram um movimento relativamente ordeiro em torno do centro da galáxia de Andrômeda, enquanto as estrelas mais velhas exibem movimentos muito mais desordenados. As estrelas da população mais comportada movem-se de forma coerente, quase com a mesma velocidade, e as estrelas da população desordeira têm uma gama maior de velocidades, o que implica uma maior dispersão espacial.

"Se pudéssemos olhar para o disco de lado, a população coerente de estrelas mais ordenadas se situariam num plano muito delgado, enquanto as estrelas da população desordeira formariam uma camada muito mais 'inchada'," explicou Dorman.

Os pesquisadores consideraram cenários diferentes de formação e evolução do disco galáctico para explicar as suas observações. Um cenário envolve a perturbação gradual de um disco pacato de estrelas como resultado de fusões com pequenas galáxias-satélite. Estudos anteriores encontraram evidências de tais fusões em correntes estelares de maré no halo prolongado de Andrômeda, que parecem ser restos de galáxias anãs canibalizadas. Segundo Dorman, as estrelas dessas galáxias podem também sofrer acreção na direção do disco, mas a acreção por si só não consegue explicar o aumento observado na velocidade de dispersão em relação à idade estelar.

Um cenário alternativo envolve a formação do disco estelar a partir de um disco inicialmente espesso de gás que gradualmente assentou. As estrelas mais velhas formaram-se enquanto o disco de gás estava ainda numa configuração inchada e desordenada. Ao longo do tempo, o disco de gás assentaria numa configuração mais fina com movimento mais ordenado, e as estrelas mais jovens se formariam no disco com uma configuração também mais pacífica.

Dorman explica que a combinação destes mecanismos pode explicar as observações da equipe. "As nossas descobertas motivam os teóricos a realizar simulações de computador mais detalhadas destes cenários", acrescenta.

A comparação com a Via Láctea revelou diferenças substanciais que sugerem que Andrômeda teve uma história de acreção mais violenta no passado recente. "Mesmo as estrelas mais bem ordenadas de Andrômeda não estão tão bem ordenadas como as estrelas no disco da Via Láctea," considera Dorman.

No paradigma atualmente favorecido da formação de estruturas no Universo, pensa-se que galáxias como Andrômeda e a Via Láctea cresceram graças à canibalização de galáxias-satélite mais pequenas e pela acreção das suas estrelas e gás. Os cosmólogos preveem que 70% dos discos do tamanho do de Andrômeda e do da Via Láctea devem ter interagido com pelo menos uma galáxia-satélite de tamanho considerável nos últimos 8 bilhões de anos. O disco da Via Láctea é demasiado bem ordenado para isso ter acontecido, enquanto o de Andrômeda encaixa muito melhor na previsão.

"Neste contexto, o movimento das estrelas no disco de Andrômeda é mais normal, e a Via Láctea pode simplesmente ser um caso atípico com uma história de acreção invulgarmente quiescente," conclui Guhathakurta.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Determinada posição de Saturno com excelente precisão

Cientistas emparelharam a sonda Cassini da NASA com o radiotelescópio VLBA (Very Long Baseline Array) para determinar a posição de Saturno e da sua família de luas até uma precisão de 4 km.

© NASA/JPL/Space Science Institute (Saturno e alguns de seus satélites)

A medição é cerca de 50 vezes mais precisa do que aquelas fornecidas por telescópios óticos terrestres. Este feito melhora o conhecimento da órbita de Saturno e beneficia a navegação de sondas espaciais e a pesquisa física básica.

A equipe de pesquisadores usou o VLBA, um conjunto gigante de radiotelescópios espalhados desde o Havaí até às Ilhas Virgens, para localizar a posição da Cassini à medida que orbitou Saturno durante a última década ao receber o sinal do transmissor de rádio da sonda. Combinaram esses dados com informação acerca da órbita da Cassini obtida pela rede DSN (Deep Space Network) da NASA. As observações combinadas permitiram com que os cientistas fizessem a determinação mais precisa, até agora, da posição do centro de massa, ou baricentro, de Saturno e das suas várias luas.

A equipe de estudo inclui pesquisadores do JPL (Jet Propulsion Laboratory) da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia, e do NRAO (National Radio Astronomy Observatory) em Socorro, Novo México, EUA. Os cientistas apresentaram o seu trabalho na 225ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Seattle.

A nova medição foi possível graças a dois fatores: a presença a longo prazo da Cassini no sistema de Saturno e a capacidade do VLBA em discernir detalhes extremamente pequenos. O resultado é uma tabela muito melhorada das posições previstas de objetos no sistema saturniano, conhecida também como efeméride. As efemérides são ferramentas básicas da astronomia.

"Este trabalho é um grande passo em direção a juntar o nosso conhecimento das órbitas dos planetas exteriores do nosso Sistema Solar com as dos planetas interiores," afirma Dayton Jones do JPL, que liderou o estudo.

