Galáxias em fusão com buracos negros emitem sinais de rádio

Na mais extensa pesquisa do seu tipo já realizada, uma equipe de cientistas encontrou uma relação inequívoca entre a presença de buracos negros supermassivos que alimentam jatos velozes que emitem sinais de rádio e a história da fusão das suas galáxias hospedeiras.

 

 

© ESA/Hubble/ESO/L. Calçada (ilustração de jatos velozes oriundos de buracos negros supermassivos)

 

Descobriu-se que quase todas as galáxias que contêm estes jatos estão ou se fundindo com outra galáxia, ou fizeram-no recentemente. Os resultados dão peso significativo ao caso dos jatos como o produto de buracos negros em fusão.

Os astrônomos utilizaram o instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) a bordo do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA para realizar um grande levantamento sobre a relação entre as galáxias que sofreram fusões e a atividade dos buracos negros supermassivos nos seus núcleos.

Foi analisada uma grande variedade de galáxias com centros extremamente luminosos, conhecidos como núcleos galácticos ativos (NGAs), que se pensa serem o resultado de grandes quantidades de matéria aquecida que circula ao redor e é consumida por um buraco negro supermassivo. Embora se pense que a maioria das galáxias albergue um buraco negro supermassivo, apenas uma pequena percentagem são assim tão luminosos e ainda menos dão um passo em frente e formam o que é conhecido como jatos relativísticos. Os dois jatos de plasma altamente velozes movem-se quase à velocidade da luz e fluem para fora em sentidos opostos e perpendicularmente ao disco de matéria que rodeia o buraco negro, estendendo-se milhares de anos-luz para o espaço. O material quente dentro dos jatos é também a origem das ondas de rádio.

São estes jatos que Marco Chiaberge do STScI (igualmente da Universidade Johns Hopkins, EUA e do INAF-IRA, Itália) e a sua equipe esperavam confirmar como o resultado de fusões galácticas.

A equipe examinou cinco categorias de galáxias em busca de sinais visíveis de fusões recentes ou em curso, dois tipos de galáxias com jatos, dois tipos de galáxias que tinham núcleos luminosos mas que não tinham jatos, e um conjunto de galáxias inativas regulares.

"As galáxias que abrigam estes jatos relativísticos libertam grandes quantidades de radiação no rádio," explica Marco. "Ao usar a câmara WFC3 do Hubble, descobrimos que quase todas as galáxias com grandes quantidades de emissão de rádio, o que implica a presença de jatos, estavam associadas com fusões. No entanto, não eram só as galáxias que continham jatos as únicas a mostrar evidências de fusões!" 

© NASA/ESA/M. Chiaberge (seleção de galáxias usadas na pesquisa)

Esta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra uma seleção de galáxias usadas no estudo para confirmar a ligação entre as fusões e os jatos velozes dos buracos negros supermassivos. Estas galáxias têm fortes emissões de rádio, o que significa que os buracos negros supermassivos aí abrigados estão expelindo grandes quantidades de plasma. No canto superior esquerdo está a galáxia 3C 297, no canto inferior esquerdo está a galáxia 3C 454.1 e à direita encontra-se a galáxia 3C 356.

Outros estudos já tinham mostrado uma forte relação entre a história das fusões de uma galáxia e os altos níveis de radiação no rádio, o que sugere a presença de jatos relativísticos escondidos no centro da galáxia. No entanto, este estudo é muito mais extenso e os resultados são muito claros, o que significa que agora pode ser dito com quase toda a certeza que os NGAs de rádio, isto é, galáxias com jatos relativísticos, são o resultado de fusões galácticas.

"Nós descobrimos que a maioria dos eventos de fusão propriamente ditos não resultam na criação de NGAs com uma poderosa emissão de rádio," afirma Roberto Gilli do Osservatorio Astronomico di Bologna, Itália. "Cerca de 40% das outras galáxias que observamos também atravessam um período de fusão e no entanto falharam em produzir as espetaculares emissões de rádio e os jatos dos seus homólogos."

Embora seja agora muito claro que uma fusão galáctica é quase certamente necessária para uma galáxia albergar um buraco negro supermassivo com jatos relativísticos, deduziu-se que devem haver condições adicionais que precisam ser atingidas. Eles especulam que a colisão de uma galáxia com outra produz um buraco negro supermassivo com jatos quando este buraco negro central gira mais depressa, possivelmente como resultado de um encontro com outro buraco negro de massa similar, à medida que o excesso de energia extraída da rotação alimenta os jatos.

"Há duas maneiras das fusões provavelmente afetarem o buraco negro central. A primeira seria um aumento na quantidade de gás atraído para o centro da galáxia, acrescentando massa tanto ao buraco negro como ao disco matéria em seu redor," explica Colin Norman. "Mas este processo deve afetar os buracos negros em todas as fusões galácticas e, apesar disso, nem todas as galáxias em fusão que têm buracos negros acabam com jatos, por isso não é suficiente para explicar a origem destes jatos. A outra hipótese é que uma fusão entre duas galáxias gigantescas faz com que dois buracos negros de massa semelhante também se fundam. Pode ser que uma determinada classe de fusão entre dois buracos negros produza um único buraco negro supermassivo e veloz, o que explica a produção dos jatos."

Serão necessárias observações futuras usando tanto o Hubble como o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) do ESO para melhorar e expandir ainda mais o estudo, e para continuar buscando conhecimento sobre estes processos complexos e poderosos.

Os resultados serão publicados na revista The Astrophysical Journal

Fonte: Space Telescope Science Institute

Hubble observa colisão em jato de buraco negro

Uma equipe de astrônomos utilizou imagens obtidas pelo telescópio espacial Hubble, ao longo de 20 anos, para observar pela primeira vez a colisão entre bolhas de plasma num jato com origem nas imediações de um buraco negro super massivo.

 © NASA/ESA/E. Meyer (galáxia elíptica NGC 3862 e o jato de plasma emitido do buraco negro)

A imagem acima mostra a galáxia elíptica NGC 3862 e o jato de plasma emitido a partir das imediações do buraco negro super massivo no seu centro. As imagens à direita mostram a evolução temporal do jato mostrando bolhas individuais de material (as regiões mais brilhantes assinaladas com tracejado). Nas últimas duas imagens, de 2002 e 2014, é evidente a colisão das bolhas “verde” e “azul”, e o consequente aumento de luminosidade dessa região do jato. O “X” marca a posição do buraco negro.

A análise das observações sugere que, durante a colisão, a energia cinética das partículas no plasma é dissipada sob a forma de radiação, aumentando a luminosidade dessa região do jato e acelerando ainda mais as partículas aí existentes.

As galáxias ativas têm no seu centro um buraco negro super massivo rodeado por um disco de gás rotativo que o alimenta,  um objeto a que se dá o nome de quasar. O gás orbita o buraco negro a alta velocidade, o atrito e o intenso campo eletromagnético aquecem-no a temperaturas muito elevadas, transformando-o num plasma emissor de radiação muito energética como raios gama, raios X e raios ultravioleta. Os núcleos de galáxias ativas são por isso extremamente luminosos.

Parte do plasma  aquecido na região interna do disco é ejetado ao longo do eixo de rotação do buraco negro. O campo magnético poderoso do disco força esse material a mover-se ao longo de um jato fino que se mantém colimado até distâncias de dezenas ou mesmo centenas de milhares de anos-luz do buraco negro, em pleno espaço intergaláctico. Nestes jatos, as partículas viajam com velocidades relativísticas, ou seja, próximas da velocidade da luz, tendo por isso uma energia cinética enorme. Em determinadas circunstâncias, se o fluxo de material que colapsa no buraco negro não é regular, em vez de um fluxo contínuo de plasma ao longo do jato observamos grandes bolhas de plasma ocasionais, como nós numa corda.

