Descobertas moléculas orgânicas complexas num sistema estelar jovem

Astrônomos detectaram pela primeira vez a presença de moléculas orgânicas complexas, os blocos constituintes da vida, num disco protoplanetário que rodeia uma estrela jovem.

© NRAO/B. Saxton (ilustração do disco protoplanetário que rodeia a jovem estrela MWC 480)

A descoberta, feita com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), confirma que as condições que deram origem à Terra e ao Sol não são únicas no Universo.

As novas observações do ALMA revelam que o disco protoplanetário que rodeia a estrela jovem MWC 480 contém enormes quantidades de cianeto de metila ou acetonitrila (CH3CN), uma molécula complexa baseada no carbono. Encontrou-se em torno de MWC 480 cianeto de metila em quantidade suficiente para encher todos os oceanos da Terra. Esta estrela tem apenas um milhão de anos. Em termos de comparação, o Sol tem mais de quatro bilhões de anos de idade. O nome MWC 480 faz referência ao Catálogo do Mount Wilson de estrelas B e A com linhas brilhantes de hidrogênio nos seus espectros.
Tanto esta molécula como a sua prima mais simples, o cianeto de hidrogênio (HCN), foram encontradas nas regiões periféricas mais frias do disco recém formado da estrela, numa região que os astrônomos pensam ser análoga ao Cinturão de Kuiper, o reino dos planetesimais gelados e dos cometas no nosso Sistema Solar, situado depois da órbita de Netuno.
Os cometas retêm informação inalterada da química primordial do Sistema Solar, do período da formação planetária. Pensa-se que os cometas e asteroides do Sistema Solar exterior trouxeram para a jovem Terra água e moléculas orgânicas, o que ajudou a preparar o terreno para o desenvolvimento da vida primordial.
“Os estudos de cometas e asteroides mostram que a nebulosa que deu origem ao Sol e aos planetas era rica em água e componentes orgânicos complexos”, diz Karin Öberg, astrônoma no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Massachusetts, EUA e autora principal de um artigo científico que descreve estes resultados.
“Temos agora mais evidências de que a mesma química existe em outros lugares do Universo, em regiões que poderão eventualmente formar sistemas solares parecidos ao nosso”. Isto é particularmente intrigante, diz Öberg, uma vez que as moléculas encontradas em MWC 480 têm concentrações semelhantes às dos cometas do Sistema Solar.
A estrela MWC 480, que tem cerca de duas vezes a massa do Sol, situa-se a 455 anos-luz de distância na região de formação estelar do Touro. O disco que a rodeia encontra-se numa fase inicial de evolução, tendo coalescido recentemente a partir de uma nebulosa fria e escura de gás e poeira. Estudos feitos com o ALMA e com outros telescópios ainda não detectaram nenhum sinal óbvio de formação planetária no disco, embora observações a resoluções mais elevadas possam eventualmente revelar estruturas semelhantes às da estrela HL Tauri, a qual é essencialmente da mesma idade.
Os astrônomos sabem já há algum tempo que as nuvens interestelares frias e escuras são fábricas muito eficientes de formação de moléculas orgânicas complexas, incluindo um grupo de moléculas conhecidas por cianetos. Os cianetos, e mais particularmente o cianeto de metila, são importantes porque contêm ligações carbono-nitrogênio, as quais são essenciais à formação de aminoácidos, a base das proteínas e os blocos constituintes da vida.
Até agora, não era evidente se estas mesmas moléculas orgânicas complexas se formariam de forma natural e sobreviveriam ao ambiente energético de um novo sistema estelar em formação, onde choques e radiação podem facilmente quebrar as ligações químicas.
Tirando o máximo partido da sensibilidade do ALMA, os astrônomos puderam verificar nestas últimas observações que estas moléculas não só sobrevivem nestes ambientes como também prosperam.
O ALMA consegue detectar a fraca radiação milimétrica emitida de forma natural pelas moléculas no espaço. Para estas observações mais recentes os astrônomos utilizaram apenas uma parte das 66 antenas do ALMA, numa época em que o telescópio estava na sua configuração de mais baixa resolução. Estudos posteriores deste e de outros discos protoplanetários com o ALMA nas suas capacidades máximas revelarão pormenores adicionais acerca da evolução química e estrutural de estrelas e planetas.