A informação posicional aprimorada vai ajudar a melhorar a navegação precisa de naves interplanetárias e ajudar a refinar as medições das massas de objetos do Sistema Solar. Vai também melhorar as previsões de quando Saturno ou os seus anéis passam em frente de estrelas de fundo, eventos que oferecem uma variedade de oportunidades de pesquisa para os astrônomos.

As medições da posição da Cassini pelo VLBA até ajudaram cientistas que queriam fazer testes cada vez mais rigorosos da teoria da relatividade geral de Einstein, observando pequenas mudanças nas posições aparentes de buracos negros ativos, ou quasares, à medida que Saturno parece passar à sua frente no céu.

A equipe de navegação da Cassini, encarregada de desenhar a viagem da sonda em torno de Saturno, começou a usar as novas informações posicionais, fornecidas por este estudo em curso, em 2013. As novas efemérides permitiram-lhes desenhar manobras melhores para a sonda, levando a uma maior conservação de combustível. Anteriormente, os navegadores faziam as suas próprias estimativas das posições de Saturno e dos seus satélites usando dados recolhidos através do sinal de rádio da Cassini durante as suas comunicações com a Terra. Os novos cálculos, reforçados pelos dados do VLBA, são cerca de 20 vezes mais precisos.

Jones e colegas planejam continuar as observações conjuntas do VLBA e da Cassini até ao fim da missão saturniana em 2017. A equipe pretende usar técnicas similares para observar o movimento da sonda Juno da NASA quando alcançar Júpiter em meados de 2016. Esperam também melhorar o conhecimento orbital desse planeta gigante.

Fonte: NASA

O núcleo da Via Láctea gera ventos de 3,2 milhões de km/h

Na época quando os ancestrais humanos tinham recentemente começado a andar de forma ereta, o núcleo da Via Láctea passava por uma erupção titânica, fazendo com que gases e outros materiais fossem expelidos a uma velocidade de 3,2 milhões de quilômetros por hora.

© STScI/A. Feild (ilustração do fluxo de luz de distante quasar)

Agora, no mínimo 2 milhões de anos depois, os astrônomos estão testemunhando a consequência dessa explosão: nuvens de gás formando torres de cerca de 30.000 anos-luz acima e abaixo do plano da nossa galáxia.

A enorme estrutura foi descoberta a cinco anos atrás como um brilho de raios gama no céu na direção do centro galáctico. As feições em forma de balão têm sido observadas tanto em raios X como em ondas de rádio. Mas os astrônomos precisaram do telescópio espacial Hubble para medir pela primeira vez a velocidade e a composição dos misteriosos lobos. Eles agora estão calculando a massa do material que está sendo soprado para fora da nossa galáxia, e que poderia levar a determinar a causa da explosão, que tem alguns possíveis cenários.

Os astrônomos propuseram duas origens para os lobos bicolores: um frenético nascimento de estrelas no centro da Via Láctea ou a erupção de um buraco negro supermassivo. Embora os astrônomos têm visto ventos gasosos, compostos de jatos de partículas carregadas, emanando do núcleo de outras galáxias, eles têm agora a chance única de ver o que está acontecendo em detalhe na nossa própria galáxia.

“Quando você olha no centro das outras galáxias, os fluxos parecem muito menores, pois as galáxias estão bem distantes”, disse Andrew Fox do Space Telescope Science Institute, principal pesquisador que conduziu esse estudo. “Mas as nuvens de fluxo que nós estamos vendo estão a somente 25.000 anos-luz de distância na nossa própria galáxia. Nós estamos assistindo tudo, da primeira fileira. Nós podemos estudar os detalhes dessas estruturas. Nós podemos olhar quão grande as bolhas são e podemos medir quanto do céu elas estão cobrindo”.

Os gigantescos lobos, chamados de Bolhas de Fermi, inicialmente foram registrados pelo telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA. A detecção de raios gama de alta energia, sugeria que um evento violento no núcleo da galáxia lançou agressivamente gás energizado no espaço. Para fornecer mais informações sobre os fluxos, Fox usou o instrumento, chamado de Cosmic Origins Spectrograph (COS), para pesquisar a luz ultravioleta de um quasar distante que localiza-se além da base da bolha norte. Impressa na luz à medida que ela viajava através do lobo está a informação sobre a velocidade, a composição, e a temperatura do gás em expansão dentro da bolha, um tipo de informação que só o COS consegue fornecer.

A equipe de Fox foi capaz de medir que o gás perto do lado da bolha está se movendo em direção a Terra e o gás no lado distante está viajando para longe da Terra. O espectro feito pelo COS mostra que o gás está passando pelo centro galáctico a uma velocidade absurda de cerca de 3,2 milhões de quilômetros por hora.

“Isso é exatamente a assinatura que nós sabemos que poderíamos conseguir se esse fosse um fluxo bipolar”, explicou Rongmon Bordoloi do Space Telescope Science Institute. “Essa é a linha de visada mais próxima que temos do centro da galáxia onde nós podemos ver a bolha sendo soprada para fora e energizada”.

As observações feitas com o COS também mediram, pela primeira vez, a composição do material que está sendo varrido na nuvem gasosa. O COS detectou silica, carbono e alumínio, indicando que o gás é enriquecido em elementos pesados produzidos dentro das estrelas e representa o remanescente fóssil da formação da estrela.

O COS mediu a temperatura do gás em aproximadamente 9.700 ºC, que é muito mais fria do que a maior parte dos fluxos de gás super aquecidos que temos por aí, que têm temperaturas de cerca de 1.000.000 ºC. “Nós estamos vendo um gás mais frio, talvez um gás interestelar no disco da nossa galáxia, sendo varrido por um fluxo quente”, explicou Fox.

Esse é o primeiro resultado numa pesquisa de mais de 20 quasares distantes cuja luz passa através do gás dentro ou logo fora das Bolhas de Fermi, como uma agulha furando um balão. Uma análise da amostra completa nos fornecerá a quantidade de massa que está sendo ejetada. Os astrônomos podem então comparar a massa do fluxo com as velocidades em vários locais nas bolhas para determinar a quantidade de energia necessária para gerar tal explosão e possivelmente revelar a origem do evento explosivo.

Uma possível causa para os fluxos é uma frenética formação de estrelas perto do centro galáctico que produz supernovas, que sopram o gás. Outro cenário é uma estrela ou um grupo de estrelas que está caindo no buraco negro supermassivo do centro da Via Láctea. Quando isso acontece, o gás super aquecido pelo buraco negro explode profundamente no espaço. Devido ao fato das bolhas terem um período de vida curto, se comparado com a idade da nossa galáxia, ele sugere que isso pode ser um fenômeno que está se repetindo na história da Via Láctea. Independente do que gerou isso, provavelmente ocorre de forma episódica, talvez somente quando o buraco negro possui uma concentração de material.

“Podem existir repetidas ejeções de material que foram sopradas, e nós estamos registrando somente a última. Estudando a luz desses outros quasares, no nosso programa, nós seremos capazes de detectar os fósseis dos fluxos anteriores”, disse Fox.

Ventos galácticos são comuns nas galáxias de formação de estrelas, como a M82, que está gerando estrelas de maneira furiosa em seu núcleo. “Parece existir um link entre a quantidade de formação de estrelas e se os fluxos acontecem ou não”, disse Fox. “Embora de maneira geral atualmente a Via Láctea produza de forma moderada uma ou duas estrelas em um ano, existe uma grande concentração de regiões de formação de estrelas, perto do centro da galáxia”.

© Hubble (M82)

Os resultados obtidos por Fox serão publicados no The Astrophysical Journal e foi apresentado no encontro da American Astronomical Society na semana passada, em Seatle.

Fonte: NASA

Espiral espetacular pode envolver a Via Láctea

Mapear uma galáxia não é fácil quando se vive dentro dela. Astrônomos precisaram de um século inteiro após a descoberta da primeira espiral celestial para provar que a própria Via Láctea é uma espiral gigante.

© Hubble (M51)

Seus braços espirais comprimem gás e poeira interestelar, fazendo com que nuvens de gás se tornem densas, colapsem e criem novas estrelas; as estrelas recém-nascidas mais brilhantes iluminam os braços com tanta glória que galáxias espirais parecem brilhantes furacões cósmicos. A Via Láctea tem vários desses braços. Agora, astrônomos da China descobriram que um deles pode circundar a galáxia inteira, colocando nosso lar galáctico em um grupo de elite entre seus vizinhos espirais.
O braço espiral é chamado de Scutum-Centaurus, em homenagem a duas das constelações vistas a partir da Terra por onde ele passa. Mesmo antes da nova descoberta, muitos astrônomos consideravam Scutum-Centaurus um dos maiores braços espirais da Via Láctea. Ele surge na extremidade da barra da Via Láctea, uma longa estrutura em forma de charuto no centro da galáxia. O braço se estica para fora em sentido anti-horário, passando entre nós e o centro galáctico antes de se estender totalmente até o outro lado da Via Láctea. Em 2011, astrônomos descobriram que esse braço chega até o lado mais distante da galáxia e volta a se aproximar do nosso lado.
Agora o astrônomo Yan Sun do Observatório da Montanha Púrpura em Nanjing, na China, e seus colegas sugerem que o Braço Scutum-Centaurus pode se estender ainda mais longe. Usando um grande radiotelescópio com um prato de 13,7 metros, os astrônomos procuraram as densas nuvens de gás interestelar que marcam braços espirais. Esse gás é composto principalmente de hidrogênio molecular, algo difícil de detectar. Em vez disso, a equipe de Sun procurou ondas de rádio da segunda molécula mais numerosa, o gás monóxido de carbono.
Os astrônomos detectaram 48 nuvens moleculares novas, além de 24 outras que pesquisadores anteriores já haviam observado na galáxia exterior. As nuvens ficam cerca de duas vezes mais longe do centro da galáxia que nosso Sistema Solar: enquanto o Sol está localizado a cerca de 27 mil anos-luz do centro galáctico, as novas nuvens ficam de 46 a 67 mil anos-luz de distância. Essas 72 nuvens se alinham ao longo de um segmento anteriormente desconhecido do braço espiral que tem cerca de 30 mil anos-luz de comprimento.

© NASA/JPL-Caltech/SSC/Robert Hurt (braço ao redor da galáxia)

No quadro acima a extensão de 2011 desse braço está marcada pelos símbolos azul-turquesa no canto inferior direito, enquanto a nova extensão é marcada pelos símbolos azul-turquesa no canto superior direito. O Sol é o ponto vermelho no Braço de Órion (Local).

O mais impressionante é que o segmento pode se estender da parte mais externa de Scutum-Centaurus, o que tornaria esse braço ainda mais longo. Se for o caso, o braço realmente realiza um giro de 360 graus ao redor da galáxia. Mas existe um problema: um intervalo com 40 mil anos-luz de comprimento entre o fim do segmento que astrônomos descobriram em 2011 e o início do novo. Assim, apesar de que as nuvens quase certamente representam a descoberta de um novo segmento de braço espiral, ele pode não ser realmente parte do Braço Scutum-Centaurus. Felizmente, cientistas sabem como testar a nova alegação: procurar por nuvens moleculares no intervalo.

Se a proposta se sustentar, nossa galáxia vista de longe deve ser mais impressionante do que se pensava anteriormente. A maioria das espirais é modesta, mas algumas galáxias prestigiosas, conhecidas como Espirais de “Grand Design”, ostentam sua beleza. O protótipo é a incrível Galáxia do Rodamoinho (M51 ou NGC 5194), uma das mais belas em todo o Universo. O Rodamoinho provavelmente deve sua aparência formidável a uma galáxia que a orbita, acelerando seu disco e intensificando sua espiral. Em nossa galáxia, a barra em rotação pode desempenhar um papel semelhante, e a tentadora descoberta de um braço espiral em 360 graus, aponta Benjamin, certamente fortalece a ideia de que nós também vivemos em uma tão atraente que pode provocar inveja em suas vizinhas espirais a milhões de anos-luz de distância.

Este assunto foi relatado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Scientific American

Vista panorâmica da galáxia de Andrômeda

O telescópio espacial Hubble captou esta visão panorâmica arrebatadora de um terço da galáxia de Andrômeda, sendo a maior e mais nítida imagem composta da nossa galáxia vizinha.

© Digitized Sky Survey/Robert Gendler (galáxia de Andrômeda)

A imagem de campo largo acima mostra a galáxia de Andrômeda (M31) e a sua companheira M32 (por baixo do centro) e NGC 205 (acima à direita). A imagem mostra o contorno da extensão do novo estudo PHAT com o Hubble e o retângulo no seu interior é a imagem mostrada logo abaixo da página.

Embora a galáxia está a mais de 2 milhões de anos-luz de distância, o telescópio espacial Hubble é poderoso o suficiente para decifrar estrelas individuais num trecho de 61.000 anos-luz de comprimento do disco em forma de panqueca da galáxia. É como fotografar uma praia com resolução de grãos de areia individuais. Nesta vista deslumbrante existem mais de 100 milhões de estrelas e milhares de aglomerados de estrelas vistos embutidos no disco.
Esta cartografia fotográfica ambiciosa da galáxia de Andrômeda representa um novo ponto de referência para estudos de precisão de grandes galáxias espirais que dominam a população do Universo de mais de 100 bilhões de galáxias. Os astrônomos nunca foram capazes de ver estrelas individuais dentro de uma galáxia espiral externa sobre uma área contígua tão extensa como observada agora.

Os grandes grupos de estrelas azuis da galáxia indicam as posições de aglomerados estelares e regiões de formação estelar nos braços espirais, enquanto as silhuetas escuras das regiões sombrias mostram estruturas complexas de poeira. Subjacente à galáxia inteira, está uma distribuição harmoniosa de estrelas vermelhas mais frias que rastreiam a evolução da galáxia de Andrõmeda ao longo de bilhões de anos.

A galáxia de Andrômeda está a apenas 2,5 milhões de anos-luz da Terra, é um alvo muito maior no céu do que as galáxias que o Hubble rotineiramente fotografa e que se encontram a bilhões de anos-luz. O levantamento realizado pelo Hubble através de 7.398 exposições formou um conjunto de 411 imagens que foram agrupadas num mosaico.

Este panorama é o produto do programa PHAT (Panchromatic Hubble Andromeda Treasury). Foram captadas imagens da galáxia no ultravioleta próximo, no visível e no infravermelho próximo, usando a câmara ACS (Advanced Camera for Surveys) a bordo do Hubble. A imagem mostra um trecho de 48.000 anos-luz de comprimento da galáxia em cores visíveis e naturais, fotografada através de filtros vermelhos e azuis.

© Phat/Robert Gendler (parte da galáxia de Andrômeda)

Veja o mosaico da galáxia de Andrômeda através da ferramenta zoom.

O mosaico foi apresentado durante a 225ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Seattle.

Fonte: Astronomy

Nos braços da galáxia espiral NGC 1097

A galáxia espiral NGC 1097 brilha no céu do sul, a cerca de 45 milhões de anos-luz de distância na constelação da Fornalha (Fornax).

© SSRO (NGC 1097)

Seus braços espirais azuis estão manchados com regiões de nascimento estelar em cor de rosa neste colorido retrato da galáxia. Eles parecem ter envolvido uma pequena galáxia companheira abaixo e à esquerda do centro, a cerca de 40.000 anos-luz do núcleo luminoso da espiral.

Entretanto, isto não é a única característica peculiar da NGC 1097. Em exposições muito profundas há indícios de jatos fracos e misteriosos, vistos mais facilmente se estendendo bem além dos braços azulados em direção à esquerda. Na verdade, quatro jatos fracos são identificados, em última análise, nas imagens ópticas da NGC 1097. Os jatos traçam um “X” centrado no núcleo da galáxia, mas provavelmente não se originam lá. Em vez disso, eles poderiam ser correntes estelares muito antigas, as trilhas deixadas pela captura e rompimento de uma galáxia muito menor no passado remoto da grande espiral.

Como uma galáxia Seyfert, o núcleo da NGC 1097 também abriga um buraco negro supermaciço.

Fonte: NASA

Novos exoplanetas em zonas habitáveis!

Astrônomos identificaram 8 novos mundos candidatos em zonas habitáveis, orbitando a uma distância onde a água líquida pode existir na superfície do planeta.

© CfA/David A. Aguilar (ilustração de exoplaneta em zona habitável)

Isso duplica o número de planetas pequenos (menos de duas vezes o diâmetro da Terra) acredita ser na zona habitável de suas estrelas progenitoras. Além disso dois destes exoplanetas são os mais similares à Terra já encontrados, conforme exposto pelos pesquisadores no 225º encontro da American Astronomical Society (AAS). "A maioria desses planetas têm uma boa chance de ser rochoso, como a Terra", diz o principal autor Guillermo Torres, do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CfA).
Os dois exoplanetas mais parecidos com a Terra do grupo são Kepler-438b e Kepler-442b. Ambos orbitam estrelas anãs que são menores e mais frias do que o nosso Sol. O exoplaneta Kepler-438b orbita a sua estrela a cada 35 dias, enquanto Kepler-442b completa uma órbita a cada 112 dias. Com um diâmetro de apenas 12% maior que a Terra, Kepler-438b tem uma chance de 70% de ser rochoso, de acordo com os cálculos da equipe. O Kepler-442b é cerca de um terço maior que a Terra, mas ainda tem uma chance de 60% de ser rochoso.
Para estar na zona habitável, um exoplaneta deve receber cerca de tanta luz solar como a Terra. O Kepler-438b recebe cerca de 40% mais luz do que a Terra. Em comparação, Vênus recebe duas vezes mais radiação solar que a Terra. Como resultado, a equipe calcula que tem uma probabilidade de 70%de estar na zona habitável de sua estrela. O Kepler-442b recebe cerca de dois terços de luz que a Terra. Os cientistas dão uma chance de 97% na zona habitável.
"Nós não sabemos com certeza se quaisquer destes exoplanetas em nossa amostra são verdadeiramente habitáveis", explica David Kipping do CfA. Antes disso, os dois planetas mais parecidos com a Terra conhecidos foram o Kepler-186f, que é 1,1 vezes do tamanho da Terra e recebe 32% de luz, e o Kepler-62f, que é 1,4 vezes o tamanho da Terra e recebe 41% de tanta luz.

Um método para confirmar a existência de um exoplaneta em trânsito é executar uma verificação da sua velocidade radial para saber se a estrela hospedeira sofre efetivamente os efeitos gravitacionais causados pelo exoplaneta. No entanto, em diversos casos, as estrelas progenitoras residem a distâncias demasiadamente grandes para permitir uma medição precisa da massa do exoplaneta. O Kepler-438b está localizado 470 anos-luz da Terra, enquanto o Kepler-442b está a cerca de 1.100 anos-luz de distância. Agora, a equipe utilizou um poderoso software, denominado BLENDER, de análise planetária desenvolvido por Guillermo Torres e Francois Fressin, executado no supercomputador Plêiades do centro AMES da NASA. Após a análise pelo BLENDER, a equipe analisou os dados através de espectroscopia de alta resolução, óptica adaptativa de imagem e interferometria para caracterizar completamente os sistemas. Essas observações de acompanhamento também revelaram que quatro dos exoplanetas recente descobertos estão em sistemas múltiplos de estrelas. No entanto, as estrelas companheiras estão distantes e não influenciam significativamente nos exoplanetas.
Este é o mesmo método que foi usado anteriormente para validar algumas das descobertas mais emblemáticos do Kepler, incluindo os dois primeiros planetas do tamanho da Terra em torno de uma estrela semelhante ao Sol e o primeiro exoplaneta menor do que Mercúrio.
A similaridade em questão se refere ao tamanho e composição química dos dois exoplanetas, e não sobre outras características mais amplas tais como as estrelas hospedeiras. Diferentemente do nosso Sol, uma estrela anã amarela classe G, a estrela primária do sistema Kepler-438b é uma anã vermelha, enquanto que Kepler-442b orbita uma estrela anã laranja classe K.

O documento que apresenta estes resultados foi aceito para publicação no Astrophysical Journal e está disponível online.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrelas e poeira na Coroa Austral

Nuvens de poeira cósmica e estrelas jovens e enérgicas povoam esta vista telescópica.

© Johannes Schedler (Coroa Austral)

Estas nuvens de poeira estão a menos de 500 anos-luz de distância na direção da fronteira norte da constelação da Corona Australis (Coroa Austral). As nuvens de poeira bloqueiem efetivamente a luz das mais distantes estrelas de fundo na Via Láctea.

Entretanto, o complexo impressionante de nebulosas de reflexão, catalogadas como NGC 6726, NGC 6727 e IC 4812, produz uma cor azul característica porque a luz de estrelas quentes e jovens da região é refletida pela poeira cósmica. A poeira também obscurece a nossa visão de estrelas ainda em processo de nascimento.

À esquerda, a pequena nebulosa amarelada NGC 6729 se curva em torno da jovem estrela variável R Coronae Australis. Logo abaixo dela, arcos brilhantes e loops gerados pelos fluxos a partir de estrelas recém-nascidas embutidas que são identificados como objetos Herbig-Haro.

No céu, este campo de visão se estende por cerca de 1 grau. Isso corresponde a quase 9 anos-luz à distância estimada da região de nascimento estelar próxima.

Fonte: NASA

Para onde foram todas as estrelas?

Nesta intrigante nova imagem do ESO parecem faltar algumas das estrelas.

© ESO (LDN 483)

No entanto, o vazio negro que vemos neste campo estelar resplandecente não é na realidade um buraco, mas sim uma região do espaço cheia de gás e poeira, uma nuvem escura chamada LDN 483 (Lynds Dark Nebula 483). O catálogo Lynds Dark Nebula (Nebulosas Escuras de Lynds) foi compilado pela astrônoma americana Beverly Turner Lynds e publicado em 1962. Estas nebulosas escuras foram descobertas por inspeção visual de placas fotográficas do Palomar Sky Survey. Tais nuvens são o local de nascimento de futuras estrelas. O Wide Field Imager, um instrumento montado no telescópio ESO/MPG de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, captou esta imagem da nebulosa escura LDN 483 e do seu meio circundante.

A LDN 483 situa-se a cerca de 700 anos-luz de distância, na constelação da Serpente. A nuvem contém material poeirento em quantidade suficiente para bloquear por completo a radiação visível emitida pelas estrelas que se encontram no campo de fundo. Nuvens moleculares particularmente densas, como é o caso da LDN 483, classificam-se como nebulosas escuras devido às suas propriedades de obscurecimento. A natureza sem estrelas da LDN 483, e de outras nuvens do mesmo estilo, poderia sugerir que estes são locais onde as estrelas não nascem nem crescem mas, de fato, passa-se exatamente o oposto: as nebulosas escuras oferecem um meio extremamente fértil a uma eventual formação estelar.
Os astrônomos que estudam a formação estelar na LDN 483 descobriram algumas das estrelas mais jovens que se podem observar enterradas no interior oculto da nebulosa. Podemos pensar nestas estrelas em gestação como ainda dentro do “útero”, não tendo ainda nascido como estrelas imaturas mas já completas.
Nesta primeira fase do desenvolvimento estelar, a protoestrela é apenas uma bola de gás e poeira que se contrai sob a força da gravidade no interior da nuvem molecular que a envolve. A protoestrela está ainda muito fria, cerca de -250º Celsius, brilhando apenas nos comprimentos de onda longos do submilímetro. No entanto, tanto a temperatura como a pressão começam a aumentar no núcleo da jovem estrela. O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), operado em parte pelo ESO, observa na radiação submilimétrica e milimétrica, sendo ideal para estudar este tipo de estrelas muito jovens em nuvens moleculares.
Este período mais inicial da formação estelar dura apenas alguns milhares de anos, um tempo bastante curto em termos astronômicos, tendo em conta que as estrelas vivem tipicamente durante milhões ou bilhões de anos. Nas fases seguintes, ao longo de vários milhões de anos, a protoestrela irá tornar-se cada vez mais quente e densa. A sua emissão aumentará em termos de energia, passando gradualmente da radiação fria do infravermelho longínquo, ao infravermelho próximo e finalmente à radiação visível. A anteriormente protoestrela muito tênue ter-se-á então transformado numa estrela completamente luminosa e resplandescente.
À medida que mais e mais estrelas forem emergindo das profundezas escuras da LDN 483, a nebulosa escura se dispersará, perdendo a sua opacidade. As estrelas no campo de fundo que se encontram atualmente escondidas aparecerão, mas apenas após milhões de anos, e nesse momento serão ofuscadas pelas jovens estrelas brilhantes que acabaram de nascer na nuvem.

Fonte: ESO

25º aniversário do Hubble: Pilares da Criação

Para celebrar 25 anos (1990-2015) de exploração do Universo desde a baixa órbita da Terra, as câmeras do telescópio espacial Hubble foram usadas para revisitarem sua imagem mais icônica.

© Hubble (Pilares da Criação)

O resultado é essa visão mais nítida e ampla da região denominada de Pilares da Criação, e que foi imageada pela primeira vez pelo Hubble em 1995. As estrelas estão se formando nas profundezas dentro das estruturas em forma de torres. As colunas de gás frio e poeira com anos-luz de comprimento estão a cerca de 6.500 anos-luz de distância da Terra na M16, a Nebulosa da Águia, localizada na direção da constelação da Serpens. Esculpidos e erodidos pela luz ultravioleta energética e pelos poderosos ventos do aglomerado de estrelas jovens e massivas da M16, os pilares cósmicos estão destinados a serem destruídos. Mas o ambiente turbulento de formação de estrelas dentro da M16 cujos detalhes espetaculares são captados nessa imagem do Hubble feita na luz visível, é provavelmente, muito similar ao ambiente onde o nosso Sol se formou.

Fonte: NASA

Chandra detecta explosão recorde de buraco negro da Via Láctea

Astrônomos observaram a maior explosão de raios X já detectada a partir do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea.

© Chandra (explosão de raios X do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea)

Este evento, detectado pelo observatório de raios X Chandra da NASA, levanta questões sobre o comportamento deste buraco negro gigante e do seu ambiente circundante.

O buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia, chamado Sagitário A* (Sgr A*), tem uma massa estimada em cerca de 4,5 bilhões de vezes a massa do nosso Sol.

Os astrônomos fizeram a inesperada descoberta enquanto usavam o Chandra para observar como Sgr A* reagia a uma nuvem próxima de gás conhecida como G2.

"Infelizmente, a nuvem de gás G2 não produziu os fogos de artifício que esperavamos quando chegou perto de Sgr A*," disse a pesquisadora Daryl Haggard, de Amherst College, no estado americano de Massachusetts.

No dia 14 de Setembro de 2013, Haggard e a sua equipa detetaram uma explosão de raios X, oriunda de Sgr A*, 400 vezes mais brilhante do que o habitual. Esta "megaexplosão" foi quase três vezes mais brilhante que a anterior no início de 2012. Depois de Sgr A* acalmar, o Chandra observou outra enorme erupção de raios X 200 vezes mais brilhante do que o habitual no dia 20 de Outubro de 2014.

Os astrônomos estimam que G2 esteve o mais próximo do buraco negro na Primavera de 2014, a uma distância de 24,1 bilhões de quilômetros. A erupção observada pelo Chandra em Setembro de 2013 estava cerca de 100 vezes mais perto do buraco negro, o que torna o evento provavelmente não relacionado com G2.

Os pesquisadores têm duas teorias principais para o que fez com que Sgr A* entrasse em erupção desta forma extrema. A primeira é que um asteroide chegou muito perto do buraco negro supermassivo e foi dilacerado pela sua gravidade. Os detritos desta perturbação de marés ficaram muito quentes e produziram raios X antes de desaparecerem para sempre pelo horizonte de eventos do buraco negro.

"Se foi um asteroide, provavelmente andou ao redor do buraco negro durante um par de horas, como água que circula no ralo, antes de cair," afirma Fred Baganoff do Instituto de Tecnologia de Massachusetts em Cambridge, EUA. "Esta é apenas a duração da maior erupção de raios X, por isso é uma pista intrigante para ser considerada."

Se esta teoria estiver correta, significa que os astrônomos podem ter encontrado evidências da maior erupção de raios X já provocada por um asteroide, depois de ser dilacerado por Sgr A*.

A segunda teoria é que as linhas do campo magnético dentro do gás que flui em direção a Sgr A* podem ter ficado "apertadas" e emaranhadas. Estas linhas de campo podem, ocasionalmente, reconfigurar-se e produzir uma explosão brilhante de raios X. Estes tipos de erupções magnéticas são observadas no Sol, e as erupções de Sgr A* têm padrões semelhantes de intensidade.

"No fim de contas, ainda não se sabe o que provocou e provoca estas explosões gigantes de Sgr A*," afirma Gabriele Ponti do Instituto Max Planck para Astrofísica em Garching, na Alemanha. "Estes eventos raros e extremos dão-nos uma oportunidade única de usar um simples fio de matéria em queda para compreender a física de um dos objetos mais bizarros da nossa Galáxia."

Além das explosões gigantes, a campanha de observação de G2 com o Chandra também recolheu mais dados sobre um magnetar: uma estrela de nêutrons com um forte campo magnético, localizada perto de Sgr A*. Este magnetar está atravessando um período longo de erupções de raios X e os dados do Chandra estão permitindo com que os astrônomos compreendam melhor este objeto invulgar.

Os resultados foram apresentados na 225ª reunião da Sociedade Astronômica Americana, realizada em Seattle.

Fonte: NASA

Um cone, uma pele de raposa e uma árvore de Natal

O que há de comum entre um cone, a pele de uma raposa e uma árvore de Natal?

© R. Colombari & F. Antonucci (NGC 2264)

Resposta: todos eles estão na constelação do Unicórnio (Monoceros). A imagem acima retrata uma região de formação de estrelas, catalogada como NGC 2264, um emaranhado complexo de gás e poeira cósmica localizado a cerca de 2.700 anos-luz, uma mistura de nebulosas de emissão avermelhadas excitadas por luz energética de estrelas recém-nascidas com escuras nuvens de poeira interestelar.

Quando nuvens de poeira e qualquer outra perturbação se encontram perto de estrelas quentes e jovens, elas também refletem a luz das estrelas, formando uma nebulosa de reflexão azul. A imagem se estende com o diâmetro de uma lua cheia, que abrange cerca de 30 anos-luz à distância de NGC 2264. Seu elenco de personagens cósmicos inclui a Nebulosa da Raposa, que está no canto superior esquerdo, a brilhante estrela variável S Mon, imerso na neblina de cor azul logo abaixo da pele da raposa e, a Nebulosa do Cone na extrema direita. Naturalmente, as estrelas de NGC 2264 também são conhecidas como o aglomerado de estrelas da árvore de Natal. A forma triangular da árvore traçada pelas estrelas aparece aqui de lado, com seu ápice na Nebulosa do Cone e sua ampla base centrada perto da estrela mais brilhante.

Fonte: NASA

A fragmentação de asteroides pequenos

Conhecem-se centenas de milhares de asteroides que orbitam o nosso Sol a distâncias que variam entre perto da Terra e para além de Saturno.

© NASA/JHUAPLNEAR (asteroide Eros)

Esta imagem, captada pela missão NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) da NASA em 2000, mostra o asteroide Eros, que tem uma órbita que o aproxima relativamente perto da Terra. Um novo artigo científico argumenta que a maior causa da fragmentação de asteroides pequenos, com aproximadamente 100 metros de diâmetro, não são as colisões com outros asteroides, mas a rápida rotação induzida por radiação.

A coleção mais conhecida de asteroides, o cinturão principal, contém alguns dos maiores e mais brilhantes e encontra-se entre as órbitas de Marte e de Júpiter. Os astrônomos pensam que os asteroides, tal como os planetas, formaram-se no início do Sistema Solar a partir da aglomeração gradual de partículas mais pequenas mas que, no caso dos asteroides, o seu crescimento foi interrompido por colisões mútuas que os fragmentou em vez de se juntarem em planetas. Esta é uma hipótese que os astrônomos estão tentando testar através da obtenção de novos dados.

A NASA está atualmente planejando uma missão de redirecionamento de um asteroide como parte do próximo empreendimento espacial humano da agência. Compreender as origens dos tamanhos dos asteroides e identificar um ideal são metas cruciais da NASA.

A taxa de descoberta de asteroides e cometas tem aumentado nos últimos anos graças às novas tecnologias dos detetores. O Sistema Solar é hoje visto como um local muito ativo e repleto de pequenos corpos em evolução (incluindo asteroides) cujas órbitas e tamanhos são moldados pelas interações gravitacionais com os planetas gigantes, mas também por outras forças como colisões e efeitos de radiação. Os efeitos de radiação incluem a evaporação de água gelada ou outros elementos voláteis, expansão térmica diferencial e pressão de radiação, e são críticos para abordar a questão dos tamanhos dos asteroides. Tendo em conta que os asteroides têm formas irregulares, a pressão da luz solar também pode afetar a sua própria radiação para o exterior (dirigida de forma desigual) e fazer com que girem. Quando a rotação é rápida o suficiente, podem quebrar-se.

A "rutura catastrófica" é definida como a quebra de um asteroide em fragmentos menores, cada com metade da massa original. Tradicionalmente, pensava-se que os asteroides pequenos eram criados por colisões entre um corpo principal e um projétil mais pequeno, mas estes eventos parecem ser muito raros, tanto a partir de observações como de modelos novos. Foi recentemente dada uma atenção renovada aos mecanismos de quebra não-colisionais, como os efeitos de radiação, especialmente para asteroides com tamanhos inferiores a algumas centenas de metros.

Tim Spahr, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, e colegas, concluíram um novo conjunto de cálculos para rupturas catastróficas de asteroides no cinturão principal, com base nos resultados de novos estudos de asteroides tênues. Descobriram que para asteroides com aproximadamente cem metros em diâmetro, as colisões não são a principal causa das fragmentações, mas sim uma rotação rápida. E dado que a taxa de colisões depende dos números e tamanhos dos objetos, mas a rotação não, os seus resultados estão em forte discordância com os modelos anteriores de asteroides pequenos criados por colisões.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics