Palomar 12

O aglomerado globular de estrelas Palomar 12 não nasceu na Via Láctea.

© Hubble (Palomar 12)

As estrelas do aglomerado, identificadas pela primeira vez no Palomar Sky Survey são mais jovens do que aquelas encontradas em outros aglomerados globulares de estrelas que vagam pelo halo da Via Láctea.

A posição do Palomar 12 na nossa galáxia e as medidas de movimento, sugerem que seu local de origem foi em algum momento no passado a Galáxia Anã Elíptica Sagitário, uma galáxia satélite da Via Láctea. Perturbada pela maré gravitacional durante encontros próximos, a galáxia satélite perdeu parte de suas estrelas para a Via Láctea. Agora fazendo parte do halo da nossa Galáxia, a captura por maré do Palomar 12 provavelmente ocorreu a cerca de 1,7 bilhões de anos atrás. Visto atrás de um primeiro plano repleto de estrelas “pontiagudas”, nessa imagem nítida do Hubble, o Palomar 12 se espalha por quase 60 anos-luz. Ele está localizado a aproximadamente 60.000 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Capricórnio.

Fonte: ESA

O núcleo de uma galáxia de explosão de estrelas

Qual o motivo de algumas galáxias apresentarem explosão de estrelas enquanto outras não?

© ALMA (nuvens dentro da galáxia NGC 253)

A imagem acima mostra nuvens dentro NGC 253. A região vermelha é a de mais baixa densidade de gás CO em torno de regiões de formação estelar de maior densidade em amarelo.

Para entender a causa a equipe de David Meier do National Radio Astronomy Observatory (NRAO) e do New Mexico Institute of Mining and Technology usou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array  (ALMA) para dissecar um aglomerado de berçários estelares no centro da galáxia NGC 253.

A NGC 253 é também conhecida como Galáxia da Moeda Prateada, ou Galáxia do Dólar Prateado, ou ainda como Galáxia do Sculptor, e foi descoberta em 23 de Setembro de 1783 por Caroline Herschel (irmã de William Herschel).

A galáxia está localizada a aproximadamente 11,5 milhões de anos-luz de distância da Terra e é o membro mais brilhante do Grupo de Galáxias do Sculptor.

Ela é considerada uma galáxia de explosão de estrelas, pois nessa galáxia as estrelas se formam e explodem numa taxa muito alta, incomum se comparada com a maior parte das galáxias conhecidas.

“Todas as estrelas se formam em densas nuvens de poeira e gás. Até agora, os astrônomos não conseguiam ver o que exatamente se passava dentro das galáxias de explosão de estrelas, que a diferenciam das outras galáxias que formam estrelas normalmente”, disse Adam Leroy da Ohio State University em Columbus.

O ALMA mudou isso oferencendo o poder e a potência necessária para resolver as estruturas de formação de estrelas individualmente, mesmo nos sistemas mais distantes. A excepcional resolução do ALMA e a sua sensibilidade permitiram que os pesquisadores identificassem 10 distintas regiões de formação de estrelas no núcleo da NGC 253. Os astrônomos então mapearam a distribuição de cerca de 40 assinaturas no comprimento de onda milimétrico de diferentes moléculas no coração da galáxia. Isso foi crucial já que as diferentes moléculas correspondem às diferentes condições ao redor e onde estão as nuvens formadoras de estrelas.

Por exemplo, o monóxido de carbono corresponde aos massivos envelopes de gás menos denso que fica ao redor dos berçários estelares. Outras moléculas, como o hidrogênio, revelam densas áreas de ativa formação de estrelas. Moléculas ainda mais raras, como H13CN e H13CO+, indicam regiões ainda mais densas.

Comparando a concentração, distribuição e movimento dessas moléculas, os cientistas foram capazes de espiar separadamente as nuvens de formação de estrelas na galáxia, revelando que elas são muito mais massivas, 10 vezes mais densas e muito mais turbulentas do que os mesmos tipos de nuvens observados em galáxias espirais normais.

Essas diferenças sugerem que não é apenas o número de berçários estelares que estabelecem a aceleração de criação de novas estrelas na galáxia, mas também o tipo de berçário estelar que está presente.

Pelo fato das nuvens de formação de estrelas na NGC 253 empacotarem muito material numa pequena região do espaço, elas são simplesmente, lugares melhores para a formação de estrelas com um bom reservatório de material disponível.

“Essas diferenças têm grandes implicações sobre como a galáxia cresce e se desenvolve. O que nós gostaríamos de saber finalmente é se uma galáxia de explosão de estrelas como a NGC 253 não só produz mais estrelas, mas também se ela produz tipos de estrelas diferentes daqueles encontrados, por exemplo, na Via Láctea”, disse Leroy.

Um artigo que relata essa descoberta foi aceito para publicação no Astrophysical Journal.

Fonte: ALMA Observatory

A importância das supernovas na evolução do Universo

Uma equipe de astrônomos do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ) observou a estrela Nova Delphini 2013, que ocorreu em 14 de agosto de 2013.

© NAOJ (ilustração da explosão de uma nova clássica)

Usando o espectófrafo High Dispersion Spectrograph (HDS) do telescópio Subaru de 8,2 metros para observar esse objeto, eles descobriram que a explosão está produzindo uma grande quantidade de lítio (Li). O lítio é um elemento primordial para o estudo da evolução química do Universo, porque ele provavelmente foi e é produzido de várias formas: através da nucleossíntese do Big Bang, em colisões entre raios cósmicos energéticos e do meio interestelar, dentro interior das estrelas, e como resultado de explosões de novas e supernovas. Esta nova observação fornece a primeira evidência direta para o fornecimento de Li de objetos estelares ao meio galáctico. A equipe espera aprofundar os entendimentos da evolução química galáctica, uma vez que explosões de novas deve ser importantes fornecedores de Li no Universo recente.

O Universo consistia principalmente de hidrogênio (H) e hélio (He) imediatamente após o Big Bang, exceto para quantidades muito pequenas de Li. Uma vez que existem outros elementos mais pesados ​​que H e He no Universo atual, os astrônomos querem entender como os elementos pesados, como o carbono (C), oxigênio (O) e ferro (Fe) são produzidos. Tais elementos pesados ​​são produzidos principalmente no interior das estrelas ou supernovas. Em seguida, eles são fornecidos para o meio interestelar como materiais de sementes para a próxima geração de estrelas.
O Li é o terceiro elemento mais leve seguinte de H e He, e é familiar para nós como o material de base para as baterias de íons de lítio usadas em computadores, telefones inteligentes, carros ecológicos, etc…

A nucleossíntese do Big Bang produziu uma quantidade muito pequena de Li. As colisões entre raios cósmicos galácticos (núcleos atômicos energéticos que viajam com velocidades muito altas) e núcleos atômicos no meio interestelar também são geradores de Li quebrando núcleos de elementos pesados. Estrelas de pequena massa como o Sol, e eventos como explosões de supernovas também são considerados como candidatos de locais de produção de Li. Além disso, os cientistas têm assumido que as novas também devem produzir este elemento.

Uma explosão de uma nova clássica deve ocorrer na superfície de uma anã branca com uma estrela companheira próxima. Quando a distância entre duas estrelas está perto o suficiente, o gás externo do companheira começa a se acumular na superfície da anã branca através de um disco de acreção. A camada mais espessa de gás na anã branca aumenta a sua temperatura e densidade. No interior das estrelas, a energia produzida pelas reações nucleares do núcleo é equilibrada pela gravidade do gás circundante, e, em seguida, a reação torna-se estável. No entanto, a reacção nuclear de uma camada fina de gás sobre a superfície de uma anã branca tem um resultado diferente. A reação nuclear torna-se instável, resultando numa explosão que afasta a camada de gás.

O Li é o melhor indicador para sondar a evolução química completa do Universo, medindo a quantidade de Li encontrado em várias estrelas na Via Láctea. Isto permite estimar a quantidade produzida através de cada processo. Hoje, como resultado dessas abordagens indiretas, estrelas de baixa massa ou explosões de novas são os candidatos mais importantes para a produção de Li na atualmente. No entanto, não houve observações diretas dos processos.

Em 14 de agosto, 2013, o conhecido astrônomo amador japonês Koichi Itagaki encontrou uma nova estrela brilhante na constelação de Delphinus. Esta estrela, que foi nomeado Nova Delphini 2013 (V339 Del), estava com magnitude 6,8 na descoberta e atingiu um pico de 4,3 no prazo de dois dias. Foi a primeira nova vista a olho nu desde 2007, quando a V1280 Sco foi encontrada. Cerca de 40 dias depois, em setembro de 2013, uma equipe de astrônomos observaram a nova investigando os materiais expelidos pela explosão, isto é, descobrindo que a nova produzia uma grande quantidade de Li.

A Nova Delphini 2013 é considerada uma "nova clássica". Elas brilham quando ocorrem reações nucleares explosivas em materiais acumulados na superfície de uma estrela anã branca em um sistema binário próximo. As reações nucleares devem produzir uma série de elementos diferentes (em comparação com os produzidos nos interiores estelares ou explosões de supernovas). O Li é um elemento tipicamente produzido em tais explosões. Historicamente, ninguém foi capaz de obter uma boa evidência observacional para a sua produção em explosões novas.

Quando o grupo de pesquisa observou a Nova Delphini 2013 usando o telescópio Subaru, eles usaram o espectófrafo HDS para discernir os constituintes dos materiais expulsos da explosão da nova em quatro épocas.

As linhas de absorção provenientes de diversos elementos tais como H, He, e Fe são identificadas no espectro observado. Entre eles, há conjuntos de linhas de absorção fortes na faixa ultravioleta (UV) (comprimento de onda de 313 nanômetros) do espectro. Comparando estas linhas com outras linhas provenientes do H, cálcio (Ca), e outros elementos, verifica-se que eles são provenientes de um isótopo de berílio (Be), ⁷Li, que é o quarto elemento mais leve no Universo.

Em uma nova clássica, os isótopos de He (³He) e o abundante ⁴He transferidos do companheiro são fundidos para formar o elemento radioativos ⁷Be num ambiente com temperatura muito alta na superfície de um anã branca. Este isótopo radioativo decai para formar um isótopo de lítio (⁷Li) dentro de um curto período de tempo, cuja meia-vida é de 53,22 dias. Porque o ⁷Li é muito frágil em um ambiente de alta temperatura, é necessário transportar ⁷Be a uma região mais fria, a fim de enriquecer o Li no meio interestelar.

Esta descoberta de ⁷Be dentro de 50 dias após a explosão da nova significa que esta explosão produz uma grande quantidade de ⁷Li formado a partir de ⁷Be. Porque ⁷Be é encontrado nas bolhas de gás soprado para fora da região central da nova em velocidades elevadas (~ 1.000 km/s), o ⁷Li formado a partir deste ⁷Be não deve ser destruído em um ambiente de alta temperatura. Este ⁷Li se espalha para o espaço interestelar, e será incluído na próxima geração de estrelas. Verificou-se que a abundância ⁷Be nas bolhas de gás estimadas a partir das forças de suas linhas de absorção é comparável ao do Ca. Esta quantidade de ⁷Be (= ⁷Li) deve ser bastante grande, dado que o Li é conhecido como um elemento muito raro no Universo.

A quantidade de Li aumenta rapidamente na galáxia na época atual, em que as quantidades de elementos pesados ​​têm aumentado. Portanto, há muito tempo se especulou que estrelas de baixa massa com vida útil mais longa deve estar entre os principais fornecedores de Li no Universo. Devido as explosões de novas ocorrerem em sistemas binários que evoluíram a partir de tais estrelas de baixa massa (especialmente a companheira rica em ³He, o que é necessário para produzir ⁷Be), elas são fortes candidatas como fornecedoras de lítio.

As observações usando o espectófrafo HDS fornecem a primeira evidência forte para provar que as novas produzem quantidades significativas de Li no Universo. Esta descoberta confirma o modelo de evolução química do Big Bang até o Universo atual, como previsto por cientistas.

Esta pesquisa intitulada "Explosive lithium production in the classical nova V339 Del (Nova Delphini 2013)" foi publicada hoje na revista Nature.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Sirius, uma estrela na contramão da teoria

Estrela branca pode ter sido vermelha?

© NASA/ESA/G. Bacon (Sirius A e B)

Qualquer astrônomo sabe que Sirius é dupla e de cor branca. Contudo na antiguidade há registros feitos pelos babilônios, egípcios, gregos, romanos bem como em cartas celestes, onde aparece Sirius como uma estrela avermelhada. Numa tradução latina do poema grego de Aratus, Cícero (Marco Túlio Cícero, político, orador e filósofo, 106-43 a.C.) relata que Sirius “cintila como uma luz avermelhada”. Essa estrela de brilho esplêndido, a mais brilhante do céu, por isso mesmo a mais notada, tem sofrido em tempos históricos uma estranha transformação em sua luz.

Seriam essas observações uma falha nos achados arqueológicos de povos que registraram outros fenômenos com impressionante acuidade ou realmente Sirius mudou de cor? Tudo leva a crer que sim e para chegar a essa conclusão os pesquisadores alemães Wolfhard Schlosser e Werner Bergmann da Universidade de Ruhr, contaram com a sorte de descobrir nas crônicas de São Gregório de Tours, cidade francesa, datadas do ano 577, uma referência a Sirius que a descreveu de cor avermelhada. Acrescente-se que São Gregório não teve acesso aos trabalhos de observadores do céu na antiguidade e era considerado o maior sábio do seu tempo. Para explicar o fato, os pesquisadores sugeriram que a companheira de Sirius era uma estrela do tipo gigante vermelha. De lá para cá sofreu um processo de envelhecimento, queimou quase todo seu combustível nuclear, contraiu e tornou-se uma anã branca. Essa tese foi publicada na conceituada revista inglesa de ciência Nature.

Mas, para eles, esse processo em Sirius B tomaria no mínimo 100.000 anos e isso implicaria em uma revisão da teoria mais aceita pelos astrofísicos uma vez que a menos de 1.500 anos atrás Sirius ainda era avermelhada.

Um salto evolutivo em cerca de 1.500 anos? Em 577, Sirius B seria uma estrela do tipo gigante vermelha e seu brilho ofuscava Sirius A, uma estrela branca. Atualmente, Sirius B encolheu, tornou-se uma anã branca e o seu tom avermelhado desapareceu, enquanto Sirius A não mudou.

As estrelas anãs brancas estão divididas em dois tipos que obedecem uma evolução diferente segundo sua massa original. A primeira é para estrelas com massa entre 0,08 e 0,45 massas solares que após queimar o hidrogênio passa a queimar o hélio e num processo de expansão se transforma em uma gigante vermelha. Esta fase se estabiliza, inicia-se a seguir uma um período de contração e o produto final é uma anã branca com núcleo de hélio. O outro tipo são estrelas com massa inicial entre 0,8 a 10 massas solares. Após consumir o hidrogênio no centro passa a queimar o hélio e numa fase de expansão se transforma em uma gigante vermelha. Contudo, o processo de expansão continua transformando o hélio em carbono e oxigênio, produzindo-se assim uma supergigante vermelha com núcleo supermassivo, resultando numa anã branca. Nesta fase, a estrela não consegue reter as camadas externas que passam a se expandir, gerando uma nebulosa planetária. A anã branca produto deste tipo de estrela é composta de carbono e oxigênio, portanto diferente do primeiro tipo. Baseado neste tipo de evolução estelar mais aceito atualmente e que comprova-se com o que é observado, o que aconteceu com a companheira de Sirius se enquadra no primeiro tipo, uma vez que não é observado nenhum resíduo de gás envolvendo a estrela e qualquer sinal de uma nebulosa planetária.  As últimas pesquisas apontam que Sirius B tem baixa temperatura, alta luminosidade e tem uma massa solar concentrada em um raio de somente 18.000 km ou 2,8 o raio da Terra. Sua densidade nesse caso é de 2 milhões de vezes da água. Algumas anãs brancas tem densidades centrais tão altas que uma colher de chá desse material pesaria algo em torno de 50 toneladas. A anã branca de Sirius é a mais próxima conhecida. Atualmente se conhecem mais de 25.000 anãs brancas e 10.000 nebulosas planetárias na Via Láctea.

As características de Sirius são bem conhecidas. Ela integra a constelação do Cão Maior com magnitude aparente de -1,5, a 8,6 anos-luz da Terra, 1.76 vezes maior que o Sol, 26 vezes mais luminosa e tem uma temperatura superficial de 11.000 K. Devido ao seu forte brilho, para alguns povos significava “a ardente” e para outros “a brilhante”. No Egito antigo, quando ocorria o nascer helíaco de Sirius, iniciava-se a cheia do rio Nilo, evento ansiosamente aguardado pelos habitantes pois era chegada a hora do plantio. Esta data servia também para ajustar o calendário egípcio de 365 dias. Conhecida como Sothis, marcava a criação do mundo e o inicio do ano em seu primeiro nascer helíaco.

No inicio de 1834, o astrônomo alemão Friederich Wilhelm Bessel (1784-1846), suspeitou que o movimento próprio de Sirius não era uniforme. Dez anos depois, em Königsberg, Alemanha, ele anunciou que as irregularidades observadas no movimento próprio de Sirius só poderia ser explicado pela presença de uma astro perturbador. Constatou o mesmo em Procyon por apresentar também uma flutuação no movimento próprio. O período da companheira de Procyon mais tarde confirmado por Anwers é de 40,6 anos. A comprovação da companheira de Sirius veio somente em 1862 através do óptico e matemático americano Alvan G. Clark (1832-1897) quando testava com seu filho uma luneta com objetiva de 47 cm por ele construída. Entretanto, foi o filho que observou: “Pai, Sirius tem uma companheira”. Bessel inaugurou o primeiro capítulo do que poderíamos chamar de “astronomia do invisível” pois foi prevista em razão do efeito gravitacional no movimento próprio da estrela principal. Nesse sentido é preciso considerar também a descoberta em 1969 de um companheiro invisível na estrela Aitken 14 feita pelo astrônomo brasileiro Ronaldo R. de Freitas Mourão (1935-2014). Tal descoberta foi confirmada pelo astrônomo francês P. Baize e pelo astrônomo austríaco J. Hoppmann que determinou sua órbita provisória. A descoberta de Bessel inaugurou uma nova categoria de estrelas: as anãs brancas.

As duas estrelas se atraem mutuamente ao redor de um centro de gravidade comum, com período de 50 anos. Sirius B é dez magnitudes mais fraca que Sirius A. Sua observação só é possível com grandes instrumentos ou aberturas menores munidas com câmaras CCD. Contudo isso não basta e é necessário conhecer a época em que Sirius B se encontra mais afastada de Sirius A (apoastro) em razão do brilho intenso dessa estrela. Atualmente a observação de Sirius B é muito difícil. A história envolvendo Sirius é intrigante, e mostra que os mistérios sobrevivem tanto na Terra como no céu.

Este texto foi abordado pelo astrônomo brasileiro Nelson Alberto Soares Travnik, diretor do Observatório Astronômico de Piracicaba (SP), e membro titular da Sociedade Astronômica da França.

Fonte: Scientific American Brasil

O estranho caso da anã marrom desaparecida

Onde está uma anã marrom que se pensava estar em órbita de uma estrela dupla incomum, a V471 Tauri?

© ESO/Digitized Sky Survey 2 (estrela dupla incomum V471 Tauri no centro da imagem)

Alguns pares de estrelas são constituídos por duas estrelas normais com massas ligeiramente diferentes. Quando a estrela de massa ligeiramente superior envelhece e expande dando origem a uma gigante vermelha, parte do seu material é transferido para a outra estrela, e acaba rodeando ambas as estrelas sob a forma de um enorme envelope gasoso. Quando esta nuvem se dispersa as estrelas aproximam-se formando um par muito próximo constituído por uma anã branca e uma estrela mais normal.
A V471 Tauri é um par estelar deste tipo. Trata-se de um membro do aglomerado estelar das Híades na constelação do Touro e estima-se que tenha cerca de 600 milhões de anos e se encontre a aproximadamente 163 anos-luz da Terra. As duas estrelas encontram-se muito próximas entre si, orbitando em torno uma da outra a cada 12 horas. Duas vezes em cada órbita uma estrela passa em frente da outra, o que leva a variações regulares do brilho do par quando observado a partir da Terra, já que as estrelas se eclipsam uma à outra.
Uma equipe de astrônomos liderada por Adam Hardy (Universidad Valparaíso, Chile) usou o sistema ULTRACAM no New Technology Telescope do ESO para medir estas variações de brilho de forma muito precisa. Os tempos dos eclipses foram medidos com uma precisão superior a dois segundos, um resultado muito melhor que as medições anteriores.
Os tempos dos eclipses não eram regulares, mas podiam ser explicados assumindo a existência de uma anã marrom em órbita das duas estrelas, cuja força gravitacional estivesse perturbando as órbitas destes objetos. Foram também descobertas pistas que apontavam para a existência de um segundo objeto companheiro menor.
No entanto, e até agora, não tinha sido possível obter imagens da tênue anã marrom situada tão próximo de estrelas muito mais brilhantes. O poder do novo instrumento SPHERE recentemente instalado no Very Large Telescope do ESO permitiu que a equipe olhasse pela primeira vez para o local exato onde se pensava que estivesse a anã marrom. No entanto, nada foi encontrado, embora as imagens de altíssima qualidade do SPHERE devessem tê-la revelado. As imagens SPHERE são tão precisas que teriam revelado uma anã marrom companheira com brilho 70 mil vezes mais fraco que a estrela central e a apenas 0,26 segundos de arco de distância dela. A anã marrom que se esperava encontrar neste caso seria muito mais brilhante.
“Existem muitos artigos que sugerem a existência de objetos circumbinários, mas os resultados que obtivemos vão no sentido contrário desta hipótese”, diz Adam Hardy.
Se não existe nenhum objeto orbitando estas estrelas, então o que é que provoca as estranhas variações na órbita do sistema binário? Várias teorias foram propostas e, embora algumas tenham sido já excluídas, é possível que os efeitos na órbita sejam causados por variações no campo magnético da maior das duas estrelas, algo semelhante às variações menores que observamos no Sol. Este efeito chama-se mecanismo de Applegate e resulta de variações regulares na forma da estrela, as quais podem dar origem a variações no brilho aparente da estrela dupla vista a partir da Terra.

“Um estudo como este já fazia falta há muito tempo, mas só agora foi possível graças ao advento de novos instrumentos muito poderosos como o SPHERE. É assim que funciona a ciência: observações feitas com tecnologias novas podem tanto confirmar como, e foi o caso, refutar ideias anteriores. Esta foi uma maneira excelente de começar a vida observacional deste instrumento fantástico”, conclui Adam Hardy.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The First Science Results from SPHERE: Disproving the Predicted Brown Dwarf around V471 Tau” de A. Hardy et al., que foi publicado hoje na revista especializada Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

O Grande Atrator

O Grande Atrator é uma concentração de massa difusa que puxa a Via Láctea e milhões de outras galáxias em sua direção.

© ESA/Planck/DSS (superaglomerado Shapley)

O massivo superaglomerado Shapley mostrado acima possui mais de 8.000 galáxias e com uma massa total de mais de dez quatrilhões de vezes a massa do Sol. É a estrutura mais maciça dentro de uma distância de cerca de um bilhão de anos-luz da Via Láctea. As maiores bolhas rosadas em raios X, vistas na imagem, identificam os dois aglomerados de galáxias Abell 3558 (à direita) e Abell 3562 (à esquerda), bem como um par de grupos menores entre eles.

O Grande Atrator é uma anomalia gravitacional no espaço intergaláctico dentro do alcance do superaglomerado Centaurus que revela a existência de uma concentração localizada de massa equivalente a dezenas de milhares de massas da Via Láctea, observável por seus efeitos no movimento das galáxias e seus aglomerados associados. Todas essas galáxias apresentam um desvio para o vermelho, em conformidade com o fluxo de Hubble, indicando que elas estão se afastando de nós e umas das outras. As variações em seus desvios para o vermelho possuem velocidades de aproximadamente +700 km/s a −700 km/s, dependendo do desvio angular da direção em relação ao Grande Atrator.

Os primeiros indícios de uma discrepância na expansão uniforme do Universo vieram à tona em 1973, e novamente em 1978. A localização do Grande Atrator foi finalmente determinada em 1986, descobriu-se que ele se situa a uma distância de 47 a 79 Mpc (Megaparsec), equivalendo de 150 a 250 milhões de anos-luz  da Via Láctea. Observações em raios X revelaram que essa região do espaço é dominada pelo aglomerado do Esquadro (Aglomerado de Norma, ACO 3627 ou Abell 3627), um aglomerado maciço de galáxias, localizado a cerca de 220 milhões de anos-luz, com predominância de galáxias antigas de grande porte, muitas das quais em rotas de colisão umas com as outras, que estão irradiando intensamente em ondas de radio.

Em 2005, astrônomos conduziram um recenceamento em raios X de uma porção do céu, num estudo conhecido como projeto Clusters in the Zone of Avoidance (CIZA), e concluíram que o Grande Atrator possuía de fato apenas um décimo da massa estimada originalmente. O levantamento também confirmou as antigas teorias de que a Via Láctea vem sendo atraída em direção a um aglomerado de galáxias muito mais massivo próximo ao superaglomerado de Shapley, que se localiza além do Grande Atrator.

O gás quente que permeia os aglomerados de galáxias brilha em raios X, mas também é visível em comprimentos de onda de microondas, que o observatório Planck vê como uma assinatura distinta na radiação cósmica de fundo do brilho do Big Bang, denomidado efeito Sunyaev–Zel’dovich. O Planck já viu mais de 1.000 grupos de galáxias, incluindo vários superaglomerados e pares de grupos que interagem.

Veja uma imagem da região do Grande Atrator captada pelo telescópio espacial Hubble, acessando a notícia veiculada neste blog.

Portanto, estamos sendo puxados para o Grande Atrator, enquanto a gravidade molda o caminho que nós viajamos.

Fonte: Cosmo Novas

Uma galáxia espiral com um centro estranho

O que está acontecendo no centro da galáxia espiral M106?

© Roberto Colombari/Robert Gendler (M106)

Um disco circular de estrelas e gás, sendo a aparência da M106 é dominada pelo azul, braços espirais e faixas de poeira vermelha perto do núcleo, como mostrado na imagem acima. O núcleo da M106 brilha intensamente em ondas de rádio e raios X, onde jatos gêmeos foram encontrados em todo o comprimento da galáxia. Um brilho central incomum faz da M106 um dos exemplos mais próximos da classe de galáxias Seyfert, onde grandes quantidades de gás brilhante aparentemente estão caindo em um buraco negro maciço central. A M106, também é designada por NGC 4258, fica relativamente perto, a cerca de 23,5 milhões de anos-luz de distância, e se estende por 60 mil anos-luz de diâmetro, podendo ser vista com um telescópio pequeno na direção da constelação do Cães de Caça (Canes Venatici).

Fonte: NASA

Uma tempestade inesperada no centro de uma galáxia

Astrônomos usando o Very Large Array (VLA) da National Science Foundation (NSF), encontraram uma atividade surpreendentemente energética onde eles outrora consideravam ser uma galáxia “chata”, e suas descobertas fornecem importantes ideias sobre como os buracos negros supermassivos podem ter um efeito catastrófico nas galáxias onde eles residem.

© NRAO/NASA (Galáxia do Bule)

“Parece que um buraco negro supermassivo está aquecendo de forma explosiva o gás ao redor nessa galáxia, e, como resultado, está transformando-a de uma galáxia ativa na formação de estrelas para uma galáxia com ausência de gás e que não pode mais formar estrelas”, disse Chris Harrison do Center for Extragalactic Astronomy na Universidade de Durham, no Reino Unido.

Os dois maiores tipos de galáxias, são espirais, ricas em gás e que formam estrelas de forma ativa, e elípticas, pobres em gás e com uma baixa atividade de formação de estrelas. As elípticas massivas começaram suas vidas como galáxias ativas de formação de estrelas. Poderosos jatos e ventos de material, energizados pelos buracos negros no centro dessas galáxias, podem remover ou destruir o material bruto necessário para dar continuidade ao processo de formação de estrelas.

“Por muitos anos, nós vimos evidências diretas disso acontecendo em galáxias que são extremamente brilhantes quando vistas através dos radiotelescópios. Essas raras galáxias brilhantes no rádio, abrigam poderosos jatos, lançados no buraco negro, que consome o gás ao redor”, disse Harrison. “Contudo, para entender como todas as galáxias no Universo se formaram, nós precisamos saber se esses mesmos processos ocorrem em galáxias menos extremas, que melhor representam sua maioridade. Esse foi o foco do nosso estudo”.

Como parte de uma pesquisa em andamento, Harrison e seus colegas usaram o VLA para estudar a galáxia chamada J1430+1339, também conhecida como Galáxia do Bule, devido ao seu formato. Localizada a cerca de 1,1 bilhões de anos-luz de distância da Terra, a galáxia tem sido identificada como tendo características das galáxias com buracos negros centrais que ativamente consomem material. Observações posteriores feitas com o telescópio espacial Hubble também revelaram evidências de que a Galáxia do Bule tem a aparência de uma galáxia elíptica mas é envolta por gás que sugere que ela ainda está em processo de transformação para uma galáxia que produz estrelas.

As observações feitas com o VLA mostraram que a galáxia possui “bolhas” que se estendem de 30.000 a 40.000 anos-luz em cada um dos lados do seu núcleo, juntamente com estruturas menores parecidas com jatos com cerca de 2.000 anos-luz de lado. Essas estruturas parecidas com jatos estão localizadas na posição onde as observações feitas com a luz visível indicam que o gás está sendo acelerado a velocidades acima de 1.000 km/s.

“Essas observações feitas nas ondas de rádio revelaram que o buraco negro central está causando uma tempestade no centro dessa galáxia lançando poderosos jatos que estão acelerando o gás na galáxia hospedeira e estão colidindo com o gás em escala maiores. Esse é o mesmo tipo do processo violento que é observado raramente em galáxias muito luminosas nas ondas de rádio. A incrível capacidade do VLA tem permitido que possamos descobrir que esses processos podem ocorrer em galáxias mais comuns nas ondas de rádio se a procura for efetuada de maneira mais enfática”, disse Alasdair Thomson, outro astrônomo da Universidade de Durham envolvido no estudo.

“Essa tempestade na Galáxia do Bule, significa que o processo que dirige os jatos onde os buracos negros removem ou destroem o material de formação de estrelas pode ser muito mais típico do que nós pensávamos anteriormente e poderia ser um pedaço crucial no quebra-cabeça para entender como as galáxias que observamos ao nosso redor, se formaram”, disse Harrison.

Harrison e seus colaboradores agora estão observando mais oito objetos desse tipo com o VLA e estão analisando os dados para ver se essas outras galáxias mostram características similares.

Fonte: Astronomy

Descoberto um novo exoplaneta classificado como Super-Júpiter

Usando dados da missão Kepler da NASA, dois times de astrônomos liderados por Mauricio Ortiz, da Universidade de Heidelberg e Simona Ciceri do Max Planck Institute for Astronomy, descobriram de forma independente um novo exoplaneta gigante gasoso que é quase seis vezes mais massivo que Júpiter, mas que tem aproximadamente o mesmo tamanho.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um exoplaneta Super-Júpiter)

O exoplaneta recém descoberto, chamado de Kepler-432b, está localizado a aproximadamente 2.850 anos-luz de distância da Terra. Ele é um dos mais densos e massivos exoplanetas já encontrados.

O exoplaneta tem uma massa 5,84 vezes maior que a massa de Júpiter e orbita sua estrela progenitora, a gigante vermelha Kepler-432, em 52 dias terrestres. A forma e o tamanho de sua órbita são incomuns para um planeta como o Kepler-432b que está em translação ao redor de uma estrela gigante.

“A maioria dos planetas conhecidos se movem ao redor de estrelas gigantes em órbitas grandes e circulares. Com sua pequena e altamente alongada órbita, o Kepler-432b é um planeta estranho entre os corpos do mesmo tipo”, disse o Dr. Davide Gandolfi da Universidade de Heidelberg na Alemanha, que é membro da equipe de Ortiz.

“A estrela hospedeira, a Kepler-432, já exauriu seu combustível nuclear do seu núcleo e está se expandindo de forma gradativa. Seu raio é quatro vezes maior que o raio do nosso Sol, e ela ficará ainda maior no futuro”.

A órbita faz com que o planeta chegue muito perto da estrela Kepler-432 em alguns momentos e em outros faz com que ele fique muito distante, criando assim, enormes diferenças de temperaturas durante o ano nesse planeta. “Durante o inverno, a temperatura no Kepler-432b é de aproximadamente 500 graus Celsius”, disse a Dra. Sabine Reffert, também da Universidade de Heidelberg. “No curto verão, a temperatura pode alcançar, facilmente os 1.000 graus Celsius”.

“Os dias do Kepler-432b estão contados. Em menos de 200 milhões de anos, o planeta será engolido pela estrela em expansão”, disse Ortiz. “Essa pode ser a razão por que nós não encontramos outros planetas como o Kepler-432b, astronomicamente falando, eles vivem muito pouco”.

Até agora, os astrônomos descobriram somente 5 exoplanetas, incluindo o Kepler-432b, que tem a órbita perto de uma estrela gigante vermelha.

Desses, somente dois, o Kepler-432b e o Kepler-91b, foram observados suficientemente próximos para se poder determinar sua massa e o seu tamanho. Outros dois foram detectados somente pelas medidas de trânsito planetário, enquanto um deles foi descoberto por meio de medidas espectrais.

Se um fenômeno dura muito pouco, os astrônomos não esperam observar muitos desses exemplos. “Nesse ponto, existem duas possibilidades: foi realmente uma sorte muito grande ter observado esses dois exoplanetas, ou, planetas como eles vivem mais do que se pensava anteriormente”, disse Simona Ciceri.

Um modelo interativo em Flash para a curva de luz e da órbita deste planeta, pode ser visto no link: Kepler-432b.

Fonte: NASA

Estrela que explodiu floresce como uma flor cósmica

Por causa dos campos de destroços de estrelas que explodiram, conhecidos como remanescentes de supernovas, são muito quentes, energéticos e brilham intensamente em raios X, o observatório Chandra da NASA tem provado ser uma ferramenta valiosa no seu estudo.

© Chandra/2MASS (remanescente de supernova G299.2-2.9)

O remanescente de supernova chamado G299.2-2.9 (ou G299) está localizado dentro da nossa Via Láctea, mas a imagem do Chandra é uma reminiscência de uma bonita flor aqui na Terra.

O G299 foi deixado por uma classe particular de supernovas chamada Tipo Ia. Os astrônomos pensam que a supernova de Tipo Ia é uma explosão termonuclear, envolvendo a fusão de elementos e a libertação de grandes quantidades de energia, de uma anã branca numa órbita íntima com uma estrela companheira. Se a parceira da anã branca for uma estrela normal, parecida com o Sol, a anã branca pode tornar-se instável e explodir quando atrair o material da sua companheira. Alternativamente, se a anã branca estiver em órbita com outra anã branca, as duas podem fundir-se e desencadear uma explosão.

Independentemente do mecanismo de desencadeamento, há muito que se sabe que as supernovas do Tipo Ia são uniformes no que tange ao seu brilho extremo, geralmente ultrapassando o brilho da galáxia onde se encontram. Isto é importante porque estes objetos são utilizados como "marcos quilométricos" cósmicos, o que lhes permite medir com precisão as distâncias de galáxias a bilhões de anos-luz e determinar a taxa de expansão do Universo.

Os modelos teóricos tradicionais das supernovas de Tipo Ia geralmente preveem que estas explosões são simétricas, criando uma esfera quase perfeita à medida que expandem. Estes modelos têm sido apoiados por resultados que mostram que os remanescentes de supernovas do Tipo Ia são mais simétricos que os remanescentes de supernovas que envolvem o colapso de estrelas maciças.

No entanto, os astrônomos estão descobrindo que algumas explosões de supernova do Tipo Ia podem não ser tão simétricas como se pensava. O G299 pode ser um exemplo desse tipo "invulgar" de supernova do Tipo Ia. Usando uma observação longa do Chandra, os pesquisadores descobriram que a concha de detritos da estrela que explodiu está expandindo-se de forma diferente em várias direções.

Nesta nova imagem do Chandra, o vermelho, verde e azul representam raios X de baixa, média e alta energia, respectivamente, detectados pelo telescópio. Os raios X de energia média incluem a emissão do ferro e os raios X altamente energéticos incluem a emissão de silício e enxofre. Os dados de raios X foram combinados com dados infravermelhos do levantamento terrestre 2MASS que mostra as estrelas no campo de visão.

Ao realizar uma análise detalhada dos raios X, os pesquisadores encontraram vários exemplos claros de assimetrias no G299. Por exemplo, a razão entre as quantidades de ferro e silício na parte do remanescente mesmo acima do centro é maior que na região do remanescente abaixo do centro. Esta diferença pode ser vista na cor mais esverdeada da secção superior em comparação com a cor mais azulada da secção inferior. Além disso, existe uma porção fortemente alongada no remanescente que estende para a direita. Nesta região, a relação ferro-silício é similar à encontrada na região sul do remanescente.

Os padrões observados nos dados do Chandra sugerem que esta supernova do Tipo Ia pode ter sido produzida por uma explosão muito desequilibrada. Também pode ser que o remanescente está se expandindo para um ambiente onde o meio que encontra é irregular. Independentemente da explicação definitiva, as observações do G299 e de outros objetos como este estão mostrando quão variadas estas flores cósmicas podem ser.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Os primeiros estágios de formação de um sistema estelar múltiplo

Pela primeira vez, astrônomos apanharam um sistema estelar múltiplo nos estágios iniciais da sua formação. As suas observações diretas deste processo dão um forte apoio a um dos vários caminhos sugeridos para a produção de tais sistemas.

© NRAO/Bill Saxton (Barnard 5)

Os cientistas observaram uma nuvem de gás a cerca de 800 anos-luz da Terra, especificamente um núcleo gasoso que contém uma jovem protoestrela e três condensações densas que entrarão em colapso para formar estrelas num astronomicamente curto prazo de 40.000 anos. Das eventuais quatro estrelas, os astrônomos preveem que três possam tornar-se num sistema triplo estável.

"A observação de um sistema múltiplo de estrelas nestas fases iniciais de formação tem sido um desafio de longa data, mas a combinação do VLA (Very Large Array) com o GBT (Green Bank Telescope) deu-nos o primeiro olhar para um sistema tão jovem," afirma Jaime Pineda, do Instituto de Astronomia, ETH Zurique, na Suíça.

Os cientistas usaram o VLA e o GBT, juntamente com o JCMT (James Clerk Maxwell Telescope) no Havaí, para estudar um núcleo denso de gás chamado Barnard 5 (B5) numa região onde estrelas jovens estão se formando na direção da constelação de Perseu. Sabia-se que este objeto tinha uma estrela jovem em formação.

Quando a equipe, liderada por Pineda, usou o VLA para mapear a emissão de rádio das moléculas de metano, descobriram que os filamentos de gás em B5 estão se fragmentando e que estes fragmentos estão começando a formar estrelas adicionais para fabricar um sistema múltiplo de estrelas.

"Nós sabemos que estas estrelas eventualmente formarão um sistema múltiplo porque as nossas observações mostram que estas condensações de gás estão gravitacionalmente ligadas," acrescenta Pineda. "Esta é a primeira vez que fomos capazes de ver um sistema tão jovem ligado pela gravidade," comenta.

"Isto fornece evidências fantásticas de que a fragmentação dos filamentos de gás é um processo que pode produzir sistemas estelares múltiplos," afirma Pineda. Outros mecanismos propostos incluem a fragmentação do núcleo principal de gás, a fragmentação dentro de um disco de material em órbita de uma estrela jovem e a captura gravitacional. "Acrescentamos agora e de forma convincente à lista a fragmentação de filamentos gasosos," explica Pineda.

As condensações em B5 que vão produzir estrelas variam no momento entre 1/10 até mais de 1/3 da massa do Sol. As suas separações vão variar desde 3.000 até 11.000 vezes a distância Terra-Sol.

Os astrônomos analisaram a dinâmica das condensações de gás e preveem que, quando coalescerem em estrelas, formarão um sistema estável de um binário interior, orbitado por uma terceira estrela mais distante. A quarta estrela, sugerem, não fará parte do sistema durante muito tempo.

"Quase metade de todas as estrelas encontram-se em sistemas múltiplos, mas a descoberta destes sistemas nos primeiros estágios de formação tem sido um desafio. Graças à combinação do VLA e do GBT, temos agora informações importantes sobre a formação de sistemas múltiplos. O nosso próximo passo será observar outras regiões de formação estelar utilizando os novos recursos do VLA e do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no Chile," conclui Pineda.

A descoberta foi relatada na revista científica Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Explorando as Antenas

A cerca de 60 milhões de anos-luz de distância na constelação austral do Corvo, duas grandes galáxias estão se colidindo.

© Federico Pelliccia/Rolf Wahl Olsen (As Antenas)

As estrelas nas duas galáxias, catalogadas como NGC 4038 e NGC 4039, muito raramente colidem no curso do cataclismo pesado, com duração de centenas de milhões de anos. Mas as suas grandes nuvens de gás molecular e poeira muitas vezes provocam episódios furiosos de nascimento de estrelas perto do centro dos escombros cósmicos.

Abrangendo cerca de 500.000 anos-luz, esta visão deslumbrante composta revela também novos aglomerados de estrelas e material arremessado para longe do local da fusão por forças de maré gravitacional. A notável imagem é um mosaico construído usando dados de pequenos e grandes telescópios terrestres para realçar as correntes de maré tênues e de grande escala, composta também com os núcleos brilhantes fotografados em excelente detalhe pelo telescópio espacial Hubble e o telescópio Subaru.

É claro, a aparência visual sugestiva das estruturas de grandes arcos dá ao par de galáxias seu nome popular: As Antenas.

Fonte: NASA

O hidrogênio é mais abundante em encostas do polo lunar

As viagens espaciais são difíceis e caras, custaria milhares de dólares enviar uma garrafa de água para a Lua.

© NASA/GSFC/Arizona State University (Cratera Hayn)

A imagem acima captada pela sonda LRO mostra a Cratera Hayn, localizada ao nordeste de Mare Humboldtianum, dramaticamente iluminada pelo Sol próximo do horizonte, que provoca grandes sombras no chão da cratera.

A descoberta recente na Lua de moléculas contendo hidrogênio, possivelmente incluindo água, anima os exploradores porque estes depósitos podem ser minados caso sejam suficientemente abundantes, poupando o considerável custo de levar água da Terra. A água lunar poderia ser usada para beber ou os seus componentes - hidrogênio e oxigênio - poderiam ser usados para fabricar produtos importantes à superfície que os futuros visitantes lunares precisassem, como combustível e ar respirável.

Observações recentes pela sonda LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) da NASA indicam que estes depósitos podem ser um pouco mais abundantes em encostas de crateras no hemisfério sul viradas para o polo sul lunar. "Existem em média cerca de 23 partes por milhão mais hidrogênio nas encostas viradas para o polo do que nas encostas viradas para o equador," afirma Timothy McClanahan do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, no estado americano de Maryland.

Esta é a primeira vez que se detecta uma diferença geoquímica generalizada na abundância de hidrogênio entre encostas lunares viradas para o polo e encostas viradas para o equador. É igual a uma diferença de 1% no sinal de nêutrons detetacdos pelo instrumento LEND (Lunar Exploration Neutron Detector) da LRO.

O material que contém hidrogênio é volátil e pode estar na forma de moléculas de água ou moléculas de hidroxila, frouxamente ligados à superfície lunar. De acordo com McClanahan, a causa da discrepância entre as crateras com encostas viradas para o polo e as encostas viradas para o equador pode ser semelhante à forma como o Sol mobiliza ou redistribui água gelada de locais mais quentes para locais mais frios na superfície da Terra.

"Aqui no hemisfério norte, se sairmos à rua num dia ensolarado depois da queda de neve, notamos que existe mais neve em encostas viradas para norte porque perdem água a taxas menores do que as encostas mais iluminadas viradas para sul," explica McClanahan. "Nós pensamos que ocorre um fenômeno parecido com os voláteis na Lua, as encostas viradas para o polo não recebem tanta luz solar como as encostas viradas para o equador, por isso este material facilmente vaporizado permanece mais tempo e, eventualmente, acumula-se em maior quantidade nas crateras com encostas viradas na direção do polo."

A equipe observou a maior abundância de hidrogênio, nas encostas viradas para o polo, na topografia do hemisfério sul da Lua, com início entre os 50 e 60 graus de latitude sul. As encostas mais perto do polo sul mostram uma maior diferença na concentração de hidrogênio. Além disso, o hidrogênio foi detetacdo em maiores concentrações nas maiores encostas viradas para o polo, cerca de 45 partes por milhão perto de ambos os polos. Encostas mais amplas fornecem sinais mais detectáveis do que encostas mais pequenas. O resultado indica que estas têm maiores concentrações de hidrogênio do que as regiões vizinhas. Por outro lado, segundo McClanahan, as medições do LEND, nas maiores encostas viradas para o equador, não contrastam com as suas regiões vizinhas, o que indica que têm concentrações iguais de hidrogênio. A equipe pensa que também poderá ser encontrado mais hidrogênio nas crateras com encostas viradas para o polo no hemisfério norte, mas estão ainda recolhendo e analisando dados do LEND para esta região.

Existem várias fontes possíveis para o hidrogênio na Lua. Os cometas e alguns asteroides contêm grandes quantidades de água e os impactos destes objetos podem transportar hidrogênio para a Lua. As moléculas que contêm hidrogênio também podem ser criadas na superfície lunar pela interação com o vento solar. O vento solar é uma fina corrente de gás constantemente soprada pelo Sol. A maior parte é hidrogênio que pode interagir com o oxigênio em rochas de silicato e na poeira lunar para formar hidroxila e possivelmente moléculas de água. Depois de chegarem à Lua, pensa-se que fiquem energizadas pela luz solar e, em seguida, ressaltem sobre a superfície; e ficam presas, pelo menos temporariamente, em áreas mais frias e à sombra.

Desde a década de 1960 que os cientistas pensam que somente as áreas permanentemente à sombra em crateras perto dos polos são frias o suficiente para acumular este material volátil, mas observações recentes por várias sondas espaciais, incluindo a LRO, sugerem que o hidrogênio na Lua está mais difundido.

Ainda não sabemos se o hidrogênio é abundante o suficiente para uma mineração economicamente viável. "As quantidades que estamos detectando são ainda menores que o deserto mais seco da Terra," comenta McClanahan. No entanto, a resolução do instrumento LEND é maior que o tamanho das maiores encostas viradas para o polo, por isso em encostas mais pequenas, talvez com vários metros, esta concentração poderá ser significativamente maior. McClanahan diz que tudo indica que as maiores concentrações de hidrogênio estão em regiões permanentemente à sombra.

A equipe fez as observações com o instrumento LEND da LRO, que detecta hidrogênio através da contagem do número de nêutrons, libertadas da superfície lunar. Os nêutrons são produzidos quando a superfície da Lua é bombardeada por raios cósmicos. O espaço é permeado por raios cósmicos, partículas de alta velocidade produzidas por eventos poderosos como erupções no Sol ou explosões de estrelas no espaço profundo. Os raios cósmicos quebram os átomos do material perto da superfície lunar, criando nêutrons que saltam de átomo para átomo como uma bola de bilhar. Alguns nêutrons conseguem saltar de volta para o espaço onde podem ser contados pelos detectores de nêutrons.

Os nêutrons das colisões de raios cósmicos têm uma gama ampla de velocidades e os átomos de hidrogênio são os mais eficientes a parar os nêutrons na sua faixa média de velocidades, os chamados nêutrons epitermais. As colisões com os átomos de hidrogênio no regolito lunar reduzem o número de nêutrons epitermais que voam para o espaço. Quanto maior a quantidade de hidrogênio, menos nêutrons epitermais o detector LEND vai contar.

A equipe percebeu uma diminuição generalizada no número de nêutrons epitermais detectados pelo LEND como sinal da presença de hidrogênio em crateras com encostas viradas para o polo. Combinaram dados do LEND com a topografia lunar e mapas de iluminação derivados do instrumento LOLA (Lunar Orbiter Laser Altimeter) e mapas de temperatura do instrumento Diviner (Diviner Lunar Radiometer Experiment), ambos a bordo da sonda LRO, para descobrir a maior abundância de hidrogênio e as condições associadas à superfície nas encostas viradas para o polo.

Além de ver se o mesmo padrão existe no hemisfério norte da Lua, a equipe quer ver se a abundância de hidrogênio muda com a transição do dia para a noite. Se assim for, dará mais força a elementos de prova de uma produção muito ativa e de um ciclo de hidrogênio na superfície lunar.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revista Icarus.

Fonte: NASA

Um filamento extremamente longo sobre o Sol

No início da semana, o Sol exibiu um dos filamentos mais longos já registrados.

© Oliver Hardy (filamento longo sobre o Sol)

Visível como a faixa mais escura logo abaixo do centro na imagem em destaque, o enorme filamento se estendeu através da face do Sol a uma distância ainda maior do que o raio solar, mais de 700 mil quilômetros.

Um filamento é na verdade o gás quente erguido pelo campo magnético do Sol, de modo que, visto de lado, se parece com uma proeminência salientada. A imagem acima mostra o filamento na luz emitida pelo hidrogênio destacando a cromosfera do Sol. Os telescópios que acompanham o Sol, incluindo o Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA, estão monitorando esta característica incomum. O SDO registrou um campo magnético em espiral engolfando-o.

Uma vez que os filamentos duram tipicamente apenas de algumas horas a dias, suas partes podem entrar em colapso ou em erupção a qualquer momento, seja devolvendo o plasma quente pelo Sol ou expelindo-o no Sistema Solar.

Será que o filamento ainda continua lá?

Você pode conferir clicando no link SDO para obter a imagem solar atual.

Fonte: NASA

Par de estrelas em fusão produzirá uma explosão de supernova

Com o auxílio dos telescópios do ESO combinados com telescópios nas Ilhas Canárias, astrônomos identificaram duas estrelas surpreendentemente massivas no coração da nebulosa planetária Henize 2-428.

© ESO/L. Calçada (ilustração de duas estrelas anãs brancas se fundindo)

À medida que orbitam em torno uma da outra, espera-se que as duas estrelas se aproximem cada vez mais e quando se fundirem, daqui a cerca de 700 milhões de anos, conterão matéria suficiente para dar origem a uma explosão de supernova.

Uma equipe de astrônomos liderada por M. Santander-García (Observatorio Astronómico Nacional, Alcalá de Henares, Espanha; Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid, Espanha) descobriu um par de estrelas anãs brancas - minúsculos restos estelares extremamente densos - bastante próximas uma da outra, com uma massa total de cerca de 1,8 vezes a massa solar. Trata-se do par de estrelas deste tipo mais massivo descoberto até agora e quando estas duas estrelas se fundirem no futuro, darão origem a uma explosão termonuclear descontrolada que resultará numa supernova do Tipo Ia.

O limite de Chandrasekhar é a maior massa que uma estrela anã branca pode ter para resistir ao colapso gravitacional. Este valor é cerca de 1,4 vezes a massa do Sol.

As supernovas do Tipo Ia ocorrem quando a anã branca adquire massa extra, quer por acreção de massa de uma companheira quer por fusão com outra anã branca. Quando a massa excede o limite de Chandrasekhar a estrela perde a capacidade de se suportar gravitacionalmente e começa a contrair-se, o que faz com que a temperatura aumente, dando origem a uma reação nuclear descontrolada que faz com que a estrela exploda.

A equipe que descobriu este par massivo estava, na realidade, tentando resolver um outro problema, que consistia em saber como é que algumas estrelas produzem nebulosas de formas tão estranhas e assimétricas nas fases finais das suas vidas. Um dos objetos que estes astrônomos estudaram foi a nebulosa planetária conhecida pelo nome de Henize 2-428. Lembrando que, as nebulosas planetárias não têm nada a ver com planetas. O nome apareceu no século XVIII pois alguns destes objetos pareciam discos de planetas distantes quando observados através de pequenos telescópios.
“Quando observamos a estrela central deste objeto com o Very Large Telescope (VLT) do ESO, descobrimos não uma mas duas estrelas no centro desta nuvem brilhante estranhamente torta”, diz o co-autor do trabalho Henri Boffin do ESO.

© ESO/VLT (nebulosa planetária Henize 2-428)

Este fato apoia a teoria de que as estrelas duplas centrais podem explicar as estranhas formas de algumas destas nebulosas, no entanto um resultado mais interessante estava ainda para vir.
“Observações subsequentes obtidas com os telescópios nas Ilhas Canárias permitiram-nos determinar a órbita das duas estrelas e deduzir as massas e a separação entre as estrelas. Foi nesse momento que tivemos a maior surpresa”, revela Romano Corradi, outro autor do estudo e pesquisador no Instituto de Astrofísica de Canarias.
A equipe descobriu que cada uma das estrelas tem uma massa ligeiramente inferior à do nosso Sol e que orbitam uma em torno da outra a cada quatro horas. Encontram-se suficientemente perto uma da outra para que, segundo a teoria da relatividade geral de Einstein, se aproximem cada vez mais em movimento espiral, devido à emissão de ondas gravitacionais, antes de eventualmente se fundirem numa única estrela, nos próximos 700 milhões de anos.
A estrela resultante terá tanta massa que nada a impedirá de colapsar sobre si própria e subsequentemente explodir sob a forma de supernova. “Até agora, a formação de supernovas do Tipo Ia pela fusão de duas anãs brancas era puramente teórica”, explica David Jones, co-autor do artigo que descreve os resultados e bolsista do ESO na época em que os dados foram obtidos. “O par de estrelas no coração da Henize 2-428 é finalmente a observação que confirma a teoria”.
“Trata-se de um sistema bastante enigmático", conclui Santander. “Este estudo terá repercussões importantes no estudo de supernovas do Tipo Ia, as quais são muito utilizadas para medir distâncias astronômicas e foram fundamentais na descoberta de que a expansão do Universo está acelerarando devido à energia escura”.

Os resultados deste trabalho sairam hoje na versão online da revista Nature.

Fonte: ESO