Um aspecto importante é que as moléculas detectadas pelo ALMA são muito mais abundantes do que as descobertas em nuvens interestelares. Este fato mostra que os discos protoplanetários são extremamente eficientes na formação de moléculas orgânicas complexas e que as conseguem formar em escalas de tempo relativamente curtas. Esta formação rápida é essencial para superar as forças que, de outro modo, quebrariam as moléculas. Adicionalmente, estas moléculas foram detectadas numa parte relativamente calma do disco, numa região que vai de 4,5 a 15 bilhões de quilômetros de distância da estrela central. Apesar de muito distante quando comparada ao tamanho do nosso Sistema Solar, esta região corresponde à zona de formação de cometas nas dimensões de MWC 480.
À medida que o sistema continua evoluindo, os astrônomos pensam que é provável que as moléculas orgânicas existentes nos cometas e em outros corpos gelados sejam levadas para meios mais propícios ao desenvolvimento de vida.
“A partir do estudo de exoplanetas, sabemos que o Sistema Solar não é único no seu número de planetas ou em abundância de água”, conclui Öberg. “Sabemos agora que não somos únicos em química orgânica. Uma vez mais, aprendemos que não somos especiais. Do ponto de vista da vida no Universo, isto são excelentes notícias”.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The Cometary Composition of a Protoplanetary Disk as Revealed by Complex Cyanides” de K.I. Öberg et al., cujos resultados foram publicados hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

O ALMA obtém imagens espectaculares na sua configuração máxima

O Atacama Large  Millimeter/submillimeter Array (ALMA) captou recentemente imagens de nitidez sem precedentes que mostram o quase perfeito anel gravitacional de Einstein de uma galáxia distante e a superfície do asteroide Juno.

© ALMA/B. Saxton (galáxia SDP.81 afetada por lente gravitacional)

A região central alaranjada e brilhante do anel revela a poeira resplandescente na distante galáxia SDP.81. As regiões de menor resolução que circundam o anel traçam a radiação milimétrica emitida por dióxido de carbono e por moléculas de água.

Estas imagens extraordinárias foram obtidas no final de 2014 no âmbito da Campanha de Linha de Base Longa do ALMA, que foi testada com sucesso, tendo-se verificado a capacidade do telescópio para observar os menores detalhes. Este efeito é conseguido quando as antenas se encontram na sua separação máxima: até 15 quilômetros de distância entre si.
Foram selecionados cinco alvos de estudo durante a Campanha de Linha de Base Longa do ALMA, os quais incluíram o disco protoplanetário de HL Tauri, a galáxia afetada por lente gravitacional SDP.81, o asteroide Juno, a estrela Mira e o quasar 3C138.

A SDP.81 é uma galáxia com formação estelar ativa observada quando o Universo tinha apenas 15% da sua idade atual. Está sofrendo o efeito de lente gravitacional devido a uma galáxia massiva que se encontra comparativamente mais perto, a uns quatro bilhões de anos-luz de distância. A lente gravitacional deu origem a um anel de Einstein quase perfeito. A resolução do ALMA para este objeto, utilizando linhas de base longas, excedeu a de qualquer outro telescópio que o observou anteriormente, incluindo o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. A imagem obtida revela imenso detalhe na estrutura do anel, detalhe este nunca antes observado.
O segundo alvo está muito mais próximo de nós. Uma série de imagens obtidas com o ALMA deram-nos uma visão sem precedentes da superfície de Juno, um dos maiores membros do cinturão principal de asteroides do Sistema Solar. Compiladas numa pequena animação, estas imagens de alta resolução mostram a rotação do asteroide à medida que brilha nos comprimentos de onda do milímetro.

© ESO/ALMA/NRAO/NAOJ (rotação do asteroide Juno)

A sequência completa das observações ALMA foi executada em quatro horas, quando Juno se encontrava a aproximadamente 295 milhões de quilômetros da Terra. A resolução das novas observações do ALMA é muito melhor do que a de observações feitas anteriormente a comprimentos de onda semelhantes e é suficiente para resolver a forma irregular do asteroide e indicar estruturas proeminentes na sua superfície.
Os cinco objetos foram escolhidos de forma a mostrar o potencial científico do ALMA, o maior observatório terrestre do mundo, na sua configuração mais extensa.

Foram publicados na revista especializada Astrophysical Journal Letters quatro artigos científicos escritos por representantes de toda a equipe internacional do ALMA, detalhando estas observações.

Fonte: ESO

A saga da formação das estrelas maciças

Um par de imagens de uma estrela jovem, separadas por 18 anos, revelaram uma diferença dramática que está fornecendo aos astrônomos um olhar único e em "tempo real" sobre a forma como as estrelas maciças se desenvolvem durante os primeiros estágios de formação.

© NRAO/Bill Saxton (ilustração da estrela W75N(B)-VLA2)

Os astrônomos usaram o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) do NSF (National Science Foundation) para estudar uma estrela jovem e maciça chamada W75N(B)-VLA2, a cerca de 4.200 anos-luz da Terra. Compararam uma imagem obtida em 2014 com uma imagem mais antiga obtida em 1996.

"A comparação é notável," afirma Carlos Carrasco-Gonzalez do Centro de Radioastronomia e Astrofísica da Universidade Nacional Autônoma do México, líder da equipe de pesquisa. A imagem obtida em 1996 mostra uma região compacta de ventos quentes e ionizados ejetados pela estrela jovem. A imagem de 2014 mostra que os ventos expulsos deformaram-se num fluxo distintamente alongado.

© NRAO/Carrasco-Gonzalez (imagens da estrela W75N(B)-VLA2)

As imagens acima mostram a estrela W75N(B)-VLA2 obtidas pelo VLA: topo, 1996; em baixo, 2014.

"Estamos observando esta mudança dramática em tempo real, de modo que este objeto está fornecendo uma excelente oportunidade para assistir, ao longo dos próximos anos, aos estágios iniciais da sua formação," explica Carrasco-Gonzalez.

Os cientistas acreditam que a jovem estrela está se formando num ambiente denso e gasoso, e que está rodeada por um toróide empoeirado e em forma de rosquinha. A estrela tem períodos em que expele ventos ionizados e quentes durante vários anos. Ao início, o vento pode expandir-se em todas as direções e forma assim uma concha esférica ao redor da estrela. Mais tarde, o vento bate no toróide poeirento, diminuindo de velocidade. O vento expande-se para fora nos polos do toróide, onde há menos resistência, move-se mais rapidamente e resulta numa forma alongada de escoamento.

"No espaço de apenas 18 anos, vimos exatamente o que tínhamos previsto," comenta Carrasco-Gonzalez.

Existem modelos teóricos desenvolvidos para explicar por que a expansão quase esférica destes fluxos são observados com estrelas jovens muito mais massivas que o Sol, quando são esperados fluxos mais estreitos e em forma de feixe com base em observações de estrelas parecidas com o Sol, menos maciças e em estágios semelhantes de desenvolvimento. Estima-se que a W75N(B)-VLA2 tenha cerca de 8 vezes a massa do Sol. Os fluxos mais uniformes são vistos em estrelas jovens e maciças durante os primeiros milhares de anos das suas vidas, a fase que se pensa que a estrela W75N(B)-VLA2 está atravessando.

"A nossa compreensão de como as estrelas jovens e maciças se desenvolvem é muito menos completa do que a nossa compreensão de como estrelas semelhantes ao Sol se desenvolvem," afirma Carrasco-Gonzalez. "A observação das mudanças vai ser bastante positiva. Esperamos aprender muito com este objeto," acrescenta.

A pesquisa foi relatada na revista Science.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

No coração do Aglomerado de Virgem

O Aglomerado de Virgem é o aglomerado de galáxias mais próximo da nossa Via Láctea.

© R. Colombari/G. Paglioli (Aglomerado de Virgem)

Ele está tão próximo que se estende por mais de 5 graus no céu, cerca de 10 vezes o tamanho angular da Lua cheia. O núcleo deste aglomerado está a cerca de 70 milhões de anos-luz de distância.

O Aglomerado de Virgem contém mais de 2.000 galáxias e tem uma força gravitacional notável nos membros do Grupo Local de galáxias que rodeiam a Via Láctea. Ele não contém apenas galáxias cheias de estrelas, mas também cheias de gás tão quente que brilham em raios X. Os movimentos das galáxias dentro e ao redor dos aglomerados indicam que eles contêm mais matéria escura do que qualquer matéria visível que possamos detectar.

Na foto acima, o coração do Aglomerado de Virgem inclui galáxias tão luminosas como as do catálogo Messier, como os Olhos de Markarian no canto superior esquerdo, M86 logo acima e à direita do centro, M84 na margem direita, bem como a galáxia espiral NGC 4388 na parte inferior à direita.

Fonte: NASA

Um aglomerado de estrelas jovem e brilhante

Estrelas azuis e quentes brilham intensamente no recém-formado e brilhante aglomerado de estrelas NGC 3293.

© ESO/G. Beccari (NGC 3293)

O aglomerado aberto NGC 3293 está localizado na constelação Carina, a uma distância de cerca de 8.000 anos-luz, e tem uma abundância particularmente elevada dessas jovens estrelas brilhantes.

Um estudo do NGC 3293 mostra que as estrelas azuis têm apenas cerca de 6 milhões de anos de idade, enquanto que as estrelas mais avermelhadas e fracas parecem ter cerca de 20 milhões de anos. Se for verdade, a formação de estrelas neste aglomerado aberto levou pelo menos 15 milhões de anos. No entanto, essa mesma quantidade de tempo é curta quando comparada com os bilhões de anos de idade de estrelas como o nosso Sol, e os mais de dez bilhões de anos de idade de muitas galáxias e nosso Universo.

Na foto, o NGC 3293 aparece logo na frente de uma faixa de poeira densa e do gás hidrogênio brilhante avermelhado que emana da Nebulosa Carina.

Fonte: NASA

Forças de maré e evasão da atmosfera podem gerar mundos habitáveis

Dois fenômenos conhecidos por inibir a habitabilidade potencial de planetas: as forças de maré e a atividade estelar vigorosa, pode em vez disso elucidar a possibilidade de vida em certos planetas que orbitam estrelas de baixa massa.

© NASA/Rodrigo Luger (núcleos evaporados habitáveis)

Os astrônomos da Universidade de Washington, o doutorando Rodrigo Luger e o professor assistente de pesquisa Rory Barnes, dizem que as duas forças poderiam se combinar para transformar inabitáveis ​​"mini-Netunos", grandes planetas em órbitas exteriores com núcleos sólidos e atmosferas de hidrogênio espessos, constituindo mundos potencialmente habitáveis.
A maioria das estrelas em nossa galáxia são estrelas de pequena massa, também chamadas de anãs M, que são menores e menos brilhantes que o Sol, sendo bons alvos para encontrar e estudar planetas potencialmente habitáveis. Os astrônomos esperam encontrar planetas semelhantes à Terra em zonas habitáveis ​​destas estrelas nos próximos anos, por isso é importante saber se eles podem realmente suportar a vida.

As Super-Terras são planetas maior em massa que a Terra e menor do que os gigantes gasosos como Netuno e Urano. A zona habitável é a região do espaço em torno de uma estrela que pode permitir que a água líquida na superfície de um planeta rochoso em sua órbita, talvez origine a vida. Por exemplo, a Super-Terra GJ 667Cc recentemente descoberta na zona habitável, possui um período orbital de 28,15 dias e uma massa mínima de 4,5 vezes a da Terra (0,0143 ± 0,0012 M_J ), e dista 0,123 ± 0,02 UA, isto é, 12,3% da distância entre a Terra e o Sol o que compensa o fato da estrela anã vermelha GJ 667 C de classe M ser bem mais tênue que o Sol. A GJ 667 C é uma estrela que reside em um sistema estelar tríplice distante 22 anos-luz da Terra na direção da constelação do Escorpião.

"Há muitos processos que são insignificantes na Terra, mas podem afetar a habitabilidade de planetas de anãs M", disse Luger. "Os dois mais importantes são os fortes efeitos de maré e a atividade estelar vigorosa."

A força de maré é a atração gravitacional de uma estrela em um planeta em órbita, e é mais forte no lado mais próximo do planeta, em frente à estrela hospedeira, do que do outro lado, uma vez que a gravidade enfraquece com a distância. Esta força pode esticar um astro em uma forma elipsoidal ou oval, possivelmente fazendo com que ele se aproximam da sua estrela.

"Esta é a razão pela qual temos marés nos oceanos da Terra, tanto a Lua e como o Sol podem exercer forças de maré sobre os oceanos, criando uma protuberância que experimentamos como uma maré alta", disse Luger. "Felizmente, na Terra é apenas a água nos oceanos que fica distorcida, e apenas por alguns metros. Mas nos planetas nas zonas habitáveis ​​de anãs M, as forças de maré são muito mais fortes."

Este alongamento provoca atrito no interior de um planeta que emite enormes quantidades de energia. Isto pode conduzir ao vulcanismo na superfície e, em alguns casos, até mesmo aquecer o planeta num efeito estufa descontrolado, fervendo seus oceanos e todas as chances de habitabilidade.

A atividade estelar vigorosa também pode destruir qualquer possibilidade de vida em planetas que orbitam estrelas de baixa massa. As anãs M são muito brilhantes quando jovem e emitem grande quantidade de raios X de alta energia e radiação ultravioleta que podem aquecer a atmosfera superior do planeta, gerando ventos fortes que podem deteriorar a atmosfera inteiramente. Em um artigo recente, Luger e Barnes mostrou que toda água de superfície de um planeta pode ser perdido devido a tal atividade estelar durante os primeiros cem milhões de anos após a sua formação.

Usando modelos de computador, os pesquisadores descobriram que as forças de maré e a evasão da atmosfera às vezes podem moldar planetas que começam como mini-Netunos gasosos, mundos potencialmente habitáveis.

Os mini-Netunos tipicamente se formam longe da sua estrela hospedeira, com moléculas de gelo se juntando com os gases hidrogênio e hélio em grandes quantidades para formar núcleos de gelo rochoso cercado por atmosferas gasosas massivas.

Estes planetas nem sempre permanecem neste local inóspito. Ao lado de outros processos, as forças de maré podem induzir a migração do planeta para o interior. Esse processo pode conduzir os mini-Netunos para a zona habitável da sua estrela hospedeira, onde são expostos a níveis muito mais altos de raios X e radiação ultravioleta.

Isto pode levar à perda rápida dos gases da atmosfera para o espaço, às vezes deixando para trás, um mundo rochoso sem hidrogênio na zona habitável. Os pesquisadores chamam tais planetas de ​​"núcleos evaporados habitáveis."

"Neste planeta é provável que tenha água abundante na superfície, uma vez que seu núcleo é rico em água gelada. Uma vez na zona habitável, este gelo pode derreter e formar oceanos", disse Luger.

Barnes e Luger notam que muitas outras condições têm de ser cumpridas para tais planetas serem habitáveis. Um deles é o desenvolvimento de um ambiente propício para a criação e reciclagem de nutrientes em todo o mundo.

Outro aspecto que deve ser considerado é se a perda do hidrogênio e hélio é muito lenta, enquanto um planeta está se formando, um envelope gasoso iria prevalecer e, um mundo rochoso terrestre não poderia se formar. Se o mundo perde hidrogênio muito rapidamente, poderia resultar um efeito estufa descontrolado com toda a água espelida para o espaço.

A pesquisa foi feita através do Virtual Planetary Laboratory, um grupo de pesquisa interdisciplinar baseado na Universidade de Washington, e financiado através do NASA Astrobiology Institute.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revista Astrobiology.

Fonte: Universidade de Washington

A causa da morte de uma anã branca

Uma equipe de astrônomos utilizou dados de arquivo do observatório de raios X japonês Suzaku para determinar a massa de uma anã branca que explodiu há milhares de anos numa supernova de tipo Ia.

© Suzaku/Chandra (remanescente de supernova 3C 397)

A imagem acima mostra o remanescente de supernova em raios X através dos observatórios Chandra (roxo) e Suzaku (azul).

O estudo suporta um cenário em que a supernova resultou da explosão termonuclear de uma única anã branca e não da colisão de duas anãs brancas num sistema binário. O estudo tem implicações importantes para a compreensão das supernovas de tipo Ia, uma ferramenta fundamental na cosmologia moderna para a compreensão da expansão do Universo e da energia escura.

Estrelas semelhantes ao Sol, ou mesmo um pouco mais maciças, terminam as suas vidas projetando as suas camadas mais exteriores para o espaço, devido a instabilidades internas, deixando para trás um núcleo quente formado por átomos de carbono e oxigênio previamente sintetizados na estrela. A este núcleo, que tem no máximo 1,4 vezes a massa do Sol e é aproximadamente do tamanho da Terra, dá-se o nome de “anã branca”. Este limite de 1,4 massas solares é designado por Limite de Chandrasekhar. Os átomos de carbono e oxigênio numa anã branca encontram-se compactados tanto quanto é permitido pelas leis da mecânica quântica, tornando a anã estável. A densidade do material é enorme: 1 centímetro cúbico tem massa de cerca de 1 tonelada! As anãs brancas isoladas são inertes e estão condenadas a arrefecer gradualmente ao longo de milhares de milhões de anos, até se tornarem invisíveis, tal qual uma brasa se apagando.

No entanto, desde há muitos anos que os astrônomos suspeitam que anãs brancas em sistemas binários, ou seja, uma estrela normal e uma anã branca orbitando um centro de gravidade comum, podem ter um destino diferente se as condições certas se proporcionarem. A anã branca pode capturar material da estrela normal e “engordar” até atingir o limite de 1,4 massas solares, momento em que se dá a ignição da fusão do carbono, provocando uma explosão termonuclear que destrói por completo a estrela. Esta explosão é designada de supernova e é de um tipo especial conhecido por Ia. As elevadíssimas temperaturas a que é submetido o material da estrela durante a explosão e a abundância de partículas livres, especialmente núcleos de hélio e nêutrons, permitem a síntese de novos elementos químicos a partir da matéria prima original de carbono e oxigênio.

Existe um cenário alternativo em que o sistema binário é formado por duas anãs brancas que gradualmente perdem energia orbital, aproximando-se numa espiral fatídica ao longo de milhões de anos. Finalmente, acabam por colidir e é este evento que provoca a ignição da fusão explosiva do carbono e origina a respectiva supernova de tipo Ia. Há cada vez mais evidência de que ambos os cenários podem dar origem a este tipo de supernovas, mas não se sabe qual deles é predominante e qual a fração de eventos correspondente. Para melhor compreender a gênese destas supernovas, com implicações importantes na cosmologia , é possível observar remanescentes de supernovas e tentar deduzir qual o cenário que lhe deu origem. Os dois cenários produzem diferentes abundâncias de elementos pesados, tais como manganês e níquel, que poderão ser observadas no remanescente.

Este cenário foi observado no remanescente de supernova 3C 397, situado a 33 mil anos-luz, na direção da constelação da Águia e com uma idade de poucos milhares de anos. A equipe usou imagens de arquivo obtidas em Outubro de 2010 pelo telescópio de raios X Suzaku, que observou o remanescente durante 19 horas. Os diferentes elementos presentes no remanescente brilham em comprimentos de onda específicos nos raios X, devido à elevada temperatura a que se encontra o material, sendo por isso possível estimar a sua abundância relativa. Conclui-se que as abundâncias observadas de manganês e níquel são consistentes apenas se a supernova que deu origem ao 3C 397 foi devida à explosão termonuclear de uma anã branca, e não à colisão e subsequente explosão de duas dessas estrelas.

“Conseguimos determinar qual dos cenários foi responsável por uma supernova analisando as abundâncias de manganês e níquel no remanescente”, disse o astrofísico Brian Williams, do Goddard Space Flight Center. “Uma explosão provocada por uma anã branca única próximo do limite de Chandrasekhar produzirá estes elementos com abundâncias diferentes dos que seriam observados para um cenário de colisão.”

Fonte: Goddard Space Flight Center

Hubble encontra fantasmas de quasares

O telescópio espacial Hubble capturou um conjunto de imagens enigmáticas de quasares "fantasma", objetos verdes e etéreos que assinalam os túmulos destes astros que despertaram para a vida e que depois desapareceram.

© NASA/ESA/Galaxy Zoo/W. Keel (oito estruturas invulgares orbitando suas galáxias hospedeiras)

As oito estruturas invulgares orbitam as suas galáxias hospedeiras e brilham com tons esverdeados. Fornecem novas informações sobre o passado turbulento destas galáxias. As galáxias em destaque na imagem são, da esquerda para a direita na linha superior: o "Bule de Chá" (conhecida formalmente como 2MASX J14302986+1339117), NGC 5972, 2MASX J15100402+0740370 e UGC 7342, e (da esquerda para a direita na linha inferior) NGC 5252, Mrk 1498, UGC 11185 e 2MASX J22014163+1151237.

Os fios etéreos nestas imagens foram iluminados, talvez por pouco tempo, por uma explosão de radiação oriunda de um quasar, uma região compacta e muito luminosa que rodeia um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia. O material galáctico colapsa em direção ao buraco negro central, crescendo cada vez mais quente, formando um quasar brilhante com jatos poderosos de partículas e irradiando energia acima e abaixo do disco de matéria em queda.

Em cada destas oito imagens o feixe de um quasar fez com que filamentos no espaço profundo, de outra maneira invisíveis, brilhassem através de um processo chamado fotoionização. O oxigênio, hélio, nitrogênio, enxofre e neônio nos filamentos absorvem luz do quasar e reemitem-na lentamente ao longo de muitos milhares de anos. O seu tom esmeralda é provocado pelo oxigênio ionizado, que brilha em cor verde.

Estas estruturas fantasmagóricas estão tão longe do núcleo da galáxia que a luz do quasar teria demorado centenas de milhares de anos até lá chegar e iluminá-las. Assim, embora os próprios quasares estejam desligados, as nuvens verdes vão continuar brilhando por muito mais tempo até que também desvaneçam.

Os filamentos verdes não só estão longe do núcleo das suas galáxias progenitoras, como também têm um tamanho imenso, abrangendo dezenas de milhares de anos-luz. Pensa-se que sejam caudas longas de gás formadas durante uma fusão violenta entre galáxias no passado, este evento teria provocado grandes forças gravitacionais que rasgariam os integrantes galácticos.

Apesar do seu passado turbulento, estes filamentos fantasmagóricos estão agora calmamente orbitando dentro ou em torno das suas galáxias hospedeiras. Estas imagens do Hubble mostram correntes de gás brilhante, trançado e com nós, em alguns casos ligados a faixas torcidas de poeira escura.

As fusões galácticas não alteram apenas a forma das galáxias envolvidas e anteriormente serenas; também desencadeiam fenômenos cósmicos extremos. Uma tal fusão pode provocar o nascimento de um quasar ao derramar material nos buracos negros supermassivos das galáxias.

O primeiro objeto deste tipo foi descoberto em 2007 pela professora holandesa Hanny van Arkel. Ela descobriu a estrutura fantasmagórica no projeto online "Galaxy Zoo", um projeto que conta com a ajuda do público para classificar mais de um milhão de galáxias catalogadas no SDSS (Sloan Digital Sky Survey). A característica bizarra foi apelidada de "Hanny’s Voorwerp" (holandês para Objeto de Hanny).

Estes objetos foram descobertos num derivado do projeto Galaxy Zoo, no qual cerca de 200 voluntários examinaram mais de 16.000 imagens de galáxias do SDSS para identificar as melhores candidatas para a existência de nuvens parecidas a Hanny's Voorwerp. Uma equipe de pesquisadores analisou e encontrou um total de 20 galáxias que tinha gás ionizado por quasares.

Os resultados da descoberta aparecem num artigo da revista The Astronomical Journal.

Fonte: ESA

Encontrada pista para explicar a formação de aglomerados galácticos

Combinando observações do Universo distante feitas com os observatórios espaciais da ESA Herschel e Planck, os cosmólogos descobriram o que poderão ser os percursores de vastos aglomerados de galáxias que vemos hoje em dia.

© ESA (mapa global do céu realizado pelo Planck)

A imagem acima mostra um mapa global do céu realizado pelo Planck a comprimentos de onda submilimétricos (545 GHz). A banda que percorre o centro corresponde a poeira da Via Láctea. Os pontos negros indicam a posição dos candidatos a proto-aglomerados identificados pelo Planck e subsequentemente observados pelo Herschel.

Galáxias como a nossa Via Láctea, que têm centenas de bilhões de estrelas, não se encontram normalmente isoladas. No Universo de hoje, 13,8 bilhões de anos após o Big Bang, muitas estão em densos aglomerados de dezenas, centenas ou até milhares de galáxias.

No entanto, estes aglomerados não existiram desde sempre, e uma questão essencial da cosmologia moderna é como é que estas estruturas massivas se juntaram no Universo primitivo.

Identificar quando e como se formaram deve fornecer pistas sobre o processo de evolução dos aglomerados de galáxias, incluindo a função desempenhada pela matéria escura na formação destes gigantes cósmicos.

Agora, combinando a força do Herschel e do Planck, os astrônomos descobriram objetos no Universo distante, vistos num momento em que só tinha três bilhões de anos, que podem ser os percursores dos aglomerados que estão hoje à nossa volta.

O objetivo principal do Planck era fornecer um mapa mais preciso dos resquícios da radiação do Big Bang, a radiação cósmica de fundo. Para o fazer, percorreu todo o céu em nove diferentes comprimentos de onda, do infravermelho distante ao rádio, de forma a eliminar a emissão em primeiro plano, da nossa Galáxia e de outras no Universo.

Mas estas fontes em primeiro plano podem ser importantes em outros campos da astronomia e foi nos dados recolhidos nos comprimentos de onda curtos do Planck que os cientistas conseguiram identificar 234 fontes brilhantes com características que indicam que estavam localizadas no Universo primitivo distante.

O Herschel observou então estes objetos, em comprimentos de onda que vão do infravermelho distante até ao submilímetro, mas com uma sensibilidade muito maior. O Herschel revelou que a grande maioria das fontes detectadas pelo Planck são consistentes com densas concentrações de galáxias no Universo primitivo, formando vigorosamente novas estrelas.

Cada uma destas jovens galáxias é vista convertendo gás e poeira em estrelas, a um ritmo de algumas centenas a 1.500 vezes a massa do Sol por ano. Por comparação, hoje em dia, a nossa própria Via Láctea está produzindo estrelas a um ritmo de apenas uma massa solar por ano.

Enquanto os astrônomos não chegaram ainda a uma conclusão relativamente à idade e luminosidade de muitas destas concentrações de galáxias recém-descobertas, são as melhores candidatas alguma vez encontradas de "proto-aglomerados" percursores dos aglomerados grandes e maduros que vemos no Universo de hoje em dia.

"Foram encontradas pistas sobre este tipo de objetos em dados anteriores do Herschel e de outros telescópios, mas a capacidade de ver o céu inteiro do Planck revelou-nos muitos outros candidatos," diz Hervé Dole do Institut d’Astrophysique Spatiale, Orsay, principal autor do estudo. "Ainda temos muito para aprender sobre esta nova população, o que exige mais estudos de acompanhamento com outros observatórios. Mas acreditamos que são uma peça que faltava na formação da estrutura cosmológica."

"Estamos agora prepararando um catálogo extenso de possíveis proto-aglomerados, detetados pelo Planck, o que deve ajudar-nos a identificar ainda mais objetos como estes," acrescenta Ludovic Montier do Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Toulouse, que é o cientista principal do catálogo do Planck, de candidatos a fontes de desvio para o vermelho, que está prestes a ser distribuído à comunidade.

"Chegar a este importante resultado foi possível graças à sinergia entre o Herschel e o Planck: os objetos raros foram identificados graças aos dados de céu completo do Planck e depois com o Herschel conseguimos escrutiná-los em detalhe," diz o cientista de projeto da ESA para o Herschel, Göran Pilbratt.

Os dois observatórios espaciais terminaram as suas observações científicas em 2013, mas a sua imensidão de dados continuará ainda a ser explorada por muitos anos.

O estudo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Migração de Júpiter explica a configuração invulgar do Sistema Solar

Um novo estudo afirma que Júpiter pode ter varrido o Sistema Solar jovem como uma bola de demolição, destruindo a primeira geração de planetas interiores antes de recuar para a sua órbita atual.

© NASA (Kepler-11 parecido com o Sistema Solar)

Esta pesquisa ajuda a explicar porque o nosso Sistema Solar é tão diferente das centenas de outros sistemas planetários descobertos pelos astrônomos nos últimos anos.

"Agora que podemos olhar para o nosso próprio Sistema Solar no contexto de todos estes outros sistemas planetários, uma das características mais interessantes é ausência de planetas dentro da órbita de Mercúrio," afirma Gregory Laughlin, professor de astronomia e astrofísica da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, EUA. "O sistema planetário 'padrão' da nossa Galáxia parece ser um conjunto de super-Terras com períodos orbitais assustadoramente curtos. O nosso Sistema Solar é cada vez mais invulgar."

Nota-se que não só o "buraco" no nosso Sistema Solar interior, mas também certas características na Terra e em outros planetas rochosos e interiores, que teriam sido formados mais tarde do que os planetas exteriores a partir de uma fonte exausta de material de formação planetária.

Laughlin e Konstantin Batygin exploraram as implicações de um cenário importante para a formação de Júpiter e Saturno. Nesse cenário, proposto por uma outra equipe de astrônomos em 2011, Júpiter primeiro migrou para dentro na direção do Sol até que a formação de Saturno fez com invertesse o seu percurso e migrasse para fora até à sua posição atual. Batygin, que trabalhou pela primeira vez com Laughlin como estudante na Universidade da Califórnia em Santa Cruz e é agora professor assistente de ciência planetária no Instituto de Tecnologia da Califórnia, realizou cálculos numéricos para ver o que aconteceria se um conjunto de corpos rochosos com órbitas pequenas se tivesse formado antes da migração interior de Júpiter.

Nesse momento, é plausível que planetas rochosos com atmosferas espessas teriam sido formados perto do Sol a partir de um disco denso de gás e poeira, a caminho de se tornarem comuns "super-Terras" como tantos exoplanetas que já foram descobertos em torno de outras estrelas. No entanto, à medida que Júpiter se movia para mais perto do Sol, as perturbações gravitacionais do planeta gigante varreram os planetas interiores, planetesimais e asteroides para órbitas íntimas e sobrepostas, desencadeando uma série de colisões que esmagaram em pedaços todos os planetas jovens.

"É o mesmo fenômeno que nos preocupa se os satélites fossem destruídos em baixa órbita terrestre. Os seus fragmentos iriam começar a colidir com outros satélites e arriscaríamos uma reação em cadeia de colisões. O nosso trabalho indica que Júpiter criou uma tal cascata de colisões no Sistema Solar interior," explica Laughlin.

© K. Batygin/G. Laughlin (simulações do que teria acontecido com o Sistema Solar)

Os detritos resultantes teriam então espiralado para o Sol sob a influência de um "vento" forte a partir do gás denso que ainda rodava em torno do Sol. A avalanche teria destruído quaisquer super-Terras recém-formadas, levando-as para o Sol. Uma segunda geração de planetas interiores teriam sido formados mais tarde a partir de material empobrecido deixado para trás, o que é consistente com as evidências de que os planetas interiores do Sistema Solar são mais jovens do que os planetas exteriores. Os planetas interiores daí resultantes - Mercúrio, Vênus, Terra e Marte - são também menos massivos e têm atmosferas muito mais finas do que o esperado, comenta Laughlin.

"Uma das previsões da nossa teoria é que os planetas realmente semelhantes à Terra, com superfícies sólidas e pressões atmosféricas modestas, são raros," afirma.

Os caçadores de planetas já detectaram mais de mil exoplanetas em órbita de outras estrelas da Via Láctea, incluindo quase 500 sistemas com planetas múltiplos. O que emergiu destas observações, como sistema planetário "típico", é um sistema que consiste de alguns planetas com massas várias vezes superiores à da Terra (as super-Terras), que orbitam muito mais perto da estrela hospedeira que Mercúrio do Sol. Em sistemas com planetas gigantes parecidos com Júpiter, também tendem a estar muito mais perto das estrelas do que os planetas gigantes do nosso Sistema Solar. Os planetas interiores e rochosos do Sistema Solar, com massas relativamente pequenas e atmosferas finas, podem muito bem ser anômalos.

Segundo Laughlin, a formação de planetas gigantes como Júpiter é um tanto ou quanto rara, mas quando ocorre o planeta gigante geralmente migra para dentro e acaba a uma distância orbital semelhante à da Terra. Apenas a formação de Saturno no nosso Sistema Solar puxou Júpiter novamente para mais longe e isso permitiu a formação de Mercúrio, Vênus Terra e Marte. Portanto, outra previsão do estudo é que a existência de planetas mais pequenos próximos da estrela, em sistemas com planetas gigantes e com períodos orbitais superiores a 100 dias, é improvável.

"Este tipo de teoria, envolve processos genéricos que já foram amplamente estudados por outros pesquisadores. Existem muitas evidências que suportam a ideia da migração interior de Júpiter e consequente migração exterior. O nosso trabalho debruça-se sobre as consequências dessas alterações orbitais. A hipótese da migração de Júpiter pode muito bem ter sido um "grande ataque" ao Sistema Solar interior original."

Fonte: Proceedings of the National Academy of Sciences

A fita métrica cosmológica

Essa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble mostra a galáxia espiral NGC 3021 que localiza-se a cerca de 100 milhões de anos-luz de distância na constelação de Leo Minor (O Pequeno Leão).

© Hubble (NGC 3021)

Entre muitos outros tipos de estrelas, essa galáxia contém estrelas variáveis Cefeidas, que podem ser usadas para medir a distância até a galáxia. Essas estrelas pulsam numa taxa que é muito bem relacionada ao seu brilho intrínseco, assim as medidas da sua taxa de pulsação e seu brilho observado dão aos astrônomos informações suficientes para que possam calcular a distância à própria galáxia.

As Cefeidas são também usadas para calibrar um marcador de distância ainda mais distante, que pode ser usado para distâncias ainda maiores: as supernovas do Tipo Ia. Uma dessas estrelas brilhantes explosivas foi observada na NGC 3021, em 1995.

Além disso, a supernova na NGC 3021 foi também usada para refinar a medida que é conhecida como a constante de Hubble. O valor dessa constante define quão rápido o Universo está se expandindo, possibilitando a compreensão sobre sua evolução no passado bem como no futuro. Assim, essa galáxia é muito mais do que apenas uma bela galáxia espiral.

Fonte: NASA

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