Medido com precisão o período de rotação de Saturno

Um dia em Saturno dura 10 horas 32 minutos e 45 segundos (+/- 46 segundos), disse um grupo de astrônomos liderados pelo Dr. Ravit Helled da Universidade de Tel Aviv em Israel.

© NASA/JPL/Space Science Institute (Saturno)

Esta imagem foi obtida em 10 de Setembro de 2007 pela sonda Cassini da NASA, a uma distância de cerca de 3,3 milhões de km do planeta Saturno. Rhea, a segunda maior lua de Saturno, é visível contra ao fundo azulado do hemisfério norte do planeta. Mimas, a sétima maior lua de Saturno, aparece como um pontinho contra as sombras do anel no flanco ocidental do planeta.

Para medir o período de rotação de Saturno, o sexto planeta desde o Sol, o Dr. Helled e seus colegas do Weizmann Institute of Science em Rehovot, Israel, criaram um novo método, que é baseado nas medidas do campo gravitacional de Saturno e o fato único que seu eixo leste-oeste é mais curto do que seu eixo norte-sul.

“Nas últimas duas décadas, o período de rotação padrão de Saturno foi aceito como sendo aquele medido pela sonda Voyager 2 nos anos de 1980, como sendo de 10 horas 39 minutos e 22 segundos”, explica o Dr. Helled.

“Mas quando a sonda Cassini chegou no planeta três décadas depois, o período de rotação foi medido como sendo 8 minutos maior. Entendeu-se então que o período de rotação de Saturno não poderia ser inferido a partir das flutuações nas medidas de radiação de rádio integradas com o campo magnético do planeta, o que de fato ainda é desconhecido”.

A Cassini mediu um sinal integrado com o campo magnético de Saturno com uma periodicidade de 10 horas 47 minutos e 6 segundos, algo mais vagaroso do que os registros anteriores.

“Desde então, uma grande questão para a astronomia tem sido sobre qual o período correto de rotação do planeta Saturno. Nos últimos 5 anos, existiram diferentes teorias para tentar responder essa pergunta. Nós apresentamos uma resposta com base na forma e no campo gravitacional do planeta. Nós fomos capazes de observar a questão como um todo, e as propriedades físicas do planeta para determinar seu período de rotação”, disse o Dr. Helled.

O novo método é baseado num processo de otimização estatística que desenvolveu algumas soluções. Primeiro, as soluções reproduziram as propriedades observadas de Saturno, sua massa e seu campo gravitacional. Então os astrônomos usaram essas informações para pesquisar o período de rotação onde a maior parte das soluções convergiam. A massa derivada do núcleo do planeta e a massa dos elementos pesados que o constitui, como rochas e água, são afetadas pelo período de rotação do planeta.

“Nós não podemos entender completamente a estrutura interna de Saturno sem uma determinação precisa do seu período de rotação”, disse o Dr. Helled.

Conhecer a composição de Saturno fornece informações sobre a formação de gigantes gasosos em geral e nas propriedades físicas e químicas da nebulosa protosolar.

O Dr. Helled e seus colegas esperam aplicar seu novo método para outros planetas gigantes gasosos do Sistema Solar como Urano e Netuno. O método poderia também ser aplicado em estudos futuros de exoplanetas gasosos.

Fonte: Nature

Descoberta pode auxiliar no estudo sobre a matéria escura

Astrônomos usando observações feitas com o telescópio espacial Hubble e com o observatório de raios X Chandra, encontraram que a matéria escura não reduz de velocidade quando colide entre si. Isso significa que ela interage com ela mesmo ainda menos do que se pensava anteriormente.

© Hubble/Chandra (seis aglomerados colidindo)

Os pesquisadores dizem que essa descoberta estreita as opções sobre o que pode ser essa misteriosa substância. A matéria escura é uma forma transparente de matéria que faz parte da maior massa no Universo. Pelo fato da matéria escura não refletir, absorver, ou emitir luz, ela só pode ser traçada indiretamente, medindo como ela distorce o espaço por meio do fenômeno de lente gravitacional, onde a luz de distantes fontes é ampliada e distorcida pelos efeitos gravitacionais da matéria escura.

Os dois observatórios espaciais foram usados para estudar como a matéria escura nos aglomerados de galáxias se comporta quando os aglomerados colidem. O Hubble foi usado para mapear a distribuição das estrelas e da matéria escura após a colisão, que foi traçada através do efeito de lente gravitacional na luz de fundo. O Chandra foi usado para observar a emissão de raios X do gás em colisão.

“A matéria escura é um enigma que nós buscamos a muito tempo revelar”, disse John Grunsfeld, administrador assistente do Science Mission Directorate da NASA em Washington. “Com as capacidades combinadas desses grandes observatórios, ambos em missões estendidas, nós estamos ainda mais perto de entender esse fenômeno cósmico”.

Para aprender mais sobre a matéria escura, os pesquisadores podem estudá-la de maneira similar como fazem com experimentos com a matéria visível, observando o que acontece quando ela atinge objetos celestes. Um excelente laboratório natural para essa análise pode ser encontrado nas colisões entre aglomerados de galáxias.

Os aglomerados de galáxias são feitos de três principais ingredientes: galáxias, nuvens de gás e matéria escura. Durante as colisões, as nuvens de gás que envelopam as galáxias se chocam e param. As galáxias são muito menos afetadas pelo arrasto do gás e, devido aos grandes vazios entre as estrelas, não se tem o efeito de redução de velocidade em cada uma.

“Nós sabemos como o gás e as galáxias reagem a essas colisões cósmicas e onde eles emergem a partir desse choque. Comparando como a matéria escura se comporta pode nos ajudar a estreitar o que ela realmente é”, explica David Harvey da École Polytechnique Fédérale de Lausanne, na Suíça, principal autor do novo estudo.

Harvey e sua equipe usou os dados do Hubble e do Chandra para estudar 72 grandes colisões em aglomerados. As colisões acontecem em tempos diferentes, e são vistas de diferentes ângulos, algumas de lado e outras de frente.

A equipe descobriu que, como as galáxias, a matéria escura continua direto através das violentas colisões sem reduzir a velocidade relativa para as galáxias. Pelo fato das galáxias passarem sem impedimentos, se os astrônomos observarem uma separação entre a distribuição das galáxias e a matéria escura então eles sabem que houve uma diminuição de velocidade. Se a matéria escura reduz a velocidade, ela se arrastará e ficará localizada em algum lugar entre as galáxias e o gás, que pode dizer aos pesquisadores o quanto ela tem interagido.

A teoria vigente é que as partículas da matéria escura se espalham através dos aglomerados de galáxias e frequentemente não se chocam uma com a outra. A razão da matéria escura não reduzir a velocidade é porque não somente ela não interage com as partículas visíveis, mas também ela pouco frequentemente interage com outra matéria escura. A equipe mediu essa interação própria e descobriu que ela ocorre menos frequentemente ainda do que se pensava anteriormente. Os teóricos de física de partículas têm agora um conjunto menor de variáveis desconhecidas para trabalhar quando construírem seus modelos.

“Um estudo prévio tinha visto um comportamento similar no Aglomerado Bullet”, disse Richard Massey, um membro da equipe, da Universidade de Durham, no Reino Unido. “Mas é difícil interpretar o que nós estamos vendo se nós só temos um exemplo. Cada colisão leva centenas de milhões de anos, assim, durante a nossa vida, nós só podemos ver um quadro congelado de um ângulo único de uma câmera. Agora que nós estamos estudando muito mais colisões, nós podemos começar a montar um filme completo e entender melhor o que está acontecendo”.

“Não está claro quanto nós esperamos que a matéria escura interaja com ela mesmo, pois a matéria escura vai contra tudo o que conhecemos”, disse Harvey. “Nós sabemos de observações prévias que ela precisa interagir com ela mesmo de maneira razoavelmente fraca, contudo, esse estudo tem agora colocado essa taxa abaixo até mesmo do grau de interação de dois prótons interagindo um com o outro, o que é uma teoria para a matéria escura”. Harvey disse que os resultados sugerem que a matéria escura é pouco provável de ser somente um tipo de próton escuro. Se a matéria escura espalhar como os prótons fazem um com os outros eletrostaticamente, ela teria sido detectada. Isso desafia a ideia de que existam prótons escuros, o equivalente aos fótons na matéria escura”, disse ele.

A matéria escura poderia potencialmente ter propriedades ricas e complexas, e existem ainda outros tipos de interações para o estudo. Esses últimos resultados descartam as interações que criam uma forte força de atrito, fazendo com que a matéria escura reduza a velocidade durante as colisões. Outras possíveis interações poderiam fazer com que as partículas da matéria escura rebatessem uma nas outras como bolas de sinuca, fazendo com que as partículas da matéria escura fossem ejetadas das nuvens pelas colisões ou para as bolhas de matéria escura para mudar a forma. Para aumentar o número de colisões que podem ser estudadas, a equipe está também buscando estudar colisões envolvendo galáxias individuais, que são muito mais comuns.

“Existem ainda alguns candidatos viáveis para o posto de matéria escura, assim o jogo ainda não acabou, mas nós estamos chegando cada vez mais perto da resposta”, concluiu Harvey. “Esses colisores de partículas astronomicamente grandes estão finalmente deixando com que possamos espiar o mundo escuro ao nosso redor e fora do nosso alcance”.

Os resultados desta pesquisa foram publicados na revista Science.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Ventos de buracos negros podem desligar a formação de estrelas

Um grupo de astrônomos utilizando o observatório espacial Herschel da ESA descobriu que os ventos de um enorme buraco negro estão varrerendo o reservatório de matéria-prima para a criação de estrelas da sua galáxia hospedeira.

© ERSA /ATG medialab (ilustração de ventos ejetando gás de buraco negro)

Localizados no núcleo da maioria das galáxias, os buracos negros supermassivos são objetos extremamente densos e compactos com massas que têm entre milhões e bilhões de vezes a do nosso Sol. Muitos são bastante passivos, como o que está no centro da nossa Via Láctea. No entanto, alguns buracos negros estão devorarando com grande apetite tudo o que os rodeia.

Estes buracos negros devoradores não só usam o gás que os rodeia para se abastecerem, como também expulsam parte desse gás na forma de ventos fortes e jatos. Os astrônomos já suspeitavam que estes ventos eram responsáveis por escoar o gás interestelar das galáxias. Em particular, as moléculas de gás das quais nascem as estrelas.

Este efeito pode afetar a formação de estrelas das galáxias, diminuindo a sua capacidade de criação ou mesmo extingui-la completamente.

Mas, até agora, não tinha sido possível observar este processo. Os astrônomos já tinham detectado com telescópios de raios X ventos muito perto de buracos negros. E, através de observações em infravermelho, tinham já registado descargas de moléculas de gás de grande intensidade nas galáxias. Mas não tinham ainda observado os dois fenômenos na mesma galáxia.

Um novo estudo mudou este cenário. Foram detetados ventos impelidos por um buraco negro, com diferentes intensidades. “É a primeira vez que vimos um buraco negro supermassivo explodindo o reservatório de gás de criação de estrelas da galáxia”, explica Francesco Tombesi, do Centro de Voo Espacial Goddard, da NASA, e da Universidade de Maryland, nos EUA, que liderou o estudo. Combinando observações em infravermelho do observatório espacial Herschel, da ESA, com novos dados do satélite de raios X Suzaku, do Japão e EUA, foi possível detectar ventos perto do buraco negro central da galáxia IRAS F11119+3257 e os ventos empurrando o gás galáctico para o exterior.

Perto do buraco negro, os ventos são fracos e rápidos, com rajadas de cerca de 25% da velocidade da luz e sopram o equivalente a cerca de uma massa solar de gás por ano. À medida que progridem para o exterior, os ventos tornam-se mais lentos, mas passam a varrer algumas centenas adicionais de massas solares de moléculas de gás por ano e empurram-nas para fora da galáxia.

Esta pesquisa mostra, pela primeira vez, que os ventos dos buracos negros estão esvaziando o gás das suas galáxias hospedeiras através de expulsões em grande escala. E está em conformidade com a teoria de que os buracos negros podem, em última instância, parar a formação de estrelas nas suas galáxias hospedeiras.

“O observatório espacial Herschel já tinha revolucionado o nosso conhecimento sobre a criação de estrelas. Este novo resultado ajuda-nos a compreender como e por que é que a formação de estrelas em algumas galáxias pode ser alterada ou até mesmo desligada”, diz Göran Pilbratt, cientista do observatório Herschel na ESA.

“O culpado deste mistério cósmico foi encontrado. Como muitos suspeitavam, um buraco negro central pode impulsionar expulsões de gás em grande escala, que extingue a formação de estrelas.”

O estudo foi publicado esta semana na Nature.

Fonte: ESA

Nuvem empoeirada G2 sobreviveu a encontro próximo com buraco negro

As melhores observações conseguidas até hoje da nuvem de gás empoeirada G2 confirmam que este objeto teve a sua aproximação máxima ao buraco negro supermassivo que se encontra no centro da Via Láctea em maio de 2014 e que sobreviveu à experiência.

© ESO/A. Eckart (o movimento da nuvem G2)

Esta imagem composta mostra o movimento da nuvem empoeirada G2 à medida que se aproxima e depois passa pelo buraco negro supermassivo que se situa no centro da Via Láctea.

Os novos resultados obtidos com o Very Large Telescope (VLT) do ESO mostram que o objeto parece não ter sido significativamente esticado e que é muito compacto. Trata-se muito provavelmente de uma estrela jovem com um núcleo massivo que ainda se encontra acretando material. O buraco negro propriamente dito não mostrou ainda nenhum sinal de aumento de atividade.

Um buraco negro supermassivo com uma massa de quatro milhões de vezes a massa do Sol situa-se no núcleo da Via Láctea. Em sua órbita encontra-se um pequeno grupo de estrelas brilhantes e adicionalmente foi descoberta uma nuvem poeirenta bastante enigmática, conhecida por G2, que foi observada caindo em direção ao buraco negro nos últimos anos. Foi previsto que a aproximação máxima ocorresse em maio de 2014.
Pensou-se que as enormes forças de maré nesta região de gravidade extremamente elevada desfizessem a nuvem e a dispersassem ao longo da sua órbita. Algum deste material alimentaria o buraco negro, levando a  explosões repentinas. Para estudar estes eventos únicos, a região do centro galáctico foi observada cuidadosamente nos últimos anos por muitas equipes que utilizaram os maiores telescópios do mundo.
Uma equipe liderada por Andreas Eckart (Universidade de Colônia, Alemanha) observou a região com o auxílio do VLT durante muitos anos, incluindo durante o período crítico de fevereiro a setembro de 2014, ou seja imediatamente antes e depois do evento da maior aproximação de maio de 2014. Estas novas observações são consistentes com observações anteriores obtidas com o telescópio Keck no Havaí.
As imagens no infravermelho, radiação emitida pelo hidrogênio brilhante, mostram que a nuvem se manteve compacta antes e depois da aproximação máxima, ou seja, durante todo o trajeto que a levou a contornar o buraco negro.
Para além de fornecer imagens muito nítidas, o instrumento SINFONI montado no VLT separa também a radiação nas suas componentes de cor infravermelhas e portanto permite estimar a velocidade da nuvem. Uma vez que a nuvem empoeirada se move relativamente à Terra, afastando-se da Terra antes da maior aproximação ao buraco negro e aproximando-se dela depois, o efeito Doppler faz variar o comprimento de onda observado. Antes da aproximação máxima, a nuvem estava se afastando da Terra a uma velocidade de cerca de dez milhões de quilômetros por hora e depois de ter contornado o buraco negro, estava se aproximando da Terra a cerca de doze milhões de quilômetros por hora.
Florian Peissker, um estudante de doutorado na Universidade de Colônia, Alemanha, que fez muitas das observações, comenta: “Estar no telescópio e ver os dados chegando em tempo real foi uma experiência fascinante”, e Monica Valencia-S., uma pesquisadora de pós-doutorado, também da Universidade de Colônia, que trabalhou na difícil redução dos dados, acrescenta: “Foi extraordinário ver que o brilho da nuvem empoeirada se manteve compacto antes e depois da maior aproximação ao buraco negro.”
Embora observações anteriores tivessem sugerido que o objeto G2 estava se esticando, as novas observações não mostram evidências de que a nuvem tenha ficado significativamente espalhada, não mostrando a nuvem visivelmente estendida, nem mostrando uma maior dispersão nas velocidades.
Além das observações feitas com o instrumento SINFONI, a equipe fez também uma série de medições da polarização da radiação vinda da região do buraco negro supermassivo usando o instrumento NACO montado no VLT. Estas observações, as melhores deste tipo obtidas até hoje, revelam que o comportamento do material que está sendo acretado pelo buraco negro é muito estável e que, pelo menos até agora, não foi alterado pela chegada de material da nuvem G2.
A resiliência da nuvem empoeirada aos efeitos de maré gravitacionais extremos existentes próximo do buraco negro sugere fortemente que este material está girando em torno de um objeto denso com um núcleo massivo, não se tratando de uma nuvem flutuando livremente. Este fato é igualmente apoiado pela ausência, até agora, de evidências de que este material esteja alimentando o monstro central, o que levaria a explosões repentinas e aumento de atividade.
Andreas Eckart sumariza os novos resultados: “Vimos todos os dados recentes e em particular os referentes ao período de 2014, época em que houve a maior aproximação ao buraco negro. Não podemos confirmar que a fonte tenha sido esticada de modo significativo. O objeto não se comporta de modo nenhum como uma nuvem de poeira sem núcleo. Pensamos que se trata sim de uma estrela jovem ainda envolta em poeira”.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Monitoring the Dusty S-Cluster Object (DSO/G2) on its Orbit towards the Galactic Center Black Hole” de M. Valencia-S. et al., que foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Encontrado elo perdido entre supernovas e formação planetária

Usando o observatório SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA, uma equipe científica internacional descobriu que as supernovas são capazes de produzir uma quantidade substancial de material a partir do qual planetas como a Terra se podem formar.

© NASA/CXO/Herschel/VLA/Lau et al (Remanescente de Supernova de Sagitário A Este)

Os dados do SOFIA revelam poeira quente (branco) que sobrevive dentro de um remanescente de supernova, que é aqui vista em raios X (azul). A emissão de rádio (vermelho) mostra ondas de choque em expansão que colidem com as nuvens interestelares nos arredores (verde).

"As nossas observações revelam que uma nuvem produzida por uma explosão de supernova há 10.000 anos atrás contém poeira suficiente para fabricar 7.000 Terras," afirma Ryan Lau da Universidade de Cornell em Ithaca, Nova Iorque, EUA.

Uma das maiores questões da astronomia, é, por que as galáxias, formadas a um bilhão de anos depois do Big Bang, contêm tanta poeira? A principal teoria é que as supernovas possuem grandes quantidades de material enriquecido em metal que, por sua vez, abriga ingredientes fundamentais de poeira como sílica, ferro e carbono.

A equipe de pesquisa, liderada por Lau, usou o telescópio aéreo SOFIA e a sua câmara FORCAST (Faint Object InfraRed CAmera for the SOFIA Telescope), para obter imagens infravermelhas de uma nuvem interestelar conhecida como Remanescente de Supernova de Sagitário A Este, que fica localizado a cerca de 26.000 anos-luz de distância da Terra perto do centro da Via Láctea.

O SOFIA é um avião Boeing 747 altamente modificado que transporta um telescópio com um diâmetro efetivo de 100 polegadas (2,5 metros) até altitudes entre 12 e 14 km. O SOFIA é um projeto conjunto da NASA e do Centro Aeroespacial Alemão.

A equipe usou os dados do SOFIA para estimar a massa total de poeira na nuvem a partir da intensidade da sua emissão. A pesquisa exigiu medições em comprimentos de onda infravermelhos e longos a fim de atravessar as nuvens interestelares intervenientes e detectar a radiação emitida pela poeira da supernova.

Os astrônomos já tinham evidências de que ondas de choque (para fora) de uma supernova podiam produzir quantidades significativas de poeira. Até agora, uma questão primordial era saber se as partículas de poeira conseguiam sobreviver a uma subsequente onda de choque (para dentro) gerada quando a primeira colide com o gás e a poeira interestelar dos arredores.

"A poeira sobreviveu o segundo 'ataque' de ondas de choque da explosão de supernova e está agora seguindo para o meio interestelar onde pode tornar-se parte da 'semente' de novas estrelas e planetas," explica Lau.

Estes resultados também revelam a possibilidade de que a grande quantidade de poeira observada em galáxias distantes e jovens pode ter sido criada por explosões de supernova de estrelas maciças e antigas, pois nenhum outro mecanismo conhecido pode ter produzido assim tanta poeira.

"Esta descoberta é um marco especial para o SOFIA, pois demonstra como as observações da nossa própria Via Láctea podem suportar diretamente o nosso conhecimento da evolução de galáxias a bilhões de anos-luz de distância," afirma Pamela Marcum, cientista do projeto SOFIA no Centro de Pesquisa Ames em Moffett Field, no estado americano da Califórnia.

Estes resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: Universidade de Cornell

Estrelas em colisão explicam explosão enigmática do século XVII

Observações recentes obtidas com o APEX e outros telescópios revelaram que a estrela que os astrônomos europeus viram aparecer no céu em 1670 não era uma nova, mas sim um tipo muito mais raro e violento de colisão estelar.

© ESO/T. Kamiński (restos da nova de 1670)

Esta imagem mostra os restos da nova estrela que foi vista no ano 1670. A imagem foi criada a partir de uma combinação de imagens no visível obtidas com o telescópio Gemini (em azul), de um mapa submilimétrico que mostra a poeira obtido pelo SMA (em verde) e de um mapa da emissão molecular obtido pelo APEX e pelo SMA (em vermelho).

A explosão foi suficientemente espetacular para ser observada a olho nu durante sua primeira fase, mas os traços que deixou eram tão fracos que foi necessário fazer análises muito detalhadas com telescópios submilimétricos, mais de 340 anos depois, antes de se conseguir desvendar o mistério.

Alguns dos maiores astrônomos do século XVII, incluindo Hevelius, o pai da cartografia lunar, e Cassini, documentaram detalhadamente o aparecimento de uma nova estrela no céu em 1670. Hevelius descreveu-a como nova sub capite Cygni, uma estrela nova por baixo da cabeça do cisne, mas os astrônomos conhecem-na atualmente pelo nome de Nova Vulpeculae 1670. Este objeto situa-se dentro dos limites da constelação moderna da Raposa, do outro lado da fronteira com o Cisne. É também referido por vezes como Nova Vul 1670 e CK Vulpeculae, a sua designação como estrela variável. Registros históricos de novas são raros, mas são também de grande interesse para os astrônomos modernos. A Nova Vul 1670 é a nova da qual temos o registro mais antigo e é, ao mesmo tempo, a mais tênue recuperada em observações posteriores.
O autor principal do novo estudo, Tomasz Kamiński (ESO e Instituto Max Planck de Rádio Astronomia, Bonn, Alemanha) explica: “Durante muitos anos pensou-se que este objeto era uma nova, mas quanto mais o estudávamos menos ele se parecia com uma nova normal, ou até com qualquer tipo de estrela em explosão”.
Quando apareceu pela primeira vez no céu, a Nova Vul 1670 era facilmente visível a olho nu e foi variando de brilho durante dois anos. Em seguida desapareceu e tornou a aparecer por duas vezes antes de finalmente deixar de ser vista totalmente. Embora bem documentada para a sua época, os intrépidos astrônomos não tinham o equipamento necessário para resolver o mistério da atuação peculiar desta nova aparente.
Durante o século XX os astrônomos compreenderam que a maioria das novas podiam ser explicadas por um comportamento explosivo de estrelas binárias muito próximas uma da outra. No entanto, a Nova Vul 1670 não encaixava nada bem neste modelo e permaneceu um mistério.
Apesar do poder dos telescópios ser cada vez melhor, pensou-se durante muito tempo que o evento não teria deixado rastro e foi apenas nos anos 1980 que uma equipe de astrônomos detectou uma nebulosa tênue rodeando o local onde se suponha que a estrela tinha estado. Apesar destas observações terem fornecido uma ligação óbvia com a estrela de 1670, não conseguiram, no entanto, desvendar a verdadeira natureza do evento observado nos céus da Europa cerca de 300 anos antes.
Tomasz Kamiński continua contando: “Observamos agora esta região nos comprimentos de onda do milímetro e do submilímetro e descobrimos que o meio que circunda os restos da estrela está imerso num gás frio rico em moléculas, apresentando uma composição química muito incomum”.
Além do APEX, a equipe utilizou também o Submillimeter Array (SMA) e o rádio telescópio Effelsberg para determinar a composição química e medir as razões dos diferentes isótopos do gás. Com todos estes dados obteve-se um panorama muito detalhado da área, o que permitiu saber de onde é que este material poderia ter vindo.
O que a equipe descobriu foi que a massa do material frio era demasiado elevada para ser o produto de uma explosão de nova e, adicionalmente, as razões de isótopos que a equipe mediu em torno da Nova Vul 1670 eram diferentes dos esperados para uma nova. Mas, se não era uma nova, o que era então?
A resposta é uma espetacular colisão entre duas estrelas, mais brilhante que uma nova, mas menos que uma supernova, que produzem algo chamado transiente vermelha. Trata-se de um fenômeno muito raro no qual as estrelas explodem devido a uma fusão entre si, ejetando material do interior estelar para o espaço e deixando eventualmente para trás apenas um remanescente fraco envolto num ambiente frio, rico em moléculas e poeira. Esta classe recém-reconhecida de estrelas eruptivas corresponde quase que perfeitamente ao perfil da Nova Vul 1670.
Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Nuclear ashes and outflow in the oldest known eruptive star Nova Vul 1670” de T. Kamiński et al., que foi publicado online na revista Nature.

Fonte: ESO

Milhões de estrelas estão se formando numa galáxia anã vizinha

Mais de um milhão de jovens estrelas estão se formando em uma nuvem empoeirada quente constituída de gases moleculares em uma pequena galáxia perto da Via Láctea.

© Hubble/SMA/Jean Turner (galáxia NGC 5253)

O fundo azul é uma imagem do telescópio espacial Hubble da galáxia NGC 5253, as manchas brancas são aglomerados de estrelas jovens. Sobreposto está o gás (vermelho e amarelo) como visto pelo Submillimeter Array (SMA) instalado no Havaí. A parte mais brilhante da imagem é a Nuvem D.

O aglomerado de estrelas está enterrado dentro de uma galáxia anã conhecida como NGC 5253, na constelação de Centaurus. O aglomerado tem um bilhão de vezes a luminosidade do Sol, mas é invisível à luz normal, escondido por seus próprios gases quentes.

"Somos poeira das estrelas, e este aglomerado é uma fábrica de estrelas e fuligem", disse Jean Turner, professora de física e astronomia na Universidade da Califórnia (UCLA), em Los Angeles, e principal autor da pesquisa. "Estamos vendo a poeira que as estrelas têm criado. Normalmente, quando olhamos para um aglomerado de estrelas, as estrelas dispersaram há muito tempo todo o gás e poeira, mas neste aglomerado, vemos a poeira. Eu tenho procurado pela nuvem de gás que está se formando e seu conjunto de estrelas durante anos", disse Turner.

A quantidade de poeira em torno das estrelas é extraordinário, cerca de 15 mil vezes a massa do nosso Sol em elementos como carbono e oxigênio. O aglomerado está a cerca de 3 milhões de anos, o que em termos astronômicos, é extremamente jovem. É provável que viverá por mais de um bilhão de anos.

A Via Láctea não formou aglomerados de estrelas gigantescas por bilhões de anos. Ela ainda está formando novas estrelas, mas não em grande quantidade. Alguns astrônomos acreditavam que esses aglomerados de estrelas gigantes poderiam se formar apenas no início do Universo.

A Via Láctea tem nuvens de gás, mas nada comparável a Nuvem D desta galáxia, que abriga o enorme aglomerado de estrelas envolto em gás e poeira espessa.

A quantidade de uma nuvem de gás que se transformou em estrelas varia em diferentes partes do Universo. Na Via Láctea, a taxa de nuvens de gás do tamanho da nuvem D é inferior a 5%. Na Nuvem D a taxa é de pelo menos 10 vezes maior.

Turner e seus colegas conduziram a pesquisa com o SMA, um projeto conjunto do Smithsonian Astrophysical Observatory e Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, em Mauna Kea no Havaí.

A NGC 5253 tem milhares de estrelas que se tornaram supernovas, mas nenhuma evidência foi encontrada ainda. O aglomerado contém mais de 7.000 estrelas maciças do tipo "O", que são as mais luminosas de todas as estrelas conhecidas, sendo um milhão de vezes mais brilhante do que Sol. A NGC 5253 tem cerca de nove vezes mais matéria escura do que a matéria visível, uma taxa muito maior do que as partes internas da Via Láctea.

Nos próximos anos, a nuvem pode ser destruída por estrelas que se tornaram supernovas, que conduziria todo o gás e elementos criados pelas estrelas para o espaço interestelar."

Turner e seus colegas detectaram pela primeira vez emissão de rádio do aglomerado de estrelas em 1996. Eles continuarão estudando a galáxia utilizando o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) no Chile.

A pesquisa foi publicada num artigo da revista Nature.

Fonte: Universidade da Califórnia

A extensão da gigantesca erupção vulcânica da Lua é revelada

Uma equipe de astrônomos e geólogos produziram um novo mapa do vulcão mais incomum da Lua mostrando que sua erupção explosiva lançou detritos sobre uma área muito maior do que se pensava anteriormente.

© Durham University/Jack Wilson (área em torno do Complexo Vulcânico Compton-Belcovich)

A imagem acima mostra a área em torno do Complexo Vulcânico Compton-Belcovich, onde a escala vertical foi reforçada para maior nitidez. A região vermelha com cerca de 35 km de diâmetro é o complexo vulcânico e a área verde contém os detritos radioativos da erupção do vulcão, que se estende por 300 quilômetros a leste.

A equipe, liderada pelos especialistas do Institute for Computational Cosmology and Department of Earth Sciences na Universidade de Durham no Reino Unido, estudou uma área da superfície lunar no Complexo Vulcânico Compton-Belcovich.

Mapeando o elemento radioativo tório, que foi lançado durante a erupção, eles descobriram que com a ajuda da baixa gravidade da Lua os detritos de um vulcão sem nome eram capazes de cobrir uma área com cerca de 70.000 quilômetros quadrados.

A erupção, que aconteceu a cerca de 3,5 bilhões de anos, lançou rochas cinco vezes mais distante do que o fluxo piroclástico de rocha derretida e gases que soterraram a cidade romana de Pompeia.

Os pesquisadores usaram dados da sonda Lunar Prospector da NASA, que registrou o local vulcânico, pela primeira vez em 1999 quando eles detectaram um depósito isolado de tório no lado escuro da Lua entre as crateras de impacto Compton e Belkovich.

Desde a sua descoberta, o depósito tem sido difícil de ser estudado pois ele está escondido abaixo dos detritos dos impactos de meteoritos, mas a Lunar Prospector detectou raios gama emitidos pelo tório que pode passar por centenas de metros de rocha.

Com base nessa informação, os pesquisadores usaram uma técnica de realce de imagem, originalmente desenvolvida para espiar o Universo distante, para deixar o mapa mais nítido e revelar o enorme tamanho do depósito de tório da erupção vulcânica.

“Os vulcões eram comuns no início da vida da Lua, e os “mares” escuros que você pode observar na superfície da Lua foram criados pela lava rica em ferro que inundaram grandes áreas, preenchendo as crateras de impacto”, disse Jack Wilson do Institute for Computational Cosmology de Durham.

“A erupção de lava brilhante, pobre em ferro e viscosa, que criou os cones vulcânicos de flancos íngremes, eram raras e observadas somente em locais como esses. A erupção explosiva desse tipo de lava é desconhecida em qualquer outro local da Lua, fazendo desse vulcão algo bem único”.

“Mapeando o conteúdo radioativo da lava desse vulcão nós somos capazes de mostrar que a rocha derretida radioativa, fluiu além dos taludes do vulcão, alcançando centenas de quilômetros em uma direção”, disse Wilson.

A equipe de pesquisa está agora planejando aplicar essa técnica de mapeamento no maior vulcão conhecido do Sistema Solar, o Monte Olympus em Marte.

Além do elemento radioativo tório, os pesquisadores irão buscar por hidrogênio e os remanescentes possíveis de gelo de água de geleiras nos altos taludes do Planeta Vermelho.

Fonte: Astronomy

A existência de exoplanetas em zona habitável na maior parte das estrelas

Os astrônomos já descobriram quase 2.000 exoplanetas na nossa Galáxia e muitos deles encontram-se em sistemas múltiplos em órbita de uma estrela hospedeira.

© Instituto Niels Bohr (ilustração do trânsito de um exoplaneta)

O satélite Kepler observa os trânsitos de exoplanetas ao medir a curva de luz de uma estrela. Quando um planeta passa em frente da estrela, ocorre uma diminuição do brilho. Se esta diminuição ocorrer regularmente, pode então existir um planeta em órbita da estrela.

Ao analisarem estes sistemas planetários, pesquisadores da Universidade Nacional da Austrália e do Instituto Niels Bohr em Copenhague calcularam probabilisticamente o número de estrelas na Via Láctea com planetas na zona habitável. Os cálculos mostram que bilhões de estrelas na Via Láctea têm entre 1 e 3 planetas na zona habitável, onde existe o potencial para água líquida e existência de vida.

Com o satélite Kepler da NASA, os astrônomos descobriram cerca de 1.000 planetas em torno de estrelas da Via Láctea e descobriram também cerca de 3.000 outros candidatos a planeta. Muitas das estrelas têm sistemas planetários com 2 a 6 planetas, mas as estrelas podem muito bem ter mais planetas do que aqueles observados pelo Kepler, que é mais adequado para encontrar planetas grandes que orbitam relativamente perto das suas estrelas.

Os planetas que orbitam perto das suas estrelas são demasiado quentes para albergar vida, por isso a fim de descobrirem quais os sistemas planetários que podem também ter planetas na zona habitável com o potencial de água no estado líquido e vida, um grupo de pesquisadores da Universidade Nacional da Austrália e do Instituto Neils Bohr em Copenhague fez cálculos com base numa nova versão de um método com 250 anos chamado lei de Titius-Bode.

A lei de Titius-Bode foi formulada em 1766 e calculou corretamente a posição de Urano antes mesmo de ter sido descoberto. A lei afirma a existência de uma certa relação entre os períodos orbitais dos planetas num sistema planetário. Assim, a relação entre o período orbital do primeiro e do segundo planeta é a mesma entre o segundo e o terceiro e assim por diante. Portanto, se soubéssemos quanto tempo alguns planetas demoram para orbitar o Sol/estrela, podemos calcular quanto tempo outros planetas demoram para completar uma órbita e assim calcular a sua posição no sistema planetário. Também podemos calcular se um planeta está "em falta" na sequência.

"Nós decidimos usar este método para calcular as potenciais posições planetárias em 151 sistemas planetários, onde o satélite Kepler encontrou entre 3 e 6 planetas. Em 124 dos sistemas planetários, a lei de Titius-Bode encaixou, tão bem ou melhor do que o nosso próprio Sistema Solar, com as posições dos planetas. Tentamos prever onde poderiam existir mais planetas longínquos. Mas fizemos apenas cálculos para planetas onde existe uma boa hipótese de os observarmos com o Kepler", descreve Steffen Kjær Jacobsen, estudante de doutoramento do grupo de pesquisa do Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhague.

Em 27 dos 151 sistemas planetários, os planetas observados não encaixam, à primeira vista, com a lei de Titius-Bode. Então, tentaram colocar planetas no "padrão" para onde os planetas deviam estar localizados. Acrescentaram os planetas que pareciam estar "em falta" entre os planetas já conhecidos e também acrescentaram um planeta extra no sistema para além do planeta mais exterior conhecido. Desta forma, previram um total de 228 planetas nos 151 sistemas planetários.

"Em seguida, fizemos uma lista de prioridades focada em 77 planetas de 40 sistemas planetários, porque têm uma alta probabilidade de fazer um trânsito, para que os possamos ver com o Kepler. Nós incentivamos outros pesquisadores a procurá-los. Se forem encontrados, é uma indicação de que a teoria resiste," explica Steffen Kjær Jacobsen.

Os planetas que orbitam muito perto da estrela são demasiado quentes para ter água líquida e vida, e os planetas que estão muito longe da estrela são muito frios, mas a zona habitável intermédia, onde existe um potencial para água líquida e vida, não é uma distância fixa. A zona habitável de um sistema planetário é diferente de estrela para estrela, dependendo do seu tamanho e brilho.

Os cientistas avaliaram o número de planetas na zona habitável com base nos planetas extra adicionados aos 151 sistemas planetários segundo a lei de Titius-Bode. O resultado foi entre 1 a 3 planetas na zona habitável para cada sistema planetário.

Destes 151 sistemas planetários, os astrônomos fizeram uma verificação adicional em 31 sistemas onde já tinham encontrado planetas na zona habitável ou onde seria apenas necessário um planeta extra para cumprir os requisitos.

"Nestes 31 sistemas, os nossos cálculos mostram uma média de dois planetas na zona habitável. De acordo com as estatísticas e as indicações que temos, uma boa parte dos planetas na zona habitável são rochosos, onde poderá existir água no estado líquido e vida," diz Steffen Kjær Jacobsen.

Se alargarmos os cálculos ainda mais para o espaço, isso significaria que só na nossa Galáxia, a Via Láctea, podem existir bilhões de estrelas com planetas na zona habitável, onde poderá existir água líquida e vida.

Jacobsen afirma que o que querem agora fazer é encorajar outros pesquisadores a estudarem novamente os dados do Kepler para os 40 sistemas planetários que previram estar bem colocados para observações com o satélite Kepler.

Os resultados foram publicados na revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Niels Bohr Institute

Um segundo planeta menor pode possuir anéis como Saturno

Existem apenas cinco corpos no nosso Sistema Solar que se conhece terem anéis.

© ESO (ilustração de um sistema de anéis ao redor de um centauro)

O mais óbvio é o planeta Saturno; em menor escala, também existem anéis de gás e poeira ao redor de Júpiter, Urano e Netuno. O quinto membro deste grupo é Chariklo, da classe de planetas menores conhecidos como centauros: corpos rochosos e pequenos que possuem qualidades tanto de asteroides como de cometas.

Os cientistas apenas recentemente detectaram o sistema de anéis de Chariklo, uma descoberta surpreendente, pois pensava-se que os centauros eram relativamente dormentes. Agora, cientistas detectaram um possível sistema de anéis em torno de um segundo centauro, Quíron. Os astros Chariklo e Quíron são também classificados como como planetas anões.

Em novembro de 2011, o grupo observou uma ocultação estelar na qual Quíron passou em frente de uma estrela brilhante, bloqueando momentaneamente a sua luz. Os pesquisadores analisaram as emissões de luz da estrela, a sombra momentânea criada por Quíron e identificaram características ópticas que sugerem que o centauro pode possuir um disco de detritos em órbita. A equipe acredita que as características podem significar um sistema de anéis, uma concha circular de gás e poeira ou jatos simétricos de material expelido desde a superfície do centauro.

"É interessante, porque Quíron é um centauro, parte daquela seção média do Sistema Solar, entre Júpiter e Plutão, onde originalmente pensávamos que as coisas não eram muito ativas, mas ao que parece as coisas são muito ativas," afirma Amanda Bosh, professora do Departamento de Ciências Atmosféricas, Planetárias e da Terra do MIT (Massachusetts Institute of Technology), EUA.

Quíron, descoberto em 1977, foi o primeiro corpo planetário categorizado como centauro, em honra à criatura da mitologia grega, um híbrido de homem e animal. Tal como na mitologia, os centauros são híbridos, incorporando características de asteroides e de cometas. Hoje, os cientistas estimam que existem mais de 44.000 centauros no Sistema Solar, concentrados sobretudo numa banda entre as órbitas de Júpiter e Plutão.

Apesar de se pensar que a maioria dos centauros esteja dormente, os cientistas já viram sinais de atividade em Quíron. A partir do final da década de 1980, foram observados padrões de aumento de brilho no centauro, bem como atividade parecida à de um cometa.

Em 1993 e 1994, James Elliot, no momento professor de astronomia planetária e física no MIT, observou uma ocultação estelar de Quíron e fez as primeiras estimativas do seu tamanho. Elliot também observou características, nos dados ópticos, parecidas com jatos de água e poeira expelidos a partir da superfície do centauro.

Agora, cientistas do MIT obtiveram observações mais precisas de Quíron, usando dois grandes telescópios no Havaí, o IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA, em Mauna Kea, e o LCOGT.net (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network) em Haleakala.

Em 2010, a equipe começou a traçar as órbitas de Quíron e de estrelas próximas a fim de identificar exatamente quando o centauro podia passar à frente de uma estrela suficientemente brilhante. Os cientistas determinaram que uma tal ocultação estelar teria lugar no dia 29 de novembro de 2011, e reservaram tempo de observação nos dois telescópios na esperança de avistar a sombra de Quíron.

"Existe uma espécie de serendipidade nestas observações," comenta Bosh. "Precisamos de uma certa dose de sorte, à espera que Quíron passe em frente de uma estrela suficientemente brilhante. Quíron propriamente dito é pequeno o suficiente para que o evento seja muito curto; basta piscar o olho para o perder."

A equipe observou a ocultação estelar remotamente a partir do MIT. O evento durou apenas alguns minutos e os telescópios registaram a diminuição de luz à medida que Quíron passava em frente da estrela.

O grupo analisou os dados recolhidos e detectou algo inesperado. Um corpo simples, sem material circundante, criaria um padrão simples, bloqueando inteiramente a luz da estrela. Mas os pesquisadores observaram características nítidas e simétricas perto do início e do fim da ocultação estelar, um sinal que material, como por exemplo poeira, podia estar bloqueando uma fração da luz estelar.

Foram observadas duas destas características, cada a cerca de 300 km do centro do centauro. Tendo em conta os dados ópticos, as características têm 3 e 7 km de largura, respectivamente. As características são semelhantes às observadas por Elliot na década de 1990.

À luz destas novas observações, os cientistas dizem que Quíron pode ainda possuir jatos simétricos de gás e poeira, como Elliot propôs. No entanto, outras interpretações podem ser igualmente válidas, incluindo a possibilidade de uma concha ou anel de gás e poeira.

Jessica Ruprecht, pesquisadora do Laboratório Lincoln do MIT, diz que é possível imaginar um cenário no qual os centauros podem formar anéis: por exemplo, quando um corpo é quebrado, os detritos resultantes podem ser capturados gravitacionalmente ao redor de outro corpo, como Quíron. Os anéis também podem ser material residual resultante da própria formação de Quíron.

"Outra possibilidade envolve a história da distância de Quíron ao Sol," explica Ruprecht. "Os centauros podem ter começado mais distantes no Sistema Solar e, através das interações gravitacionais com os planetas gigantes, tiveram as suas órbitas perturbadas para mais perto do Sol. O material gelado que teria sido mais estável para lá de Plutão torna-se menos estável a distâncias menores, transforma-se em gás que empurra poeira e material para fora da superfície de um corpo."

Desde então, um grupo independente combinou os dados da ocultação recolhidos pelo grupo do MIT com outros dados ópticos e concluiu que as características em torno de Quíron provavelmente representam um sistema de anéis. No entanto, Ruprecht comenta que os cientistas terão que observar mais ocultações estelares para determinar realmente qual das interpretações: anéis, concha ou jatos é a correta.

"Até que os anéis de Chariklo foram encontrados, pensava-se que estes corpos menores não podiam ter sistemas de anéis," afirma. "Se Quíron tiver realmente um sistema de anéis, vai mostrar que é mais comum do que se pensava anteriormente."

Matthew Knight, astrônomo do Observatório Lowell em Flagstaff, no estado americano do Arizona, diz que a possibilidade de existência de anéis em Quíron "torna o Sistema Solar um pouco mais íntimo."

"Nós temos uma boa noção da maioria do Sistema Solar interior graças às missões espaciais, mas estes pequenos mundos gelados do Sistema Solar exterior ainda são misteriosos," comenta Knight, que não esteve envolvido na pesquisa. "Pelo menos para mim, ser capaz de imaginar um centauro com anéis fá-lo parecer mais tangível."

Estes resultados foram publicados na revista Icarus.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Explosão de supernova pode ter grande impacto

Usando o Observatório de raios X Chandra da NASA, astrônomos estudaram uma explosão em particular que pode fornecer pistas para a dinâmica de outras erupções estelares muito maiores.

© NASA/CXC/RIKEN/D. Takei (GK Persei em raios X, rádio e no visível)

Uma equipe de pesquisadores apontou o telescópio para GK Persei, um objeto que causou sensação no mundo da astronomia em 1901 quando, de repente, apareceu como uma das estrelas mais brilhantes no céu por alguns dias, antes de gradualmente diminuir de brilho. Hoje, os astrónomos citam GK Persei como um exemplo de uma "nova clássica", um surto de luz produzida por uma explosão termonuclear à superfície de uma anã branca, o remanescente denso de uma estrela semelhante ao Sol.

Uma nova pode ocorrer se a forte gravidade de uma anã branca puxa material de uma estrela companheira em órbita. Se material suficiente, principalmente na forma de hidrogênio gasoso, se acumular à superfície da anã branca, pode ocorrer fusão nuclear e caso esta se intensifique, culmina na explosão de uma bomba cósmica de hidrogênio. As camadas exteriores da anã branca são expelidas, produzindo uma nova que pode ser observada durante um período de meses a anos, à medida que o material se expande para o espaço.

As novas clássicas podem ser consideradas versões "em miniatura" das explosões de supernova. As supernovas assinalam a destruição de toda uma estrela e podem ser tão brilhantes que ofuscam toda a galáxia onde se encontram. As supernovas são extremamente importantes para a ecologia cósmica porque injetam quantidades enormes de energia para o gás interestelar e são responsáveis pela dispersão de elementos como o ferro, cálcio e oxigênio para o espaço, onde podem ser incorporados em gerações futuras de estrelas e planetas.

Embora os remanescentes de supernova sejam muito mais maciços e energéticos do que as novas clássicas, parte da física fundamental é igual. Ambos envolvem uma explosão e a criação de uma onda de choque que viaja com velocidades supersônicas pelo gás circundante.

As energias e massas mais modestas associadas com as novas clássicas significam que os remanescentes evoluem mais rapidamente. Isto, adicionando a uma muito maior frequência com que ocorrem em comparação com as supernovas, faz das novas clássicas alvos importantes para o estudo das explosões cósmicas.

O Chandra observou GK Persei pela primeira vez em fevereiro de 2000 e novamente em novembro de 2013. Esta linha de base de 13 anos fornece tempo suficiente para notar diferenças importantes na emissão de raios X e nas suas propriedades.

Esta nova imagem de GK Persei contém raios X do Chandra (azul), dados ópticos do telescópio espacial Hubble (amarelo) e dados de rádio do Very Large Array (rosa). Os dados de raios X mostram gás quente e os dados de rádio mostram a emissão de elétrons que foram acelerados para altas energias pela onda de choque da nova. Os dados ópticos revelam aglomerados de material expelido durante a explosão. A natureza da fonte semelhante a um ponto em baixo e à esquerda é ainda desconhecida.

Ao longo dos anos que englobam os dados do Chandra, os detritos da nova expandiram-se a uma velocidade em torno de 1,13 milhões de quilômetros por hora. Significando que durante esse período a onda de choque viajou cerca de 145 bilhões de quilômetros.

Uma descoberta intrigante ilustra como o estudo dos remanescentes de novas pode fornecer pistas importantes sobre o meio ambiente da explosão. A luminosidade de raios X do remanescente GK Persei diminuiu cerca de 40% ao longo dos 13 anos entre as observações do Chandra, enquanto a temperatura do gás no remanescente permaneceu essencialmente constante, a cerca de um milhão de graus Celsius. À medida que a onda de choque crescia e aquecia uma quantidade cada vez maior de matéria, a temperatura por trás da onda de choque devia ter diminuído. A diminuição de raios X e a temperatura constante observadas sugerem que a onda de energia varreu uma quantidade negligenciável de gás no ambiente ao redor da estrela ao longo dos últimos 13 anos. Isto sugere que a onda deve estar atualmente expandindo-se para uma região de densidade muito mais baixa do que anteriormente, dando pistas sobre a vizinhança estelar onde GK Persei reside.

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

As nuvens de Órion, o Caçador

Embalados em poeira cósmica e hidrogênio incandescente, os berçários estelares em Órion, o Caçador, se encontram na borda de nuvens moleculares gigantes.

© Rogelio Bernal Andreo (nuvens de Órion)

Abrangendo cerca de 30 graus, esta vista se estende por toda a constelação, onde a 1.500 anos-luz de distância está a Grande Nebulosa de Órion, que é a grande região de nascimento de estrelas mais próxima, aqui visível logo à direita e abaixo do centro. À sua esquerda estão a Nebulosa Cabeça de Cavalo, M78 e as estrelas do cinturão de Órion. Observando bem a imagem, também encontrará a supergigante vermelha Betelgeuse no ombro do caçador, a azul e brilhante Rigel no seu pé, acima está a Nebulosa Cabeça de Bruxa iluminada por Rigel e a brilhante Nebulosa Lambda Orionis (Meissa) à esquerda, perto da cabeça de Órion.

A Nebulosa de Órion e as estrelas brilhantes são fáceis de se ver a olho nu, mas as nuvens de poeira e de emissões do vasto gás interestelar neste complexo rico em nebulosas são muito fracas e mais difíceis de registrar. Neste mosaico de imagens telescópicas em banda larga, os dados de imagens adicionais adquiridos com um filtro de hidrogênio-alfa em banda estreita foram usados para realçar os tentáculos penetrantes do gás hidrogênio atômico energizado, como no arco gigante conhecido por Loop de Barnard.

Fonte: NASA

Revelada a origem da estrela mais veloz na Via Láctea

A estrela mais rápida conhecida na Via Láctea está saindo da galáxia, e uma nova pesquisa sugere que ela foi acelerada por uma supernova.

© Hubble/S. Geier (ilustração da ejeção da estrela US 708)

Cientistas usando os telescópios Keck Observatory e Pan-STARRS1 no Havaí, descobriram essa estrela fugitiva, chamada de US 708, que está viajando a cerca de 1.200 km/s. Ela é a estrela mais rápida da Via Láctea já registrada por astrônomos. Sua velocidade permitirá que ela escape do arrasto gravitacional exercido pela galáxia e acabe saindo para o espaço intergaláctico.

De acordo com os pesquisadores, acredita-se que a maioria das outras estrelas que se movem com velocidade suficiente para sair da galáxia sejam ejetadas pelo buraco negro monstruoso no centro galáctico. A US 708 é a primeira estrela com uma origem diferente, e essa nova pesquisa sugere que sua vida foi estranha e caótica. 
O Sol e a maioria das milhões de estrelas da Via Láctea orbitam coletivamente o centro da galáxia em um ritmo tranquilo; nosso Sol viaja a cerca de 200 m/s ou 720.000 km/h.
Mas existe uma classe das chamadas estrelas de hipervelocidade (HVSs) que se movem com velocidades altas o bastante para escapar do arrasto gravitacional da galáxia.
Até agora, a mais rápida dessas estrelas de hipervelocidade havia sido registrada a cerca de 3,2 milhões quilômetros por hora. Mas a US 708 está se movendo em torno de 4,32 milhões quilômetros por hora.
“Ela é significativamente mais rápida [que a estrela anterior]”, declara Stephan Geier, pesquisador de pós-doutorado do Observatório Europeu do Sul e coautor da nova pesquisa.
Stephan Geier, pesquisador de pós-doutorado do Observatório Europeu do Sul e outros pesquiadores identificaram a US 708 em 2005. No novo trabalho, a equipe conseguiu medir a velocidade da estrela usando tanto dados atuais quanto de arquivo, e observando seu movimento mudar em um período total de aproximadamente 70 anos.
O monstruoso buraco negro no centro da Via Láctea tem força gravitacional suficiente para lançar uma estrela em uma viagem só de ida para fora da galáxia, e acredita-se que muitas outras estrelas de hipervelocidade se originem dali. Mas, a US 708 não iniciou sua jornada perto do centro galáctico.
Com base em indícios adicionais, os cientistas declaram que ela provavelmente estava orbitando outra estrela quando sua rota mudou. A US 708 e sua companheira estelar provavelmente orbitavam uma à outra muito rapidamente, com uma distância muito pequena entre elas. A estrela vizinha explodiu em uma supernova e foi completamente destruída. A US 708 ficou repentinamente sem um arrasto gravitacional que a mantivesse no lugar, e toda essa velocidade rotacional e energia começaram abruptamente a se mover em linha reta. 
Os pesquisadores não podem observar o passado para ver o que aconteceu à US 708 antes que ela fosse colocada em sua rota atual. Mas os indícios de que precisam ficam nas características físicas e no comportamento atual da estrela.
A velocidade não é a única coisa que separa a US 708 de outras estrelas de hipervelocidade. Antes de 2014, todas as HVSs detectadas eram estrelas da sequência principal, semelhantes ao Sol. No começo daquele ano, um grupo de estrelas de hipervelocidade muito maiores foi descoberto, sendo que tais estrelas também pareciam ter se originado longe do centro galáctico. Mas, a US 708 não é da sequência principal, e não é grande; ela é o que chamamos de sub-anã quente.
Como seu nome indica, sub-anãs quentes são pequenas mas têm temperaturas muito altas, sugerindo que já foram muito mais massivas no passado. Atualmente, a US 708 tem cerca de metade da massa do Sol; porém, ela provavelmente foi uma gigante vermelha no início de sua vida, com uma massa de duas a três vezes maior que a do Sol. As camadas externas de hidrogênio da gigante vermelha provavelmente foram removidas por outra estrela próxima, deixando para trás uma sub-anã menor, composta principalmente de hélio.
É provável que essa estrela vizinha canibal tenha sido uma anã branca: uma estrela colapsada que não queima mais combustível. Após devorar as camadas externas de hidrogênio da US 708, ela passou a absorver seu hélio, e isso acabou levando a seu fim.
O hélio é um gás altamente combustível. Conforme a anã branca atraía esse material, criando uma camada quente e espessa em sua superfície, o hélio entrou em ignição. Teorias sugerem que esse acúmulo e ignição de hélio tenham iniciado a queima de carbono dentro da estrela, o que por sua vez poderia disparar a destruição da estrela inteira, como em uma explosão de supernova Tipo Ia. “A anã branca foi completamente destruída”, observa Geier.
Novamente, a remoção da anã branca colocou a US 708 em uma rota para fora da galáxia. É muito provável que a própria explosão tenha contribuído com muito pouca energia enquanto a estrela deixava o sistema, aponta o pesquisador.
“Essa provavelmente é uma das histórias de vida mais dramáticas de uma estrela”, comenta Geier. Os pesquisadores não conseguem dizer com certeza se a US 708 saiu de uma região onde uma supernova do Tipo Ia explodiu. Os restos de um evento assim teriam desaparecido há muito tempo. As características físicas da estrela conduziram os pesquisadores as seguintes conclusões: primeiro, a US 708 é uma sub-anã quente composta principalmente de hélio; segundo, ela está girando com muita velocidade, que seria um produto de sua órbita próxima à anã branca.
Geier e seus colegas declaram que estudar mais estrelas como a US 708 poderia fornecer informações sobre como supernovas do Tipo Ia se formam. Cientistas usam esses brilhantes pontos de luz para medir grandes distâncias no Universo, então compreendê-los melhor pode influenciar muitas áreas da astronomia.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Novos indícios da origem da massiva Nebulosa de Órion

As estrelas não são todas iguais, e nem seus criadores. De longe o mais bem conhecido berçário estelar, a Nebulosa de Órion já produziu milhares de jovens estrelas, grandes e pequenas.

© Hubble/M. Robberto (Nebulosa de Órion)

Ela brilha com tanta força que pode ser vista ao olho nu, mesmo estando a 1.350 anos-luz de distância. Em uma noite clara, escura e sem lua, a nuvem de gás e poeira que compõe a nebulosa parece uma estrela difusa ao sul das três estrelas altamente visíveis do cinturão de Órion, uma constelação proeminente em todas as regiões do mundo.
Agora, uma técnica de imageamento revelou que essa grande nebulosa é apenas uma pequena parte de um enorme anel de poeira que se estende por centenas de anos-luz. A descoberta sugere as origens da nebulosa: radiação e explosões de estrelas massivas no centro do anel podem ter forçado gás e poeira para fora até que parte do material colapsasse e desse origem à famosa criadora de estrelas.
Ninguém havia notado o anel anteriormente porque a poeira de primeiro plano e de fundo obscurece o objeto recém-encontrado. “Nós ficamos completamente surpresos ao descobrir essa bela estrutura anelar”, declara Eddie Schlafly, astrônomo do Instituto Max Planck de Astronomia, na Alemanha. Ele e seus colegas encontraram o anel usando o telescópio de 1,8 metros Pan-STARRS, no Havaí, para mapear poeira interestelar.
A poeira deixa a luz estelar avermelhada, essa é uma das razões de o sol poente parecer alaranjado ou vermelho; então, a equipe de Schlafly observou as cores de estrelas na maior parte do céu para verificar onde fica a poeira interestelar. A partir das cores e distâncias de 23 milhões de estrelas, a equipe estabeleceu a distribuição da poeira em três dimensões, dentro e ao redor de Órion.
Essas observações revelaram que a Nebulosa de Órion está na borda de um vasto anel de poeira com 330 anos-luz de diâmetro, tão grande que a maior parte dele chega até Monoceros, uma constelação a leste de Órion. Se o anel fosse visível a olho nu, ele pareceria 27 vezes maior que a lua cheia. A Nebulosa de Órion está localizada em uma de suas regiões mais densas.

John Bally, astrônomo da University of Colorado Boulder, que não tem relação com a descoberta, considera fenomenal a nova técnica de mapeamento de poeira que revelou o anel. “Isso realmente nos permite medir a distribuição de poeira em três dimensões pela primeira vez”, declara ele.

A descoberta sugere as origens da Nebulosa de Órion. Um dos cenários possíveis: há 10 ou 20 milhões de anos, muito antes da existência da Nebulosa de Órion, surgiu um grupo de estrelas massivas. Essas estrelas eram quentes e luminosas, e a luz ultravioleta que elas emitiam arrancava elétrons do hidrogênio gasoso interestelar em todas as direções. Essa radiação empurrava o gás e a poeira interestelares para longe em uma bolha que se expandia e foi sacudida ainda mais quando as estrelas explodiram em supernovas. Parte da superfície da bolha se tornou densa o bastante para colapsar, formando novas estrelas, e uma região especialmente rica em nascimentos estelares iluminou o gás e a poeira que atualmente chamamos de Nebulosa de Órion.
Bally e Christopher McKee, astrofísico da University of California, Berkeley, declaram que esse cenário é plausível mas requer confirmação. Se a ideia estiver correta, o anel de poeira deveria estar se expandindo, então cientistas terão que medir a velocidade de expansão da poeira para verificá-la. Essas medidas também indicariam quando a expansão começou, assim datando a sequência de eventos que pode ter levado à formação da Nebulosa de Órion.
A nova sonda europeia Gaia pode ajudar ainda mais ao determinar distâncias e movimentos de estrelas pelo céu. A Gaia pode revelar estrelas que não se afastaram do centro do anel, irmãs das estrelas mortas que o criaram, trazendo mais informações sobre seu processo de formação. De acordo com Bally, a descoberta do anel de poeira de Órion é uma peça importante do quebra-cabeças, mesmo que muitos aspectos da ecologia de formação estelar na região ainda precisem ser compreendidos.

A descoberta foi publicada no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Scientific American

Descoberto nove novos satélites da Via Láctea

Usando os dados do Dark Energy Survey (DES) astrônomos descobriram nove novos satélites da Via Láctea.

© V. Belokurov/S. Koposov/M. Putman (Nuvens de Magalhães e os novos satélites)

Com base nas propriedades morfológicas, três dos novos satélites são galáxias anãs, uma das quais está situada na periferia da Via Láctea. Os restantes seis objetos têm tamanhos e luminosidades comparáveis ​​a uma galáxia anã muito tênue chamada Segue 1 e poderia ser tanto galáxias anãs ou aglomerados globulares.
"A descoberta de tantos satélites em uma pequena área do céu foi completamente inesperada. Eu não podia acreditar nos meus olhos", disse o Dr. Sergey Koposov do Instituto de Astronomia da Universidade de Cambridge, Reino Unido.

As galáxias recém-descobertas foram encontradas no hemisfério sul, perto da Grande e Pequena Nuvem de Magalhães, as maiores e mais conhecidas galáxias anãs em órbita da Via Láctea.

Esses objetos denominados de Reticulum 2, Eridanus 2, Horologium 1, Pictoris 1, Fênix 2, Indus 1, Grus 1, Eridanus 3, e Tucana 2 são um bilhão de vezes mais fracos do que a Via Láctea, e um milhão de vezes menos massivos.

© V. Belokurov/S. Koposov (Eridanus 2, Horologium 1 e Pictoris 1)

O mais próximo, Reticulum 2, está a de cerca de 97.000 anos-luz de distância, enquanto o mais distante, Eridanus 2, está a mais de um milhão de anos-luz de distância.

Eridanus 2 é uma galáxia anã localizada na beira do halo da Via Láctea, a cerca de 1,24 milhões de anos-luz de distância. A galáxia mostra sinais de formação estelar recente e possivelmente até mesmo hospeda um aglomerado globular fraco.

Com a sua localização na periferia da nossa galáxia, alta luminosidade e um diâmetro de cerca de 1.120 anos-luz, Eridanus 2 parece ser um irmão gêmeo da galáxia anã Leo T. Este objeto é claramente visível nas imagens a cores da DES como um grupo de fracas estrelas azuis embutidos numa nuvem de baixo brilho superficial.

Tucana 2 fica a uma distância de cerca de 225.000 anos-luz da Terra. Ela pode ser classificada como uma galáxia anã muito tênue devido a sua luminosidade e pelo grande diâmetro de 1.300 anos-luz.
Com um tamanho de cerca de 455 anos-luz, a galáxia anã Grus 1 é o terceiro maior objeto na amostra. Está localizada a cerca de 390.000 anos-luz de distância.

Reticulum 2 possui cerca de 200 anos-luz de comprimento, sendo um objeto muito alongado localizado na constelação Reticulum. Devido às forças de maré maciças de nossa galáxia está em vias de ser dilacerada.

O Horologium 1 tem um diâmetro de cerca de 195 anos-luz e está situada a uma distância de 325 mil anos-luz.

Eridanus 3 está a cerca de 290 mil anos-luz de distância e tem o menor tamanho da amostra, de apenas 117 anos-luz.

Phoenix 2 encontra-se a uma distância de cerca de 270.000 anos-luz e contém uma ou duas estrelas azuis do ramo horizontal do diagrama de Hertzsprung–Russell e um grande número de estrelas retardatárias azuis, e tem um diâmetro de cerca de 175 anos-luz.

Pictoris 1 está a cerca de 370.000 anos-luz de distância e tem um diâmetro de aproximadamente 200 anos-luz.

Similar ao volume da amostra, Indus 1 encontra-se a 325 mil anos-luz de distância e tem um diâmetro de cerca de 250 anos-luz.

"Estes resultados são muito intrigantes. Talvez fossem satélites, uma vez que orbitou as Nuvens de Magalhães e foram expulsos pela interação da Pequena e Grande Nuvem de Magalhães," disse Dr. Wyn Evans, do Instituto de Astronomia da Universidade de Cambridge.

Dr Vasily Belokurov do Instituto da Universidade de Cambridge de Astronomia, um co-autor do estudo, disse: "Galáxias satélites anãs são a fronteira final para testar nossas teorias da matéria escura," disse Dr Vasily Belokurov, também do Instituto de Astronomia da Universidade de Cambridge.

"Precisamos encontrá-los para determinar se a nossa imagem cosmológica faz sentido. Encontrar um grande grupo de satélites perto das Nuvens de Magalhães foi surpreendente, pois em pesquisas anteriores do céu do sul encontrou muito pouco, por isso, não era esperado encontrar tal tesouro," disse ele.

Um artigo foi submetido para publicação no Astrophysical Journal.

Fonte: Cambridge University