A galáxia ativa estudada pela equipe liderada por Eileen Meyer, do Space Telescope Science Institute, foi a NGC3862, uma galáxia elíptica gigante situada no aglomerado Abell 1367, a 260 milhões de anos-luz, na direção da constelação do Leão, um pouco acima da estrela Denebola. O jato foi descoberto pelo Hubble em 1992. Estes jatos são frequentemente detectados em galáxias ativas quando observadas em raios X ou em ondas de rádio. No entanto, por razões que os astrônomos ainda desconhecem, só uma pequeníssima fração tem jatos observáveis na região do espectro visível.

Uma imagem de alta qualidade da galáxia foi obtida em 2014 devido ao poder de resolução e condições ideais de observação através do telescópio espacial Hubble. Esta imagem, conjugada com imagens de arquivo do Hubble, obtidas desde 1994, permitiram aos astrônomos observar pela primeira vez a colisão entre uma bolha de material mais antiga (detalhe em azul) e uma bolha de material mais recente (detalhe em verde). As bolhas que seguem à frente chocam com material previamente ejetado ao longo do jato e com gás intergaláctico, desacelerando e funcionando como uma espécie de vassoura, limpando de material o espaço que as precede. As bolhas que se seguem beneficiam da remoção desse material do jato permitindo que mantenham a velocidade ao longo de distâncias maiores. Eventualmente, no entanto, devido às diferenças de velocidade, as bolhas acabam por colidir,  o evento observado pela equipe.

A colisão das bolhas de plasma “verde” e “azul” no jato do buraco negro iniciou a sua fusão e conduziu a um aumento significativo da sua luminosidade. É previsível que a bolha resultante continue aumentando de brilho durante as próximas décadas à medida que a colisão progride.

Este trabalho, e as suas sequelas, permitirá calcular quanta energia é transferida do quasar central para as regiões periféricas da galáxia e para o espaço intergaláctico envolvente, algo essencial para a compreensão da evolução das galáxias.

As observações foram reportadas num artigo da revista Nature

Fonte: Space Telescope Science Institute

A galáxia espiral próxima NGC 4945

A grande galáxia espiral NGC 4945 é vista de borda perto do centro deste retrato cósmico.

 © Petri Kehusmaa/Harlingten Atacama Observatory (galáxia espiral NGC 4945)

Na verdade, a NGC 4945 é quase do tamanho de nossa própria galáxia, a Via Láctea. Seu próprio disco de poeira, jovens aglomerados de estrelas azuis e regiões de nascimento estelar em cor de rosa se destacam na imagem telescópica nítida e colorida.

A cerca de 13 milhões de anos-luz de distância na direção da grande constelação austral do Centauro, a NGC 4945 está apenas cerca de seis vezes mais longe do que a Galáxia de Andrômeda, a grande galáxia espiral mais próxima da Via Láctea.

Embora a região central da galáxia esteja em grande parte escondida da vista por telescópios ópticos, observações em raios X e em infravermelho indicam significativa emissão de alta energia e nascimento de estrelas no núcleo da NGC 4945. Seu núcleo obscurecido, porém ativo, qualifica este belo universo-ilha como uma galáxia Seyfert e é o lar de um buraco negro supermaciço central.

Fonte: NASA

Uma celebração cósmica borbulhante

Na região mais brilhante da nebulosa resplandecente chamada RCW 34, o gás é aquecido de forma dramática pelas estrelas jovens, expandindo-se em direção ao gás mais frio à sua volta.

 

  
© ESO/VLT (nuvem de formação estelar RCW 34)

A RCW 34 é também conhecida por Gum 19 e está centrada na jovem estrela brilhante V391 Velorum.

Assim que o hidrogênio quente atinge o limite exterior da nuvem de gás, é liberado para o vácuo exterior tal como o conteúdo de uma garrafa de champanhe quando se retira a rolha, num processo chamado fluxo de champanhe. No entanto, a jovem região de formação estelar RCW 34 oferece-nos mais do que uma quantidade de "bolhas", já que no coração desta nuvem parecem ter ocorrido múltiplos episódios de formação estelar.

Esta nova imagem obtida pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO, no Chile, mostra uma espetacular nuvem vermelha de hidrogênio resplandecente, por detrás de uma coleção de estrelas azuis situadas em primeiro plano. No núcleo da RCW 34, que se localiza na constelação austral da Vela, um grupo de jovens estrelas massivas esconde-se na região mais brilhante da nuvem. Estas estrelas produzem um efeito dramático na nebulosa. O gás que é exposto à forte radiação ultravioleta, como acontece no âmago desta nebulosa, ioniza-se, o que quer dizer que os elétrons escapam dos átomos de hidrogênio.

O hidrogênio é muito apreciado pelos fotógrafos cósmicos, uma vez que brilha intensamente com uma cor vermelha característica, o que além de nos permitir distinguir muitas nebulosas, cria belas imagens de formas bizarras. O hidrogênio é também a matéria prima de fenômenos dramáticos como o fluxo de champanhe. No entanto, o hidrogênio ionizado desempenha igualmente um importante papel astronômico: é um indicador de regiões de formação estelar. As estrelas nascem a partir do colapso de nuvens de gás e portanto são abundantes em regiões com enormes quantidades de gás, tais como a RCW 34, o que torna esta nebulosa particularmente interessante para o estudo da formação e evolução estelar.

Enormes quantidades de poeira no coração da nebulosa bloqueiam a vista para as regiões mais interiores da maternidade estelar, que se encontra completamente envolvida nestas nuvens. A RCW 34 caracteriza-se por uma extinção extremamente elevada, o que significa que quase toda a radiação visível emitida por esta região é absorvida antes de chegar à Terra. Apesar de estar escondida de uma visão direta, os astrônomos podem usar telescópios infravermelhos para espreitar através da poeira e estudar o ninho de estrelas envolvido pela nebulosa.

Observando para além da cor vermelha, vemos que existem muitas estrelas jovens nesta região com massas de apenas uma fração da do Sol. Estas estrelas parecem juntar-se em torno de estrelas mais velhas e massivas situadas no centro, enquanto apenas algumas se distribuem na periferia. Esta distribuição levou os astrônomos a pensar que devem ter ocorrido diferentes episódios de formação estelar no interior desta nuvem. Três estrelas gigantescas formaram-se num primeiro evento, tendo seguidamente dado origem à formação de estrelas menos massivas na sua vizinhança. As estrelas mais massivas e muito brilhantes têm uma vida curta, medida em milhões de anos, enquanto as estrelas de menor massa vivem mais tempo do que a atual idade do Universo.

Fonte: ESO

O lugar mais denso de estrelas na Via Láctea

Essa nova imagem do telescópio espacial Hubble da NASA e ESA apresenta o Aglomerado dos Arcos, o aglomerado estelar mais denso conhecido na Via Láctea.

© Hubble (Aglomerado dos Arcos)

Ele está localizado a cerca de 25.000 anos-luz de distância da Terra na constelação de Sagittarius (O Arqueiro), perto do coração da nossa galáxia, a Via Láctea. Ele é, como seu vizinho, o Aglomerado do Quinteto, um objeto astronômico jovem com cerca de 2 a 4 milhões de anos de idade.

O Aglomerado dos Arcos é tão denso que numa região com o raio igual à distância entre o Sol e a estrela mais próxima existem 100.000 estrelas!

No mínimo 150 estrelas dentro desse aglomerado estão entre as estrelas mais brilhantes já descobertas na Vi a Láctea. Essas estrelas são tão brilhantes e massivas que elas queimarão seu combustível num curto período de tempo, em escala cosmológica, de poucos milhões de anos, e morrerão em espetaculares explosões de supernovas. Devido ao diminuto período de vida das estrelas no aglomerado, o gás entre as estrelas contém uma quantidade incomum de elementos mais pesados, que foram produzidas por uma geração anterior de estrelas.

Apesar do seu brilho, o Aglomerado dos Arcos não pode ser visto a olho nu. A luz visível do aglomerado é completamente obscurecida por gigantescas nuvens de poeira nessa região. Para fazer o aglomerado visível, os astrônomos têm usado detectores que podem coletar a luz de raios X, infravermelho, e rádio, já que esses comprimentos de onda podem passar através das nuvens de poeira.

Fonte: NASA & ESA

Revelados os hábitos alimentares de galáxias

Um novo estudo, não somente revela uma galáxia espiral devorando uma galáxia anã compacta próxima, mas também mostra evidências de seu lanche galáctico com detalhes sem precedentes.

© Ángel R. López-Sánchez/Baerbel Koribalski (mapa do enriquecimento químico de galáxias)

A imagem acima demonstra um mapa do enriquecimento químico do sistema duplo de galáxias NGC 1512 e NGC 1510 mostrando a quantidade de gás de oxigênio nas regiões de formação de estrelas em torno das duas galáxias.

Uma equipe de astrônomos australianos e espanhóis registraram uma galáxia engolindo seus vizinhos e deixando para trás, evidências sobre essa dieta.

As galáxias crescem capturando gás livre de sua vizinhança e transformando-o em novas estrelas ou engolindo galáxias vizinhas. Contudo, elas normalmente deixam para trás poucos traços de seus hábitos canibais.

O Observatório Astronômico Australiano (AAO) e Ángel R. López-Sánchez da Universidade Macquaire e seus colaboradores estão estudando a galáxia NGC 1512 para ver se sua história química se ajusta com sua aparência física.

Uma equipe de pesquisadores utilizou as capacidades únicas do Telescópio Anglo-Australiano (AAT) de 3,9 metros perto de Coonabarabran, em New South Wales, para medir o nível de enriquecimento químico de gás através de toda a face da NGC 1512.

O enriquecimento químico ocorre quando as estrelas queimam o hidrogênio e o hélio do Big Bang em elementos mais pesados através de reações nucleares em seus núcleos. Esses novos elementos são lançados de volta no espaço quando as estrelas morrem, enriquecendo o gás ao redor com elementos químicos como oxigênio, que a equipe mediu.

“Nós estávamos esperando encontrar gás fresco, ou gás enriquecido no mesmo nível que o da galáxia está sendo consumida, mas fomos surpreendidos ao encontrarmos gás que na verdade eram remanescentes de galáxias engolidas anteriormente”, disse López-Sánchez.

“O gás difuso nas regiões externas da NGC 1512 não é o gás primordial criado no Big Bang, mas é o gás que já foi processado por gerações prévias de estrelas”.

O Australia Telescope Compact Array (ATCA) do CSIRO, um poderoso rádio interferômetro de 6 quilômetros de diâmetro no leste da Austrália, foi usado para detectar grandes quantidades de gás hidrogênio frio que se estende além do disco estelar da galáxia espiral NGC 1512.

“Os densos pacotes de gás hidrogênio no disco externo da NGC 1512 aponta com precisão regiões de formação ativas de estrelas”, disse Baerbel Koribalski do CSIRO, um membro da pesquisa.

Quando essas descobertas foram examinadas em combinação com observações de rádio e ultravioleta, os cientistas concluíram que o gás rico está sendo processado em novas estrelas não vem das regiões internas da galáxia. Ao invés disso, o gás foi provavelmente absorvido pela galáxia no decorrer da sua vida à medida que a NGC 1512 crescia engolindo outras galáxias menores ao seu redor.

Tobias Westmeier, do International Center for Radio Astronomy Research (ICRAR), disse que enquanto o canibalismo galáctico já é algo conhecido por muitos anos, essa é a primeira vez que ele tem sido observado com tanto detalhe.

“Usando observações tanto de telescópios em Terra como no espaço, nós fomos capazes de juntar as peças de uma história detalhada para essa galáxia e para melhor entender como as interações e fusões com outras galáxias têm afetado sua evolução e a taxa com a qual as estrelas se formaram”, disse ele.

O sucesso da equipe e a nova abordagem para investigar como as galáxias crescem está sendo usada em novo programa para refinar futuramente os melhores modelos da evolução galáctica.

Para esse trabalho, os astrônomos usaram dados espectroscópicos do AAT no Observatório Siding Spring na Austrália para medir a distribuição química ao redor das galáxias. Eles identificaram o gás difuso ao redor do sistema galáctico duplo, usando as observações de rádio do ATCA. Em adição a isso, eles identificaram regiões de nova formação de estrelas, com dados do telescópio espacial Galaxy Evolution Explorer (GALEX).

“A combinação única desses dados fornece uma poderosa ferramenta para desvendar a natureza e a evolução das galáxias”, disse López-Sánchez.

“Nós iremos observar outras galáxias usando as mesmas técnicas provadas para melhorar nosso entendimento do comportamento passado das galáxias no Universo local”.

Um artigo foi publicado na Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Astronomy e International Centre for Radio Astronomy Research

Descoberta a galáxia mais luminosa do Universo

Uma galáxia remota, brilhando com a luz de mais de 300 trilhões de sóis foi descoberta usando os dados do Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração da galáxia mais luminosa do Universo)

A galáxia é a mais luminosa já encontrada até hoje e pertence a uma nova classe de objetos recentemente descobertos pelo WISE, as galáxias extremamente luminosas em infravermelho (ELIRGs).

“Nós estamos olhando para uma fase bem intensa da evolução das galáxias”, disse Chao-Wei Tsai do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, na Califórnia, e principal autor do artigo que relata a descoberta. “Essa intensa luz pode ser gerada pelo principal surto de crescimento do buraco negro da galáxia”.

A brilhante galáxia, conhecida como WISE J224607.57-052635.0, pode ter um buraco negro monstruoso no seu núcleo e que está se enchendo de gás. Buracos negros supermassivos sugam gás e matéria em um disco ao seu redor, aquecendo esse disco a temperaturas de milhões de graus e emitindo radiações de alta energia, na luz visível, ultravioleta e raios X. A luz é bloqueada pelos casulos de poeira ao redor. À medida que essa poeira esquenta ela irradia luz infravermelha.

Buracos negros gigantes são comuns no núcleo de galáxias, mas encontrar um grande desses, tão longe assim no cosmos é algo raro. Pelo fato da luz da galáxia hospedeira viajar cerca de 12,5 bilhões de anos até nos alcançar, os astrônomos estão observando o objeto como ele era num passado distante. O buraco negro já tinha bilhões de vezes a massa do Sol quando o nosso Universo só tinha um décimo da idade atual de 13,8 bilhões de anos.

O novo estudo destaca três razões por que os buracos negros nas ELIRGs podem crescer de forma tão massiva. Primeiro, eles podem nascer grandes, ou seja, os buracos negros embrionários podem ser maiores do que se pensava anteriormente.

As outras duas explicações envolvem a quebra do Limite de Eddington, que representa a maior luminosidade que uma estrela com certa massa pode ter e ainda estar em equilíbrio hidrostático. Quando um buraco negro se alimenta, o gás caí em sua direção e é aquecido, expelindo luz. A pressão da luz na verdade empurra o gás para fora, criando um limite de quão rápido o buraco negro pode continuamente devorar matéria. Se um buraco negro rompe esse limite, ele poderia, teoricamente inchar em tamanho. Buracos negros já foram observados rompendo esse limite, mas o buraco negro em estudo deve ter quebrado esse limite de forma repetida para ficar tão grande. Uma teoria alternativa, é que o buraco negro pode simplesmente contorcer esse limite.

“Outra maneira para um buraco negro crescer e ficar assim tão grande é estar passando por uma agitação constante, consumindo alimento mais rápido do que tipicamente se achava possível”, disse Tsai. “Isso pode acontecer se o buraco negro não estiver rodando tão rápido”.

Se um buraco negro gira lentamente o suficiente, ele não irá repelir sua comida. No final, buracos negros de lenta rotação podem ingerir mais matéria do que os mais rápidos.

“Os buracos negros massivos nas ELIRGs poderiam estar se alimentando de mais matéria por um período de tempo mais longo”, disse Andrew Blain da Universidade de Leicester no Reino Unido e co-autor do artigo.

Mais pesquisa é necessária para resolver esse quebra-cabeça das galáxias extremamente luminosas. A equipe planeja melhor determinar a massa do buraco negro central. Sabendo a verdade sobre esses objetos, pode-se ajudar a revelar sua história, bem como de outras galáxias, nesse capítulo crucial e bem agitado da história do cosmos.

O novo estudo reporta um total de 20 novas ELIRGs, incluindo a mais luminosa já encontrada até o momento. Essas galáxias não foram encontradas antes devido a sua distância, e pelo fato de converterem sua poderosa luz visível em uma impressionante quantidade de luz infravermelha.

“Nós descobrimos em um estudo feito com o WISE que metade das galáxias mais luminosas somente são observadas na luz infravermelha”, disse Tsai.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A misteriosa estrela Nasty 1

Os astrônomos usando o telescópio espacial Hubble estão revelando novas pistas surpreendente sobre um robusto e rápido envelhecimento estelar cujo comportamento nunca havia sido visto antes na Via Láctea.

© G. Bacon (ilustração de estrela massiva e companheira pequena criando vasto disco de gás)

De fato, a estrela é tão estranha que os astrônomos a apelidaram de Nasty 1, um trocadilho com seu nome oficial no catálogo que é NaSt1. A estrela pode representar um breve estágio transitório na evolução de estrelas extremamente massivas.

Descoberta pela primeira vez a algumas décadas atrás, a Nasty 1, foi identificada como uma estrela Wolf-Rayet, uma estrela de rápido crescimento que é muito mais massiva que o nosso Sol. A estrela perdeu suas camadas externas preenchidas com hidrogênio rapidamente, expondo assim seu núcleo super quente e extremamente brilhante de hélio.

Mas a Nasty 1, não parece uma estrela Wolf-Rayet típica. Os astrônomos usando o Hubble esperaram ver lóbulos gêmeos de gás fluindo dos lados opostos da estrela, talvez, algo similar ao que acontece com a massiva estrela Eta Carinae, que é uma candidata a Wolf-Rayet. Ao invés disso, o Hubble revelou um disco de gás em forma de panqueca circulando a estrela. O vasto disco tem cerca de três trilhões de quilômetros de largura, e pode ter formado de uma estrela companheira invisível que absorveu o envelope externo da recém formada Wolf-Rayet. Com base nas estimativas atuais, a nebulosa ao redor das estrelas tem apenas poucos milhares de anos de existência e está somente a 3.000 anos-luz de distância da Terra.

© Hubble/J. Mauerhan (estrela Nast 1)

“Nós ficamos animados ao ver essa estrutura em forma de disco, pois ela pode ser a evidência para a formação de uma estrela Wolf-Rayet de uma interação de estrelas binárias”, disse o líder do estudo John Mauerhan, da Universidade da Califórnia, Berkeley. “Existem muito poucos exemplos na galáxia desse processo em ação pois, essa fase tem uma vida bem curta, talvez durando somente cem mil anos, enquanto a escala de tempo durante o qual o disco resultante é visível pode ser de somente dez mil anos ou menos”.

Uma estrela massiva se desenvolve muito rapidamente, e à medida que ela começa a esgotar o hidrogênio ela incha. Seu envelope externo de hidrogênio torna-se mais frágil e vulnerável ao rompimento gravitacional ou a um tipo de canibalismo estelar por uma estrela companheira próxima. Nesse processo, a estrela mais compacta ganha massa, e a estrela massiva original perde seu envelope de hidrogênio, expondo seu núcleo de hélio para se tornar uma estrela do tipo Wolf-Rayet.

Outra maneira de se formar estrelas do tipo Wolf Rayet é quando uma estrela massiva ejeta seu próprio envelope de hidrogênio por meio de fortes ventos estelares com partículas carregadas. O modelo de interação binária onde uma estrela companheira está presente está ganhando ênfase, pois os astrônomos perceberam que no mínimo 70% das estrelas massivas são membros de sistemas estelares duplos. A perda de massa direta sozinha não pode ser responsável pelo número de estrelas Wolf-Rayet relativas às outras estrelas massivas menos desenvolvidas na galáxia.

“Nós estamos descobrindo que é difícil formar todas as estrelas Wolf-Rayet que nós observamos, por meio do mecanismo tradicional do vento, pois a perda de massa não é tão forte como nós normalmente pensávamos”, disse Nathan Smith da Universidade do Arizona em Tucson. “A troca de massa em sistemas binários parece ser vital para ser responsável pelas estrelas Wolf-Rayet e pelas supernovas que elas geram, e registrando estrelas binárias nessa fase de vida curta nos ajudará a entender melhor esse processo”.

Mas o processo de transferência de massa em sistemas binários enormes não é sempre eficiente. Parte da matéria que é arrancada pode vazar durante a briga gravitacional dinâmica entre as estrelas, criando um disco ao redor da binária.

“Isso é o que nós pensamos que está acontecendo na Nasty 1”, disse Mauerhan. “Nós pensamos que exista uma estrela do tipo Wolf-Rayet enterrada na nebulosa, e nós pensamos que essa nebulosa está sendo criada pelo processo de transferência de massa. Assim esse tipo de canibalismo estelar faz com que a Nasty 1 seja um apelido bem dado”.

O nome de catálogo da estrela, NaSt1, é derivado das primeiras duas letras de cada um dos dois astrônomos que a descobriu em 1963, Jason Nassau e Charles Stephenson.

Observar o sistema Nasty 1 não tem sido uma tarefa fácil. O sistema é tão mergulhado no gás e na poeira, que eles bloqueiam até mesmo a visão do Hubble das estrelas. Assim, a equipe de Mauerhan não pode medir a massa de cada estrela, a distância entre elas, ou a quantidade de material que está sendo transferido para a estrela companheira.

Observações anteriores da Nasty 1, têm fornecido algumas informações sobre o gás no disco. O material, por exemplo, está viajando a cerca de 35.000 quilômetros por hora na nebulosa externa, mais lentamente do que em estrelas similares. A velocidade comparativamente menor, indica que a estrela expeliu seu material através de um evento menos violento do que a emissão explosiva da Eta Carinae, onde o gás está viajando a centenas de milhares de quilômetros por hora.

A Nasty 1 também pode estar expelindo material esporadicamente. Estudos passados realizados na luz infravermelha têm mostrado evidências para um compacto bolsão de poeira quente muito próximo das estrelas centrais. Observações recentes feitas por Mauerhan e seus colegas na Universidade do Arizona, usando o telescópio Magellan no observatório de Las Campanas no Chile, têm resolvido um grande número de bolsões de poeira mais fria que pode estar indiretamente dispersando a luz das estrelas centrais. A presença da poeira quente implica que ela foi formada muito recentemente, talvez por meio de jorros, à medida que material quimicamente enriquecido dos dois ventos estelares colide em diferentes pontos, se mistura, flui e então resfria. Mudanças esporádicas na intensidade do vento ou na taxa com a qual a estrela companheira arranca o envelope de hidrogênio da estrela principal, pode também explicar a estrutura condensada e os vazios vistos nas regiões mais distantes no disco.

Para medir os ventos hipersônicos de cada estrela, os astrônomos viraram para lá o observatório de raios X Chandra da NASA. As observações revelaram jatos de plasma quente, indicando que os ventos de ambas as estrelas estão na verdade colidindo e criando ondas de choque de alta energia que brilham nos raios X. Esses resultados são consistentes com o que os astrônomos têm observado de outros sistemas de estrelas Wolf-Rayet.

A caótica atividade de transferência de massa terminará quando a estrela Wolf-Rayet esgotar seu material. Eventualmente, o gás no disco se dissipará, fornecendo assim uma clara visão do sistema binário.

“Qual caminho evolucionário a estrela seguirá é incerto, mas definitivamente não será nada inconveniente”, disse Mauerhan. “A Nasty 1 poderia se desenvolver em outro sistema parecido com o da Eta Carinae. Para fazer essa transformação, a estrela companheira ganhando massa poderia experimentar uma gigantesca erupção devido a alguma instabilidade relacionada com a aquisição de matéria da Wolf-Rayet recém formada. Ou a Wolf-Rayet poderia explodir como uma supernova. Uma fusão estelar é outra saída potencial, dependendo da evolução orbital do sistema. O futuro pode ser cheio de todos os tipos de exóticas possibilidades, dependendo se ela explode ou quanto tempo a transferência de massa ocorre, e por quanto tempo a transferência de massa ocorre, e quanto tempo ela vive depois dos casos de transferência de massa”.

Os resultados obtidos pela equipe aparecem na edição online do Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um céu escuro e empoeirado

No céu empoeirado na direção da constelação de Touro e do Braço de Órion da Via Láctea, esse vasto mosaico segue as nebulosas de reflexão escuras e apagadas ao longo da nuvem molecular fértil da região.

© Scott Rosen (nebulosas de reflexão escuras)

O campo de visão de seis graus começa com a longa nebulosa escura LDN 1495 e se espalha a partir da parte inferior esquerda, e se estende além da nebulosa parecida com um pássaro conhecida como Nebulosa da Águia Bebê, a LBN 777, na parte inferior direita. Pequenas nebulosas de reflexão azuladas circundam as estrelas espalhadas e mais apagadas de Touro, aparecem na imagem embora sejam normalmente esquecidas em favor dos espetáculos celestes mais brilhantes e mais conhecidos da constelação. Associada com a jovem estrela variável RY Tau, está a nebulosa amarelada VdB 27 em direção à parte superior esquerda. Localizada a 400 anos-luz de distância, a nuvem molecular de Touro é uma das regiões de formação de estrelas de pequena massa mais próximas da Terra. A essa distância, essa visão escura se espalha por cerca de 40 anos-luz.

Fonte: NASA

Momentos iniciais raros de supernovas

Os astrônomos estão enlouquecendo sobre as medidas de supernovas recém-nascidas feitas pelas sondas Swift e Kepler da NASA, debruçando sobre os dados para melhor entender o que gera essas explosões estelares demolidoras. Os cientistas estão particularmente fascinados com as supernovas do Tipo Ia, já que elas servem como faróis para medir as vastas distâncias no espaço.

© UC Berkeley/Daniel Kasen (simulação de uma supernova colidindo com sua estrela companheira)

Esta simulação de computador mostra os restos de uma supernova Tipo Ia (marrom) colidindo com sua estrela companheira (azul) com dezenas de milhões de quilômetros por hora. A interação produz luz ultravioleta que escapa da supernova sobre a companheira, um sinal detectado pela sonda Swift.

“Observações sem precedentes realizadas pelo Kepler de eventos prévios de supernovas e a agilidade do Swift estão produzindo importantes descobertas simultaneamente só que em comprimentos de onda bem diferentes”, disse Paul Hertz, diretor de astrofísica da NASA. “Não somente estamos tendo ideias sobre o que dispara a supernova do Tipo Ia, mas esses dados nos permitem melhor calibrar as supernovas do Tipo Ia como velas padrão, e isso tem implicações sobre a nossa habilidade de eventualmente entender os mistérios da energia escura”.

As supernovas do Tipo Ia explodem com brilho muito similar, pois o objeto que explode é sempre uma estrela anã branca, ou seja, a parte remanescente de uma estrela parecida com o Sol, mas com o tamanho da Terra. Uma anã branca pode virar uma supernova se fundindo com outra anã branca ou puxando muita matéria de uma estrela companheira próxima, gerando reações termonucleares e explodindo. O Kepler e o Swift têm encontrado evidências que suportam ambos os cenários de explosões estelares.

Os pesquisadores estudando os dados do Kepler registraram três novas e distantes supernovas, e o conjunto de dados inclui medidas feitas antes das violentas explosões terem acontecido. Conhecido por sua capacidade em caçar exoplanetas, o telescópio espacial do Kepler faz observações precisas e frequentes, a cada 30 minutos, e com isso tem permitido aos astrônomos voltar o relógio e dissecar os momentos iniciais das supernovas. As descobertas representam as primeiras medidas diretas capazes de informar aos cientistas a causa das explosões.

“Nossas descobertas de supernovas com o Kepler, favorecem de forma contundente o cenário de fusão das anãs brancas, enquanto que o estudo do Swift prova que as supernovas do Tipo Ia também podem surgir de anãs brancas simples”, disse Robert Olling, pesquisador associado da Universidade de Maryland, e principal autor do estudo. “Do mesmo modo que muitos caminhos levam a Roma, a natureza pode ter várias maneiras de explodir as estrelas anãs brancas”.

Para captar os momentos mais iniciais das explosões do Tipo Ia, a equipe de pesquisa monitorou 400 galáxias por dois anos usando o Kepler. A equipe descobriu então três eventos designados KSN 2011b, KSN 2011c e KSN 2012a, cujas medidas foram feitas antes, durante e depois das explosões.

Esses dados iniciais fornecem uma visão sobre o processo físico que iniciou essas bombas estelares, localizadas a centenas de milhões de anos-luz de distância. Quando uma estrela se transforma em supernova, a liberação explosiva de energia ejeta o material da estrela a uma velocidade hipersônica, emitindo ondas de choque em todas as direções. Se uma estrela companheira está na sua vizinhança, a ruptura na onda de choque será registrada nos dados.

Os cientistas não descobriram evidências de uma estrela companheira e concluíram então que a causa poderia ser a colisão, ou fusão de duas estrelas próximas, muito provavelmente duas anãs brancas.

O conhecimento da distância para a galáxia nas pesquisas do Kepler, foi fundamental para caracterizar o tipo de supernova descoberta por Olling e seus colegas. Para determinar a distância, a equipe direcionou às explosões os poderosos telescópios nos observatórios Gemini e W.M. Keck em Mauna Kea no Havaí. Essas medidas foram decisivas para os pesquisadores concluírem que as supernovas que eles tinham descoberto eram do Tipo Ia.

“A sonda Kepler mais uma vez nos surpreendeu, tendo um papel inesperado na ciência das supernovas, fornecendo para nós, pela primeira vez a curva de luz de supernovas do Tipo Ia nos seus estágios iniciais”, disse Steve Howell, cientista de projeto do Kepler, no Ames Research Center da NASA em Moffett Field, na Califórnia. “Agora, em sua nova missão K2, a sonda irá pesquisar por mais supernovas em milhares de galáxias”.

Um grupo separado de astrônomos também encontrou intrigantes dados em uma supernova diferente. Liderados pelo estudante Yi Cao do Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech), a equipe usou o Swift para detectar de forma inédita o flash de luz ultravioleta emitido nos primeiros dias de vida de uma supernova do Tipo Ia. Com base em simulações computacionais das explosões de supernovas em sistemas estelares binários, os pesquisadores acreditavam que o pulso ultravioleta fosse emitido quando a onda de choque de uma explosão de supernova passava por uma estrela companheira próxima.

“Se o Swift só observasse a explosão um dia ou dois depois, nós perderíamos o flash de ultravioleta inteiramente”, disse Brad Cenko, um membro da equipe do Swift no Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland. “Graças à cobertura de comprimentos de onda do Swift e à sua rápida capacidade de programação, ele atualmente é a única sonda que pode fazer regularmente esse tipo de observação”.

De acordo com as análises, os detritos de supernova se chocam e varrem a estrela companheira, criando uma região de emissão de ultravioleta. A temperatura de pico excede os 11.000 graus Celsius, ou seja, é cerca de duas vezes a temperatura na superfície do Sol.

A explosão designada iPTF14atg, foi vista primeiro em 3 de Maio de 2014, na galáxia IC 831, localizada a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Coma Berenices. Ela foi descoberta através do sistema de observação robótico de vasto campo conhecido como intermediate Palomar Transient Factory (iPTF), um projeto de colaboração entre vários institutos, liderado pelo Caltech Optical Observatories, na Califórnia.

“Nós não vimos evidências dessa explosão em imagens feitas na noite anterior, então nós descobrimos o iPTF14atg quando ele só tinha um dia de vida”, disse Cao. “Melhor ainda, nós confirmamos que ele era uma supernova nova do Tipo Ia, algo que estávamos trabalhando arduamente para que nosso sistema fosse capaz de detectar”.

A equipe imediatamente requisitou observações de outras instalações, incluindo observações em raios X e ultravioleta do satélite Swift da NASA. Embora nenhum raio X tivesse sido encontrado, um apagado feixe de luz ultravioleta foi registrado pelo Ultraviolet/Optical Telescope do Swift, dentro de poucos dias depois da explosão, sendo que nenhum feixe correspondente foi observado na luz visível. Depois que o flash se apagou, tanto os comprimentos de onda do visível e do ultravioleta surgiram juntos como o brilho de uma supernova.

O pulso ultravioleta do iPTF14atg representa uma forte evidência para a presença de uma estrela companheira, mas como as anãs brancas se fundem com outras estrelas do mesmo tipo também podem produzir supernovas, como demonstraram os resultados do Kepler, os astrônomos estão trabalhando para determinar a porcentagem de supernovas produzidas por cada um dos tipos.

Um melhor entendimento das diferenças entre as explosões do Tipo Ia ajudarão os astrônomos a melhorarem seus conhecimentos sobre a energia escura, a misteriosa força que parece estar acelerando a expansão cósmica.

Os estudos foram publicados na revista Nature.

Fonte: Ames Research Center

A terrível beleza da Medusa

Esta bonita nebulosa planetária, denominada Nebulosa da Medusa, retira o seu nome da terrível criatura da mitologia grega: Medusa, a Górgone.

© ESO (Nebulosa da Medusa)

Este objeto tem também o nome Sharpless 2-274 e situa-se na constelação dos Gêmeos.

A Nebulosa da Medusa tem uma dimensão de cerca de quatro anos-luz e encontra-se a uma distância de cerca de 1.500 anos-luz da Terra. Apesar do seu tamanho é extremamente tênue e difícil de observar.
A Medusa era uma criatura hedionda com serpentes na cabeça em vez de cabelos. As serpentes estão representadas pelos filamentos serpenteantes de gás brilhante desta nebulosa. O brilho vermelho do hidrogênio e a emissão verde mais fraca do oxigênio estendem-se muito para além da imagem, formando um crescente no céu. A ejeção de massa por parte das estrelas que se encontram nesta fase da sua evolução é muitas vezes intermitente, o que pode resultar em estruturas fascinantes no seio das nebulosas planetárias.
Durante dezenas de milhares de anos os núcleos estelares das nebulosas planetárias encontram-se rodeados por estas espetaculares nuvens coloridas de gás. Contrariamente ao que nos dirá a nossa intuição, o núcleo estelar da Nebulosa da Medusa não é a estrela brilhante que se vê no centro da imagem, esta estrela é simplesmente uma estrela que se encontra em primeiro plano chamada TYC 776-1339-1. A estrela central da Medusa é uma estrela azulada mais tênue que se encontra ligeiramente afastada do centro do crescente e que pode ser vista na zona direita desta imagem.

Depois de mais alguns milhares de anos o gás vai-se dispersando lentamente para o meio circundante. Trata-se da última fase de transformação de estrelas como o Sol, antes de terminarem as suas vidas ativas sob a forma de anãs brancas. A fase de nebulosa planetária na vida de uma estrela corresponde a uma fração minúscula do seu tempo de vida total, tal como o tempo que uma criança leva para soprar uma bola de sabão e a vê-la afastar-se é um instante breve no seu tempo de vida total.
A radiação ultravioleta intensa emitida pela estrela muito quente que se situa no núcleo da nebulosa, faz com que os átomos do gás que se desloca para o exterior perca os seus elétrons, dando origem a gás ionizado. As cores características deste gás brilhante podem ser usadas para identificar objetos. Em particular, a presença do brilho verde emitido pelo oxigênio duas vezes ionizado [O III] usa-se para encontrar nebulosas planetárias. Utilizando filtros apropriados, os astrônomos conseguem isolar a radiação emitida pelo gás brilhante e fazer com que a nebulosa tênue apareça muito mais destacada sobre o plano de fundo mais escuro.
Quando a emissão verde de [O III] da nebulosa foi observada pela primeira vez, os astrônomos pensaram que tinham descoberto um novo elemento, ao qual chamaram nebulium. Mais tarde compreenderam que se tratava simplesmente de um comprimento de onda de radiação raro, de uma forma ionizada do familiar elemento que era o oxigênio. Este tipo de radiação é rara porque é criada por um mecanismo proibido, transições que são proibidas pelas regras da seleção quântica mas que, mesmo assim, podem ocorrer com uma baixa probabilidade. A designação [O III] significa que a radiação ocorre devido a uma emissão proibida (assinalada por colchetes) do oxigênio (O) duplamente ionizado (III).
Esta nebulosa também tem o nome de Abell 21 (ou mais formalmente PN A66 21), devido ao astrônomo americano George O. Abell, que descobriu este objeto em 1955. Durante algum tempo os astrônomos debateram entre si se esta nuvem seria os restos da explosão de uma supernova. No entanto, nos anos 1970, os pesquisadores conseguiram medir o movimento e outras propriedades do material da nuvem e esta foi claramente identificada como sendo uma nebulosa planetária. A velocidade de expansão da nuvem é cerca de 50 km/s, muito mais baixa do que se esperaria no caso de se tratar de um resto de supernova.
Esta imagem foi criada a partir de dados capturados com o instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph), montado no VLT, obtidos no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO.

Fonte: ESO

Magnetar próxima de buraco negro supermassivo revela surpresas

Em 2013, os astrônomos anunciaram que eles tinham descoberto uma magnetar, excepcionalmente próxima ao buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea, usando um conjunto de telescópios espaciais, incluindo o observatório de raios X Chandra da NASA.

© NASA/CXC/M.Weiss (ilustração de uma estrela de nêutrons com intensos campos magnéticos)

Magnetars são estrelas densas colapsadas (chamadas “estrela de nêutrons”) que possuem campos magnéticos enormes e poderosos. A uma distância que poderia ser menor que 0,3 anos-luz (cerca de 3,15 trilhões de quilômetros) do buraco negro de 4 milhões de massas solares no centro da Via Láctea, a magnetar é de longe a estrela de nêutrons mais próxima de um buraco negro supermassivo já descoberta e está provavelmente num entrave gravitacional.

Desde a sua descoberta a dois anos atrás, quando ela teve uma explosão de raios X, os astrônomos veem monitorando ativamente a magnetar, chamada de SGR 1745-2900, com o Chandra e com o XMM-Newton da ESA.

© Chandra/XMM-Newton (SgrA* e a magnetar)

A imagem acima mostra a região ao redor do buraco negro da Via Láctea em raios X do Chandra (vermelho, verde e azul são os raios X de energia baixa, média e alta, respectivamente). O detalhe contém uma observação do Chandra na área logo ao redor do buraco negro, mostrando uma imagem combinada obtida entre 2005 e 2008 (esquerda), quando a magnetar não havia sido detectada, e uma observação de 2013 (direita) quando ela foi registrada como um ponto brilhante durante a explosão de raios X que levou a sua descoberta.

Um novo estudo usa observações de monitoramento de longo prazo para revelar que a quantidade de raios X da SGR 1745-2900 está caindo mais lentamente do que outras magnetars observadas anteriormente, e sua superfície é mais quente do que se esperava.

A equipe primeiro considerou se “sismos estelares” são capazes de explicar seu comportamente incomum. Quando estrelas de nêutrons, incluindo as magnetars, se formam, elas podem desenvolver uma crosta no lado de fora da estrela condensada. Ocasionalmente, essa crosta externa se rompe, bem parecido com o que acontece na superfície da Terra, que pode se fraturar com terremotos. Embora os sismos estelares possam explicar a mudança no brilho e o resfriamento observado em muitas magnetars, os autores descobriram que esse mecanismo por si só é incapaz de explicar a queda no brilho de raios X e a temperatura quente da crosta. A diminuição do brilho em raios X e o resfriamento da superfície, ocorrem muito rapidamente no modelo dos sismos estelares.

Os pesquisadores sugerem que o bombardeamento da superfície da magnetar por partículas carregadas aprisionadas nas espirais do campo magnético acima da superfície podem fornecer o aquecimento adicional da superfície da magnetar, e ser responsável pelo lento declínio em raios X. Essas espirais do campo magnético podem ser geradas quando a estrela de nêutrons se forma.

Os pesquisadores não acham que o comportamento incomum das magnetars é causado pela sua proximidade de um buraco negro supermassivo, já que a distância é muito grande ainda para uma forte interação via campos magnéticos ou pela gravidade.

Os astrônomos continuam estudando a SGR 1745-2900 para descobrir mais pistas  sobre o que está acontecendo com essa magnetar enquanto ela orbita o buraco negro supermassivo da nossa galáxia.

Estes resultados aparecem no periódico Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto o primeiro quasar quádruplo

Astrônomos usando dois telescópios ópticos/infravermelhos de 10 metros de diâmetro no Observatório W. M. Keck, descobriram o primeiro quasar quádruplo, catalogado como SDSS J0841+3921.

© Joseph Hennawi/Fabrizio Arrigoni-Battaia (quasar quádruplo)

O quarteto constituído por quatro buracos negros situados próximos um dos outros reside em uma das mais massivas estruturas já descobertas no Universo distante.

Ele é circundado por uma gigantesca nebulosa de gás hidrogênio frio e denso, que os astrônomos estão chamando de Nebulosa Jackpot.

A nebulosa tem uma extensão de um milhão de anos-luz e emite luz pelo fato de ser irradiada pelo intenso brilho dos quasares.

“Existem algumas centenas de vezes mais galáxias nessa região do que você esperaria ver nessas distâncias”, disse o professor Xavier Prochaska da Universidade da Califórnia.

Dado ao excepcionalmente grande número de galáxias, esse sistema é provavelmente um protoglomerado de galáxias. Devido a luz dessa gigantesca estrutura ter que viajar 10 bilhões de anos para atingir o nosso planeta, as imagens mostram a região como ela era a 10 bilhões de anos atrás, menos de 4 bilhões depois do Big Bang.

Na pesquisa por quasares ao redor da assim chamadas Nebulosas Lyman-alpha, o professor Prochaska e seus colegas examinaram o espectro de 29 quasares buscando por assinaturas de emissões difusas estendidas com aspecto de gás fluorescente.

Um desses candidatos, o SDSS J0841+3921, pareceu promissor, e foi então submetido para observações detalhadas usando os telescópios Keck. No processo de examinar as imagens do Keck, os astrônomos perceberam que não existia um quasar somente, mas sim quatro mergulhados na nebulosa.

Integrando todas as anomalias ao redor da SDSS J0841+3921, eles tentaram entender o que parecia ser um incrível golpe de sorte.

“Se você descobre algo que, de acordo com o atual conhecimento científico, deveria ser algo extremamente improvável, você pode chegar a duas conclusões: foi tudo apenas uma grande sorte, ou você precisa modificar sua teoria”, disse o principal autor do estudo, Dr. Joseph Hennawi do Max Planck Institute for Astronomy.

Os astrônomos especulam que alguns processos físicos podem fazer a atividade do quasar muito mais provável em ambientes específicos.

Uma possibilidade é que os episódios de quasares sejam disparados quando as galáxias colidem ou se fundem, pois essas interações violentas efetivamente afunilam o gás no buraco negro central. Esses encontros, são muito mais prováveis de ocorrer em um denso protoaglomerado preenchido com galáxias, do mesmo modo que é mais provável encontrar um tráfego intenso de carros numa grande cidade.

“A gigantesca nebulosa de emissão é uma importante peça do quebra-cabeça, já que isso significa uma tremenda quantidade de gás denso e frio”, disse Fabrizio Arrigoni-Battaia do Max Planck  Institute for Astronomy, que estava envolvido nessa descoberta.

Por outro lado, dado o atual entendimento de como as massivas estruturas se formam no Universo, a presença de uma nebulosa gigantesca em protoaglomerados de galáxias é algo totalmente inesperado.

“Nossos modelos atuais de formação de estruturas cósmicas são baseados em simulações de supercomputadores onde se faz a previsão de que objetos no Universo inicial deviam ser preenchidos com gás rarefeito, que tem cerca de 10 milhões de graus, enquanto que essa gigantesca nebulosa precisa de um gás milhões de vezes mais denso e mais frio”, disse o Dr. Sebastiano Cantalupo do ETH de Zurique.

“Eventos extremamente raros têm a potência de se sobrepor a teorias de muito tempo. Desse modo, a descoberta do primeiro quasar quádruplo  pode forçar os cosmologistas a repensarem seus modelos de evolução dos quasares e a formação das estruturas mais massivas no Universo”, concluiu o Dr. Hennawi.

Fonte: Science

Descobertas galáxias ultra difusas

Uma equipe internacional de pesquisadores liderados por Pieter van Dokkum na Universidade de Yale usaram o Observatório W. M. Keck para confirmar a existência da classe mais difusa das galáxias conhecidas no Universo.

© P. van Dokkum/R. Abraham/J. Brodie (Dragonfly 44)

Essas galáxias mais difusas são quase tão largas como a nossa Via Láctea, com cerca de 6.000 anos-luz, embora abriguem somente um por cento da quantidade de estrelas.

“Se a Via Láctea é um mar de estrelas, então essas galáxias recentemente descobertas são como filamentos de nuvens”, disse van Dokkum. “Nós estamos começando a formar algumas ideias sobre como elas nasceram e é impressionante como elas sobreviveram. Elas são encontradas numa região densa e violenta do espaço preenchido com matéria escura e com galáxias ao redor, pois elas precisam estar imersas nos seus próprios escudos de matéria escura que as protegem do conturbado ambiente intergaláctico”.

A equipe fez a última descoberta combinando os resultados de um dos menores telescópios do mundo bem como com um dos maiores telescópios na Terra. O Dragonfly Telephoto Array usou avançadas lentes teleobjetivas de câmeras  de 14 cm para produzir imagens digitais dos objetos bem apagados e difusos. O telescópio de 10 m Keck I com o seu Low Resolution Imaging Spectrograph separou a luz de um dos objetos em cores de onde se pôde extrair sua composição e sua distância.

Encontrar a distância foi uma evidência fundamental. Os dados do observatório Keck mostraram que as “bolhas” difusas eram muito grandes e estavam muito distantes, a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância. As bolhas podem agora serem chamadas de Galáxias Ultra Difusas (UDGs).

“Se existir algum alienígena morando num planeta numa galáxia ultra difusa, ele não teria uma faixa de luz através do céu, como a nossa Via Láctea, informando a eles que vivem numa galáxia. O céu noturno seria muito mais vazio, com bem menos estrelas”, disse Aaron Romanowsky, um membro da equipe da Universidade Estadual de San Jose.

As UDGs foram encontradas numa área do céu chamada de Aglomerado da Coma, onde milhares de galáxias são mantidas unidas  numa dança gravitacional mútua. “Nossos objetos difusos adicionam mais um componente à grande diversidade de galáxias que eram previamente conhecidas, indo desde as gigantescas elípticas, até as galáxias anãs ultra compactas”, disse o professor Jean Brodie da Universidade da Califórnia.

“O grande desafio agora é descobrir de onde esses objetos misteriosos vieram”, disse Roberto Abraham, da Universidade de Toronto. “Seriam elas galáxias que falharam, começaram bem e então esgotaram todo o seu gás? Seriam elas galáxias normais que se chocaram muito dentro do aglomerado da Coma e tornaram-se inchadas? Ou seriam elas pedaços de outras galáxias que se soltaram e depois se perderam pelo espaço?”

O próximo passo importante em entender as UDGs é determinar exatamente quanto de matéria escura elas possuem. Certamente fazer essas medições será algo muito mais desafiante do que o último trabalho realizado pela equipe de astrônomos.

As descobertas foram publicadas no Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Astronomy Now

Êxodo de anãs brancas em um aglomerado estelar

Usando o telescópio espacial Hubble, os astrônomos captaram pela primeira vez imagens de estrelas anãs brancas iniciando o seu lento movimento de migração, que dura em média 40 milhões de anos, desde o centro congestionado de um antigo aglomerado de estrelas para o subúrbio menos habitado.

© Hubble/H. Richer/J. Heyl (anãs brancas migrando do aglomerado 47 Tucanae)

As anãs brancas são as relíquias das estrelas que rapidamente perderam massa, se esfriaram, e assim desligaram suas fornalhas nucleares. À medida que suas carcaças brilhantes envelhecem e perdem peso, suas órbitas começam a expandir para fora do núcleo tumultuado dos aglomerados estelares. Essa migração é causada pela atração gravitacional entre as estrelas dentro do aglomerado. Aglomerados globulares estelares separam seus componentes de acordo com a massa, governada por um jogo de sinuca gravitacional, onde as estrelas de pouca massa roubam momento de estrelas mais massivas. O resultado disso, é que estrelas mais pesadas reduzem a velocidade e mergulham no núcleo do aglomerado, enquanto estrelas mais leves ganham velocidade e se movem através do aglomerado até a sua borda. Esse processo é conhecido como segregação de massa. Até essas novas observações do Hubble, os astrônomos nunca tinham vistos definitivamente essa correia transportadora dinâmica em ação.

Os astrônomos usaram o Hubble para observar o êxodo de estrelas do tipo anã branca no aglomerado globular estelar 47 Tucanae, um denso aglomerado de centenas de milhares de estrelas na nossa Via Láctea. O aglomerado fica localizado a cerca de 16.700 anos-luz de distância da Terra na constelação do sul de Tucana.

“Nós já tínhamos visto a imagem final antes, ou seja, anãs brancas que já tinham se selecionado e que estavam orbitando um local fora do núcleo que é apropriado para suas massas”, explica Jeremy Heyl, da Universidade de British Columbia (UBC), em Vancouver no Canadá.

“Mas nesse estudo, que compreende cerca de um quarto de todas as anãs brancas, presentes no aglomerado, nós estamos na verdade registrando as estrelas no processo de se movimentarem para fora e segregarem a si próprias de acordo com a massa. O processo como um todo não dura muito, cerca de poucas centenas de milhões de anos, num aglomerado com idade de 10 bilhões de anos, para que as estrelas atinjam seu novo lar nos subúrbios do aglomerado”, disse Heyl.

“Esse resultado nunca tinha sido observado antes, e desafia algumas das ideias sobre alguns dos detalhes de como e quando uma estrela perde sua massa perto do final da sua vida”, adiciona um membro da equipe, Harvey Richer da UBC.

Usando a capacidade de observar a luz ultravioleta da Wide Field Camera 3 do Hubble, os astrônomos examinaram cerca de 3.000 anãs-brancas, traçando duas populações com diversas idades e órbitas. Um grupo tinha 6 milhões de anos de existência e tinha apenas começado sua jornada. Outro grupo tinha cerca de 100 milhões de anos de existência e já tinha chegado no seu novo destino fora do centro, aproximadamente a 1,5 anos-luz de distância do centro, ou 1,42 × 10¹³ km de distância”.

Somente o Hubble pode detectar essas estrelas, pois a sua luz ultravioleta é bloqueada pela atmosfera da Terra e assim não atinge os telescópios baseados no solo do nosso planeta. Os astrônomos estimam que as idades das anãs brancas, analisando suas cores, que dão os valores de temperatura das estrelas. Quanto mais quente uma anã é, mais violentamente ela brilha na luz ultravioleta.

As anãs foram expulsas do centro do aglomerado devido às interações gravitacionais com estrelas mais pesadas orbitando a região. As estrelas nos aglomerados globulares se selecionam pelo peso, com as mais pesadas se localizando no meio. Antes de queimarem como anãs brancas, as estrelas em migração estavam entre as mais massivas no aglomerado, pesando tanto quanto o nosso Sol. As estrelas mais massivas queimaram a muito tempo atrás.

As anãs brancas em migração, contudo, não estão com pressa para sair. Suas órbitas se expandem para fora a cerca de 50 km/h, aproximadamente a velocidade média para se trafegar com um carro pela cidade. As estrelas mortas continuarão nessa marcha por cerca de 40 milhões de anos, até atingirem um local que é mais apropriado para suas massas.

Embora os astrônomos não estejam surpresos para ver essa migração, eles ficaram intrigados ao descobrir que as anãs brancas mais jovens estavam apenas começando essa jornada. Essa descoberta pode ser a evidência que as estrelas perdem a maior parte de sua massa, num estágio mais tardio em suas vidas do que se pensava anteriormente.

Cerca de 100 milhões de anos antes das estrelas se desenvolverem em anãs brancas, elas incham e se tornam estrelas do tipo gigantes vermelhas. Muitos astrônomos acreditam que as estrelas perdem a maior parte de sua massa durante essa fase, soprando-a para o espaço. Mas as observações do Hubble revelaram que as estrelas na verdade perdem entre 40% e 50% de sua massa total, apenas 10 milhões de anos antes de se queimarem completamente como anãs brancas.

“Esse começo tardio é a evidência de que essas estrelas anãs brancas estão perdendo uma grande quantidade de massa antes de se tornarem anãs brancas, e não durante a fase inicial de gigante vermelha, como pensavam até então a maior parte dos astrônomos”, disse Richer. “Isso então explica por que nós estamos vendo estrelas ainda no seu processo de se movimentarem lentamente para fora do centro do aglomerado. É somente depois delas perderem sua massa que elas serão gravitacionalmente empurradas para fora do centro. Se as estrelas tiverem perdido a maior parte de seu peso antes em suas vidas, nós não veríamos o dramático efeito entre as anãs brancas mais jovens e as mais velhas que estão com 100 milhões de anos de existência”.

Embora as estrelas anãs brancas tenham exaurido o combustível hidrogênio que as faz brilharem como estrelas, essas relíquias estelares estão entre as estrelas mais brilhantes em seu aglomerado primordial, pois seus núcleos quentes brilhantes estão expostos, e são muito luminosos, principalmente na luz ultravioleta. “Quando uma anã branca se forma elas têm todo esse calor armazenado em seus núcleos, e a razão que nós observamos uma anã branca é porque com o passar do tempo elas irradiam sua energia térmica armazenada de forma lenta pelo espaço”, explicou Richer. “Elas vão se tornando mais frias e menos luminosas com o passar do tempo, pois elas não têm fontes nucleares de energia”.

Depois de passar por uma região conturbada e sofrer várias interações gravitacionais dentro do núcleo apertado de 1,5 anos-luz do aglomerado, as anãs brancas errantes, encontram poucas interações à medida que elas migram para fora, pois a densidade das estrelas diminui. “Boa parte da ação acontece quando elas têm entre 30 milhões de 40 milhões de anos de existência, e continua crescendo até por volta dos 100 milhões de anos de idade, e então elas se tornam mais velhas, e as anãs brancas se desenvolvem mais lentamente”, disse Heyl.

O aglomerado 47 Tucanae é um lugar ideal para estudar a segregação de massa das anãs brancas, pois ele é próximo e tem um número significante de estrelas concentradas no centro, que podem ser analisadas com a impressionante capacidade de observação do telescópio espacial Hubble.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute