A bela Planum Australe em Marte

Essa exuberante imagem mostra o polo sul de Marte, conhecida como Planum Australe.

© ESA/Mars Express (Planum Australe)

A Planum Australe é coberta por uma permanente camada de gelo com 3 km de espessura e com aproximadamente 350 km de diâmetro. A composição geral é de água congelada e dióxido de carbono. Interessantemente o congelamento e degelo sazonal da calota de gelo resulta na formação de vales com diversos formatos. Esta estrutura é dissecada na periferia por vales escarpados cor de café, possivelmente moldados por poderosos ventos catabáticos.

Durante a primavera o dióxido de carbono armazenado entra em erupção à medida que a calota se aquece expelindo areia e poeira escura. O centro da calote encontra-se deslocado cerca de 150 km para norte do polo sul geográfico. As duas gigantescas bacias no hemisfério ocidental, Hellas Planitia e Argyre Planitia, geram fortes ventos na direção do polo sul do planeta, o que cria um sistema de baixas pressões permanente diretamente sobre a calota polar.

Os gêiseres podem ejetar material a uma velocidade superior a 161 km/h. A missão Mars Geyser Hopper será enviada a Marte para explorar esses gêiseres. A missão custará aproximadamente 325 milhões de dólares e deve ser lançada em 1 de Março de 2016 e deve pousar em Marte durante o verão no hemisfério sul do planeta em 31 de Dezembro de 2016.

Fonte: ESA

Disco de poeira circunestelar é distorcido por um exoplaneta

Com o auxílio do telescópio espacial Hubble astrônomos fizeram a imagem mais detalhada até o momento de um grande disco de gás e poeira circulando a estrela de 20 milhões de anos Beta Pictoris.

© Hubble (Beta Pictoris em 1997 e 2012, de cima para baixo)

A estrela Beta Pictoris permanece até hoje sendo o único disco de detritos diretamente imageado que tem um planeta gigante, que foi descoberto em 2009. Devido ao seu período orbital ser comparativamente curto, estimado entre 18 e 22 anos, os astrônomos podem observar grande movimentação em poucos anos. Isso permite que os cientistas estudem como o disco da Beta Pictoris é distorcido pela presença de um massivo planeta mergulhado dentro do seu disco.

A nova imagem, feita na luz visível do Hubble traça o disco a uma distância de cerca de um milhão de quilômetros da estrela, o que equivale ao raio da órbita de Saturno ao redor do Sol.

“Algumas simulações computacionais fizeram a previsão de uma complicada estrutura para o disco interno devido à força gravitacional do curto período do planeta gigante. As novas imagens revelam o disco interno e confirmam as estruturas previstas. Essa descoberta valida os modelos, que nos ajudarão a deduzir a presença de outros exoplanetas em outros discos”, disse Daniel Apai da Universidade do Arizona. O planeta gasoso gigante no sistema Beta Pictoris foi diretamente imageado na luz infravermelha pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO a mais de seis anos.

© ESO (Beta Pictoris vista na luz infravermelha)

Esta imagem composta representa o ambiente perto de Beta Pictoris vista no espectro infravermelho próximo. Este ambiente bem fraco é revelado após uma subtração do halo estelar muito mais brilhante. A parte exterior da imagem mostra a luz refletida no disco de poeira, como observado em 1996, com o instrumento ADONIS no telescópio de 3,6 m do ESO; a parte mais interna do sistema é vista em 3,6 microns com o NACO no VLT em 2008. A fonte recém-detectada é mais de 1.000 vezes mais fraca do que Beta Pictoris, alinhada com o disco, a uma distância projetada de 8 vezes a distância Terra-Sol. Ambas as partes da imagem foram obtidas em telescópios do ESO, equipados com óptica adaptativa.

Quando compararam as últimas imagens do Hubble, com as imagens de 1997, os astrônomos descobriram que a distribuição da poeira do disco mudou neste período, apesar do fato da estrutura inteira estar orbitando a estrela como um carrossel. Isso significa que a estrutura do disco é suavemente contínua na direção da sua rotação na escala de tempo, aproximadamente, acompanhando o período orbital do planeta.

Em 1984 a Beta Pictoris foi a primeira estrela descoberta a abrigar um disco brilhante de poeira e detrito circunestelar que espalha a luz. Desde então, a Beta Pictoris tem sido objeto de intenso estudo do Hubble e de telescópios baseados na Terra. As observações espectroscópicas feitas pelo Hubble em 1991 descobriram a evidência de cometas extrassolares que frequentemente caem em direção a estrela.

O disco é facilmente observado porque ele está de lado e é especialmente brilhante devido à grande quantidade de poeira que espalha a luz, presente no disco. Além disso, a estrela Beta Pictoris está a 63 anos-luz, mais próxima da Terra do que outros sistemas de discos conhecidos.

Apesar do telescópio espacial Hubble já ter observado duas dezenas de discos circunestelares que espalham luz até o momento, o sistema de Beta Pictoris é o primeiro e melhor exemplo de como se deve parecer um sistema planetário jovem.

Uma coisa que os astrônomos aprenderam recentemente sobre os discos de detritos circunestelares é que suas estruturas, e a quantidade de poeira, é incrivelmente diversificada, e pode estar relacionada com os locais e com as massas dos planetas presentes nesses sistemas. “O disco de Beta Pictoris é o protótipo para um sistema de detrito circunestelar, mas ele pode não ser um bom arquétipo”, disse o co-autor Glenn Schneider da Universidade do Arizona.

Nota-se que o disco da Beta Pictoris é excepcionalmente empoeirado. Isso pode ser devido às recentes grandes colisões entre os corpos de tamanho planetário e outros corpos com tamanho de asteroides não observados que estão mergulhados no disco. Em particular, um lóbulo brilhante de poeira e gás no lado sudoeste do disco pode ser o resultado da pulverização de um corpo do tamanho de Marte que passou por uma grande explosão.

Tanto as imagens de 1997 e de 2012 foram feitas na luz visível espectógrafo do telescópio espacial Hubble, no modo de imageamento coronográfico. Um coronógrafo tem por objetivo bloquear a luz e o brilho da estrela central de modo que o disco possa ser observado.

Fonte: Space Telescope Science Institute e ESO

Descoberta a origem do campo magnético que cobre o Sol

O campo magnético que cobre o Sol e determina o seu comportamento, os ciclos de 11 anos que produzem fenômenos como manchas e tempestades solares, também tem outro lado: uma teia magnética que cobre toda a superfície do Sol em repouso e cujo fluxo magnético resultante é maior do que o das áreas ativas.

© IAA-CSIC/M. Gosic (fluxo magnético solar)

Um estudo liderado pelo Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC) revelou de onde é que o fluxo que alimenta esta teia vem.

O contorno da teia magnética solar coincide com os limites dos chamados supergrânulos, estruturas ligadas à existência de gás quente que sobe para a superfície (efeito semelhante às bolhas feitas por água fervendo) e com cerca de 20 mil km de diâmetro.

"Nós descobrimos que dentro destes supergrânulos, no que é conhecido como intra-rede, pequenos elementos magnéticos viajam para os limites exteriores e interagem com a rede," afirma Milan Gosic, pesquisador responsável pelo estudo.

O acompanhamento destes elementos até agora pouco conhecidos foi por si só um avanço considerável, mas o cálculo da sua contribuição para a teia magnética solar veio como uma grande surpresa: estes pequenos elementos podem criar e transferir, no espaço de apenas 14 horas, todo o fluxo magnético detetado na teia. "Tendo em conta que apenas cerca de 40% deste fluxo acaba na teia, nós achamos que a intra-rede pode repor o fluxo da teia em 24 horas," afirma Louis Bellot (IAA-CSIC), membro da equipe de pesquisa.

A taxa observada de transferência de fluxo magnético para a rede magnética é de 1,5 × 10²⁴ Mx por dia ao longo de toda a superfície solar. Sendo Mx é uma unidade de medida do fluxo magnético no sistema gaussiano, onde: 1 Mx = 1 G cm² = 10⁻⁸ Wb.

O modelo até agora dominante postulava que, por um lado, os campos magnéticos da teia resultavam da deterioração de zonas ativas como as manchas solares e, por outro, de estruturas conhecidas como regiões efêmeras, que fornecem uma série de fluxos mas que não são muito comuns.

Nesse sentido, o estudo por Gosic et al. provocou uma mudança de paradigma porque mostrou que as regiões efêmeras são demasiado escassas para ter um impacto significativo. "Ao longo de 40 horas detectamos apenas duas regiões efêmeras, pelo que a sua contribuição à teia não pode ser mais do que 10% do fluxo total. Em contraste, os pequenos elementos na intra-rede são contínuos e claramente dominantes," explica Gosic (IAA-CSIC).

A descoberta foi feita no decurso de sequências temporais extraordinariamente longas de observação (cerca de 40 horas) com o satélite japonês de alta resolução HINODE - um recorde para este tipo de instrumentos - que tornou possível o acompanhamento da evolução das células supergranulares durante toda a sua vida.

"Acredita-se que os elementos magnéticos da intra-rede e as suas interações com a teia possam ser responsáveis pelo aquecimento das camadas superiores da atmosfera solar, um dos problemas não resolvidos mais prementes da Física Solar," comenta Luis Bellot (IAA-CSIC). O estudo dos elementos magnéticos com dados do Hinode vão permitir uma utilização científica mais eficiente dos dados da missão SolO (Solar Orbiter) da ESA, para a qual a IAA-CSIC está desenvolvendo o instrumento IMAX.

Um artigo sobre a descoberta foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica da Andaluzia

A Estrela de Schulz

Uma equipe internacional de cientistas, liderada pelo Dr. Eric Mamajek, da Universidade de Rochester determinou que a aproximadamente 70.000 anos atrás, o recém-descoberto, próximo e de pouca massa, sistema binário WISE J072003.20-084651.2 passou a uma distância de apenas 0,8 anos-luz do Sol.

© University of Rochester/Michael Osadciw (ilustração da Estrela de Schulz)

Esta localização está dentro da distante nuvem de cometas, conhecida como Nuvem de Oort externa. Não se tem conhecimento, pelo menos até hoje, de nenhuma outra estrela que tenha se aproximado tanto assim do Sistema Solar, cerca de 5 vezes mais perto do que a atual estrela mais próxima do Sol, Proxima Centauri, que está localizada a cerca de 4,2 anos-luz da Terra.

O sistema binário, contém uma estrela anã vermelha (com uma massa de aproximadamente 8% da massa do Sol) e uma anã marrom (com uma massa de 6% a massa do Sol). Ele está localizado na constelação de Monoceros, a cerca de 20 anos-luz de distância da Terra.

O sistema foi apelidado de Estrela de Schulz em homenagem ao seu descobridor, o Dr. Ralf-Dieter Schulz do Leibiniz-Institut für Astrophysik Potsdam, na Alemanha, que primeiro relatou a sua descoberta em 2014.

Recentemente, o Dr. Eric Mamajek e seus colegas analisaram a velocidade e a trajetória deste sistema binário.

A trajetória da estrela sugere que a 70.000 anos atrás, ela passou a cerca de 52.000 unidades astronômicas (ou cerca de 0,8 anos-luz) do nosso Sol. De acordo com a equipe, a Estrela de Scholz tem uma mistura de características incomuns, apesar de estar muito próxima, ela apresenta um movimento tangencial muito lento.

“O movimento tangencial baixo e a proximidade inicialmente indicaram que a estrela estava muito provavelmente se movendo a um encontro no futuro com o Sistema Solar, ou que ela tinha recentemente passado pelo Sistema Solar e agora estava se afastando”, disse o Dr. Mamajek.

“As medidas de velocidade radial foram consistentes com uma estrela que estava se afastando das vizinhanças do Sol, e assim nós percebemos que ela deve ter tido um encontro num passado não muito distante”.

Os cientistas simularam 10.000 órbitas da Estrela de Scholz, levando em consideração sua posição, distância e velocidade, além do campo gravitacional da Via Láctea, e as incertezas estatísticas em todas as medidas.

Das 10.000 simulações, 98% mostraram que a estrela passou através da Nuvem de Oort externa, mas felizmente somente uma realização trouxe a estrela para a Nuvem de Oort interna, o que poderia ter deflagrado uma chuva de cometas.

No ponto mais próximo de sua passagem pelo Sistema Solar, a estrela pode ter atingido uma magnitude de 10, cerca de 50 vezes mais apagada do que normalmente pode ser visto a olho nu. Ela é magneticamente ativa, o que pode ter feito com que ela repentinamente ficasse milhares de vezes mais brilhante que Júpiter.

Assim, é possível que ela possa ter sido vista no céu, a olho nu, por nossos ancestrais a 70.000 anos atrás por minutos ou horas, durante esse raro evento de brilho intenso, chamado de flare.

Até agora, a estrela que dominava o recorde de distância de um sobrevoo pelo Sol era a HIP 85605, que foi prevista, passar perto do Sol em 240.000 a 470.000 anos a partir de agora.

Um artigo sobre este sistema binário foi publicado no Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Rochester

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