A Nebulosa do Anel do Sul

Não foi a estrela mais brilhante perto do centro da NGC 3132, mas a estrela mais apagada que criou esta estranha e bela nebulosa planetária.

© Hubble (Nebulosa do Anel do Sul)

Apelidada de Nebulosa Eight-Burst e de Nebulosa do Anel do Sul, o gás brilhante se originou das camadas externas de uma estrela parecida com o Sol. Nesta imagem em cores representativas, a piscina de luz azul vista em torno deste sistema binário é energizada pela superfície quente da estrela mais apagada. Embora tenha sido fotografada para explorar simetrias incomuns, são as assimetrias que tornam esta nebulosa planetária tão intrigante. Nem a forma incomum da concha mais fria ao redor, nem e os filamentos frios de faixas de poeira que atravessam NGC 3132 são bem compreendidas.

Fonte: NASA

A existência de duas supernovas solitárias

Novas observações feitas com o telescópio espacial Hubble, confirmaram que duas supernovas do Tipo Ia descobertas seis anos atrás explodiram no espaço intergaláctico, tendo sido ejetadas de suas galáxias hospedeiras milhões de anos antes.

© NASA/SDSS/Alex Parker (ilustração de supernova explodindo no espaço intergaláctico)

As observações confirmam a descoberta feita em 2009 de duas supernovas solitárias por astrônomos usando o telescópio Canadá-França-Havaí (CFHT).

A equipe foi incapaz de identificar a galáxia apagada que abrigava essas supernovas. Mas a sensibilidade e a resolução das imagens da Advanced Camera for Surveys do Hubble são dez vezes melhor e mais clara e mostram que as supernovas explodiram no espaço intergaláctico, longe de qualquer galáxia, dentro dos aglomerados galácticos Abell 1650 e Abell 85.

“Elas pertencem a uma população de estrelas solitárias que existem na maioria se não em todos os aglomerados de galáxias”, disse a Dra. Melissa Graham da Universidade da Califórnia, Berkeley.

Enquanto que as estrelas e as supernovas normalmente residem nas galáxias, as galáxias situadas em imensos aglomerados galácticos experimentam forças gravitacionais que arrancam cerca de 15% das estrelas.

Os aglomerados têm muita massa, sendo que as estrelas arrancadas permaneçem gravitacionalmente unidas dentro das regiões pouco povoadas no interior destes aglomerados. Uma vez dispersas, essas estrelas solitárias são muito apagadas, de modo que só podem ser observadas quando elas explodem em supernovas.

“Nós temos a melhor evidência de que as estrelas no interior dos glomerados verdadeiramente explodem como supernovas do Tipo Ia, e confirmamos que as supernovas solitárias podem ser usadas para traçar a população de estrelas no interior dos glomerados, o que é importante para se estender essa técnica para aglomerados mais distantes”, disse a Dra. Graham.

“Qualquer planeta ao redor dessas estrelas no interior dos aglomerados seriam sem dúvida alguma obliterados pelas explosões, mas eles teriam um céu noturno quase sem estrelas brilhantes. A densidade de estrelas nestas regiões é de cerca de um milionésimo daquela que nós observamos na Terra”, disse ela.

De acordo com os astrônomos, a maior parte dos modelos teóricos para as supernovas do Tipo Ia envolvem um sistema estelar binário, assim as estrelas que explodem teriam uma companheira durante suas vidas.

“Essa não é uma história de amor. A estrela companheira seria uma anã branca com massa menor, que eventualmente chegou muito perto e foi tragicamente fragmentada em um anel que foi canibalizado pela estrela primária, ou, uma estrela regular de onde a anã branca primária roubou partes do gás de suas camadas mais externas”, disse ela.

“De qualquer maneira, essa transferência de material fez com que a estrela primária torna-se instavelmente massiva e explodisse como uma supernova do Tipo Ia”.

Um artigo foi aceito para publicação no The Astrophysical Journal.

Fonte: University of California

Massa da Via Láctea é determinada com precisão sem precedentes

A Via Láctea é uma grande galáxia espiral barrada. Os braços espirais, locais onde a formação de novas estrelas é mais vigorosa, têm origem na região central da galáxia e prolongam-se até se esvanecerem no espaço intergaláctico, a uma distância de 50 mil anos-luz do núcleo.

© NASA/Max Planck Institute for Astronomy (trajetória do aglomerado globular Palomar 5)

A trajetória reconstruída do aglomerado globular Palomar 5 (em vermelho) e a sua posição atual (circunferência anotada Pal 5). São visíveis os filamentos de estrelas deixados pelo aglomerado na sua trajetória devido às forças de maré da Via Láctea (traços verdes que encontram atrás e à frente do aglomerado na sua posição atual). A análise da forma como as estrelas se distribuem nestes filamentos permitiu deduzir uma estimativa para a massa da nossa galáxia.

A região central, mais volumosa e brilhante, contém a maior concentração de estrelas da galáxia e a maior parte da sua massa. Todos os 100 bilhões de estrelas da Via Láctea orbitam em torno do centro. O Sol, deslocado cerca de 27 mil anos-luz para a periferia, demora uns espantosos 250 milhões anos para completar uma órbita; desde a sua formação, há 4,5 bilhões de anos, completou apenas 18 voltas à galáxia.

A determinação da massa da Via Láctea, um dos seus parâmetros mais fundamentais, é dificultada pelo fato do Sol, e portanto o Sistema Solar, se encontrar imerso no plano dos braços espirais. As estimativas existentes, baseadas em métodos indiretos, têm margens de erro enormes. Neste contexto, uma equipa de astrônomos da Universidade de Columbia elaborou uma nova técnica que permite a determinação com boa precisão da referida massa. O método baseia-se na observação das características de filamentos de estrelas arrancados pela Via Láctea em aglomerados globulares que a orbitam. Este cenário de canibalismo galáctico é muito vulgar, mas só passou a ser reconhecido como tal com o advento dos grandes censos da esfera celeste, como o SDSS (Sloan Digital Sky Survey) ou o 2MASS (Two Micron All-Sky Survey), na última década do século XX e início do século XXI.

Os aglomerados globulares são grupos extremamente compactos de centenas de milhares de estrelas, nascidas juntas durante a formação da Via Láctea, em circunstâncias ainda alvo de intenso debate. Orbitam o centro da galáxia há bilhões de anos e, em alguns casos, as intensas forças de maré exercidas pela enorme massa da Via Láctea provocam a sua desagregação gradual. Quando tal acontece, os aglomerados deixam ao longo da sua órbita filamentos formados por estrelas a eles arrancadas que são mais facilmente identificadas em censos como o SDSS ou o 2MASS.

Os autores, em particular, estudaram um aglomerado globular denominado Palomar 5, cujos filamentos de estrelas eram já conhecidos desde 2001. Descoberto pelo astrônomo americano Walter Baade em 1950 e situado a 61 mil anos-luz do centro da Via Láctea, o Palomar 5 é um aglomerado globular anormalmente pequeno e pouco luminoso. Grande parte das suas estrelas já lhe foram arrancadas pela Via Láctea, formando agora dois filamentos, um que precede e outro que sucede o aglomerado, na sua órbita. A extensão total destes filamentos é de uns notáveis 30 mil anos-luz.

Naturalmente, a existência dos filamentos não constituía novidade. O que os autores descobriram de novo foi que estes exibem oscilações na densidade de estrelas, regiões mais ricas em estrelas alternadas com regiões mais pobres em estrelas, demasiado regulares para poderem ser devidas ao acaso. Realmente, as propriedades destas oscilações permitiam deduzir muito acerca das forças de maré que atuam sobre o aglomerado e, portanto, sobre o campo gravitacional da Via Láctea.

No passo seguinte, os pesquisadores recorreram a um supercomputador na Universidade de Columbia para simular a desagregação de um aglomerado semelhante ao Palomar 5 com diferentes modelos para a Via Láctea e com diferentes massas totais. A ideia era comparar as oscilações nos filamentos gerados pelas simulações para diferentes modelos da Via Láctea com as observadas no filamento do Palomar 5 nos dados do SDSS.

Os astrônomos concluíram que o modelo que melhor se ajustava aos dados implicava uma massa total de 210 bilhões de massas solares para a Via Láctea dentro de um raio de 60 mil anos-luz do centro, incluindo a totalidade dos braços espirais. A estimativa tem um erro de 20%, uma margem significativa mas muito melhor do que as obtidas com outros métodos. Uma comparação com outras galáxias de tamanho idêntico, para as quais a massa é conhecida, revela que a Via Láctea possui uma massa equilibrada.

Note-se que desta estimativa não se pode inferir que a massa média das estrelas da Via Láctea é de 2,1 massas solares, ou seja, 210 bilhões de massas solares dividida por 100 bilhões de estrelas. Em primeiro lugar, os 100 bilhões de estrelas da nossa galáxia são apenas uma estimativa, provavelmente conservadora. Em segundo lugar, a vasta maioria das estrelas da nossa galáxia são anãs vermelhas cuja massa pode ser tão pequena quanto 8% da massa do Sol. Finalmente, uma parte muito significativa da massa da galáxia existe sob a forma de gás e poeiras interestelares, nomeadamente nas nuvens moleculares gigantes que contêm a matéria prima para formar novas estrelas, e sob a forma da matéria escura, que faz sentir a sua presença apenas pela influência gravitacional que exerce na matéria normal. A massa média de uma estrela será assim muito inferior às 2,1 massas solares acima referidas.

Fonte: The Astrophysical Journal

Mapeando a Via Láctea de dentro para fora

Imagine você tentando criar um mapa da sua casa enquanto está dentro do seu quarto. Você pode até conseguir ver alguma coisa pela porta, espiar nos outros quartos, ou ver alguma coisa pela janela. Mas, no final, as paredes e todos os outros obstáculos evitam que você tenha uma ideia geral da sua casa.

© NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (aglomerados de estrelas jovens envolta em poeira)

Esta ilustração mostra onde os dados do Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA revelou aglomerados de estrelas jovens envolta em poeira, chamados de aglomerados incorporados, que residem em braços espirais.

O trabalho de mapear a nossa Via Láctea, desde a Terra, situada a cerca de dois terços do caminho do centro da nossa galáxia, é algo que tem a mesma dificuldade. Nuvens de poeira permeiam a Via Láctea, bloqueando nossa visão das estrelas da galáxia. Hoje, os pesquisadores possuem um mapa razoável da estrutura espiral da galáxia, mas, como os primeiros exploradores tinham que mapear um novo território, eles continuam seu trabalho minucioso e meticuloso de preencher os vazios.

Recentemente, os pesquisadores estão usando um novo método de mapeamento que usa a vantagem dos dados obtidos pelo WISE. Usando o WISE, a equipe de pesquisa descobriu mais de 400 berçários empoeirados de estrelas, que traçam a forma dos braços espirais da galáxia. Sete desses aglomerados são descritos num novo estudo.

“A localização do Sol dentro do disco galáctico obscurecido pela poeira é um fator complicador para se observar a estrutura galáctica”, disse Denilso Camargo da Universidade Federal do Rio Grande do Sul no Brasil e principal autor da pesquisa. Outros autores do estudo são: Charles Bonatto e Eduardo Bica, também da Universidade Federal do Rio Grande do Sul.

Os resultados suportam o modelo de quatro braços da estrutura espiral da nossa galáxia. Pelos últimos anos, vários métodos de mapear a Via Láctea têm levado a termos a imagem atual de quatro braços espirais. Os braços estão onde a maior parte das estrelas na galáxia nascem. Eles estão repletos de gás e poeira, os ingredientes fundamentais para formar as estrelas. Dois desses braços, chamados de Perseus e Scutum-Centaurus, vistos como sendo mais proeminentes e totalmente empacotados com estrelas, enquanto que o Sagittarius e o Externo têm muito gás e nem tantas estrelas assim.

O novo estudo do WISE descobriu aglomerados estelares mergulhados nos braços de Perseus, Sagittarius e no Externo. Dados do Two Micron All Sky Survey (2MASS), um observatório baseado em Terra e precursor do WISE da NASA, ajudou a definir com maior precisão a distância para esses aglomerados e apontar sua localização correta.

Aglomerados estelares incorporados são uma ferramenta poderosa para visualizar o paradeiro dos braços espirais, pois os aglomerados são jovens, e suas estrelas não derivaram ainda para fora dos braços. As estrelas começam suas vidas nas vizinhanças densas e ricas em gás dos braços espirais, mas elas migram para fora com o tempo. Esses aglomerados estelares incorporados complementam outras técnicas para mapear a nossa galáxia, como as usadas pelos radiotelescópios, que detectam as nuvens densas de gás nos braços espirais.

“Os braços espirais são como engarrafamentos em que o gás e a poeira se juntam e movem-se mais vagarosamente nos braços. À medida que o material passa através dos densos braços espirais, ele é comprimido e dispara mais formação de estrelas”, disse Camargo.

O WISE é ideal para encontrar os aglomerados estelares incorporados, devido à sua visão infravermelha ele pode ver através da poeira que preenche a galáxia e esconde os aglomerados. Além disso, o WISE escaneia todo o céu, assim, ele é capaz de realizar uma pesquisa geral sobre a forma da Via Láctea. O telescópio espacial Spitzer da NASA também usa imagens em infravermelho para mapear a Via Láctea. O Spitzer observa ao longo de linhas específicas de visão e conta as estrelas. Os braços espirais terão as maiores densidades de populações estelares.

O novo estudo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astornomical Society.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Luas de Plutão cambaleiam num caos absoluto

Se vivêssemos numa das luas de Plutão, teríamos muita dificuldade em determinar quando, ou a partir de que direção, o Sol nascia a cada dia. Uma análise compreensiva de dados do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA mostra que duas das luas de Plutão, Nix e Hydra, oscilam de forma imprevisível.

© NASA/ESA/M. Showalter/G. Bacon (conjunto de ilustrações da lua Nix)

Este conjunto de ilustrações da lua de Plutão, Nix, mostra como a orientação muda imprevisivelmente à medida que orbita o sistema Plutão-Caronte. São baseadas numa simulação computacional que calculou o movimento caótico das quatro luas mais pequenas do sistema. Os astrônomos usaram esta simulação para tentar compreender as mudanças na luz refletida por Nix à medida que orbita Plutão-Caronte. Também descobriram que outra lua de Plutão, Hydra, tem igualmente uma rotação caótica. A forma alongada de ambas as luas contribui para o seu movimento selvagem.

"O Hubble forneceu uma nova visão de Plutão e das suas luas, revelando uma dança cósmica com um ritmo caótico," afirma John Grunsfeld, administrador associado da NASA, em Washington. "Quando a sonda New Horizons passar pelo sistema de Plutão em julho, teremos uma hipótese de ver, de perto, como estas luas são."

As luas oscilam porque estão embebidas num campo gravitacional que muda constantemente. Esta mudança é criada pelo sistema planetário e duplo de Plutão e Caronte à medida que rodam um à volta do outro. Plutão e Caronte são chamados de planeta duplo porque partilham um centro de gravidade comum localizado no espaço entre os dois corpos. O seu campo gravitacional variável faz com que as luas menores se movam erraticamente. O efeito é reforçado pela forma mais alongada, em vez de esférica, das luas. Os cientistas acreditam que é provável que as outras duas luas de Plutão, Kerberos e  Styx, estejam numa situação semelhante.

Estes resultados surpreendentes foram descobertos por Mark Showalter do Instituto SETI em Mountain View, Califórnia, EUA e por Doug Hamilton da Universidade de Maryland em College Park.

"Antes das observações do Hubble, ninguém apreciava a dinâmica complexa do sistema plutoniano," comenta Showalter. "A nossa pesquisa fornece novas e importantes restrições sobre a sequência de eventos que levaram à formação do sistema."

Showalter também descobriu que três das luas de Plutão estão atualmente presas em ressonância, ou seja, existe uma relação precisa para os seus períodos orbitais.

"Se estivéssemos em Nix, veríamos que Styx orbita Plutão duas vezes para cada três órbitas de Hydra," explica Hamilton.

Os dados do Hubble também revelam que a lua Kerberos é tão escura quanto um briquete de carvão, enquanto as outras luas geladas são tão brilhantes quanto a areia. Previu-se que a poeira expelida das luas por impactos de meteoritos revestia todas as luas, dando às suas superfícies um aspeto homogêneo, o que torna a cor de Kerberos muito surpreendente.

A sonda New Horizons da NASA, que passará pelo sistema de Plutão em julho, pode ajudar a resolver a questão da lua preta como asfalto, assim como outras "esquisitices" encontradas pelo Hubble. Estas novas descobertas estão sendo usadas para planejar as observações científicas durante o "flyby" da New Horizons.

O tumulto no sistema Plutão-Caronte oferece novas informações sobre o modo como os corpos planetários em estrelas duplas se podem comportar. Por exemplo, o observatório espacial Kepler da NASA descobriu vários sistemas planetários em órbita de binários.

"Estamos aprendendo que o caos pode ser um traço comum dos sistemas binários," observa Hamilton. "Pode até ter consequências para a vida em planetas, caso exista nesses sistemas."

As pistas deste tumulto em Plutão surgiram quando os astrônomos mediram variações na luz refletida por Nix e por Hidra. Ao analisarem imagens de Plutão, obtidas entre 2005 e 2012, os cientistas compararam as mudanças imprevisíveis no brilho das luas com modelos de corpos giratórios em campos gravitacionais complexos.

Pensa-se que as luas de Plutão tenham sido formadas por uma colisão entre o planeta anão e um corpo de tamanho similar no início da história do nosso Sistema Solar. A colisão expeliu material que se consolidou na família de luas observadas atualmente em torno de Plutão. O seu companheiro binário, Caronte, tem quase metade do tamanho de Plutão e foi descoberto em 1978. O Hubble descobriu Nix e Hydra em 2005, Kerberos em 2011 e Stix em 2012. Estas pequenas luas, que medem apenas algumas dezenas de quilômetros em diâmetro, foram encontradas durante uma busca do Hubble por objetos que podiam representar um perigo para a sonda New Horizons ao passar pelo planeta anão em julho deste ano.

Os pesquisadores dizem que uma combinação de dados de monitoramento do Hubble com o olhar breve, mas de perto, da New Horizons, juntamente com futuras observações pelo telescópio espacial James Webb, vão ajudar a resolver muitos dos mistérios do sistema de Plutão. Até agora, nenhum telescópio terrestre foi capaz de detectar as luas mais pequenas.

"Plutão vai continuar a surpreender-nos quando a New Horizons passar por lá em julho," comenta Showalter. "O nosso trabalho com o telescópio Hubble dá-nos apenas uma amostra do que está por vir."

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Hyperion: a lua “esponja” de Saturno

Por que esta lua parece uma esponja?

© Cassini (Hyperion)

Para investigar melhor, a NASA e a ESA enviaram a sonda robótica Cassini para a órbita de Saturno para nos dar uma visão mais próxima da lua Hyperion de Saturno, mais uma vez, no início desta semana. Uma das imagens enviadas de volta à Terra é apresentada acima.

Visíveis, como esperado, estão muitas crateras de formato incomum com um material escuro no fundo. Embora Hyperion se estenda por cerca de 250 quilômetros, a sua pequena força gravitacional sobre Cassini indica que que ela possui uma densidade média baixa e por isso tem uma gravidade superficial muito baixa.

Assim, as formas estranhas de muitas das crateras de Hyperion são provavelmente os resultados de impactos que principalmente compactam e ejetam o material superficial, ao contrário das crateras mais tipicamente redondas que surgem depois de uma onda de choque circular que, explosivamente, redistribui o material superficial.

A Cassini está no caminho certo para um outro voo rasante sobre Dione, outra lua de Saturno, em cerca de duas semanas.

Fonte: NASA

Um fascinante núcleo de uma galáxia

A imagem a seguir do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA captou a galáxia Messier 84 (M84), também conhecida como NGC 4374, um objeto do catálogo Messier publicado em sua versão final em 1781 por Charles Messier.

© Hubble (M84)

Essa galáxia elíptica foi descoberta em Março de 1781 e localiza-se a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Virgo (a Virgem). A galáxia é parte do centro muito povoado do Aglomerado de Virgo, um aglomerado de galáxias que consiste de mais de 1.000 galáxias.

Essa imagem não mostra a galáxia como um todo, mas somente o seu centro, que é a parte mais interessante, e provavelmente é a melhor imagem já feita dessa região. Observações anteriores feitas com o Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) do Hubble revelou um buraco negro supermassivo  no centro da M84, veja: Descoberto um buraco negro supermassivo. Os astrônomos encontraram o buraco negro supermassivo mapeando o movimento do gás e das estrelas que foram registradas em suas garras.

Perto do interessante centro da M84, é também conhecido por suas supernovas. Duas supernovas foram observadas dentro dessa galáxia. A primeira a SN1957 foi descoberta em 1957, e a outra, chamada SN1991bg, foi descoberta em 1991.

Fonte: ESA

Estrela Polar e o cometa Lovejoy

Um destes dois objetos brilhantes do céu está se movendo mais acentuadamente.

© Rogelio Bernal Andreo (Estrela Polar e o cometa Lovejoy)

À direita está a famosa Estrela Polar. Embora seja apenas a 45ª estrela mais brilhante no céu, a Estrela Polar é famosa por parecer estacionária. Uma vez que ela é encontrada, sempre aparece na mesma direção, toda a noite e todos os dias. Isso ocorre porque o prologamento do eixo de rotação da Terra no polo norte, o chamado Pólo Celeste Norte, aponta para perto da Estrela Polar.

À esquerda, cerca de dez milhões de vezes mais perto, está o cometa Lovejoy, que notavelmente muda a sua posição no céu a cada hora. A imagem apresentada foi tomada na semana passada. Oficialmente designado C/2014 Q2 (Lovejoy), esta bola de neve em desintegração está numa visita ao Sistema Solar exterior e só vai aparecer perto da Estrela Polar por mais algumas semanas. Porém, isso deve ser longo o suficiente para os nortistas com binóculos ou um pequeno telescópio, afim de ver a coma esverdeada deste passageiro recém-chegado, talvez com a ajuda de um bom mapa estelar, por exemplo, Cartes du Ciel ou Stellarium.

Fonte: NASA

Órbitas circulares para exoplanetas pequenos

Visto de cima, as órbitas dos planetas do nosso Sistema Solar em torno do Sol assemelham-se com anéis em volta de um alvo.

© Tiago Campante/Peter Devine (ilustração do sistema compacto Kepler-444)

Cada planeta, incluindo a Terra, desloca-se num percurso quase circular, mantendo quase sempre a mesma distância ao Sol.

Durante décadas, os astrônomos tentaram saber se as órbitas circulares do Sistema Solar são raras no Universo. Agora, uma nova análise sugere que tal regularidade orbital é, pelo contrário, a norma, pelo menos para sistemas com planetas tão pequenos quanto a Terra.

Pesquisadores do MIT (Instituto de Tecnologia de Massachusetts) e da Universidade de Aarhus na Dinamarca relatam que 74 exoplanetas, localizados a centenas de anos-luz de distância, orbitam as suas respectivas estrelas em padrões circulares, tal como os planetas do nosso Sistema Solar.

Estes 74 exoplanetas, que orbitam 28 estrelas, são aproximadamente do tamanho da Terra e as suas trajetórias circulares contrastam fortemente com aquelas de planetas mais maciços, alguns dos quais orbitam extremamente perto das suas estrelas antes de serem arremessados para longe em órbitas muito excêntricas e alongadas.

"Há vinte anos atrás, só conhecíamos o nosso Sistema Solar, tudo era circular e assim todos esperavam órbitas circulares em toda a parte," afirma Vincent Van Eylen, estudante do Departamento de Física do MIT. "Depois começamos a encontrar estes exoplanetas gigantes e descobrimos, subitamente, uma grande variedade de excentricidades, por isso a questão de saber se isto também era válido para planetas mais pequenos ficou em aberto. Nós descobrimos que para planetas pequenos, a órbita circular é provavelmente a norma."

Em última análise, Van Eylen diz que são boas notícias no que toca à busca de vida noutros planetas. Para um planeta ser habitável, entre outros requisitos, terá que ser aproximadamente do mesmo tamanho que a Terra, pequeno e compacto o suficiente para ser rochoso, não gasoso. Se um planeta pequeno também mantiver uma órbita circular, será mais favorável à vida, pois pode suportar um clima estável durante todo o ano (em contraste, um planeta com uma órbita mais excêntrica pode passar por várias oscilações dramáticas no clima, quando está mais perto da estrela e quando está mais longe).

"Se as órbitas excêntricas forem comuns para os planetas habitáveis, é uma preocupação para a vida, porque acolhem uma grande gama de propriedades climáticas," afirma Van Eylen. "Mas o que encontramos é que provavelmente não precisamos de nos preocupar assim tanto porque os casos circulares parecem ser bastante comuns."

No passado, os pesquisadores calcularam as excentricidades orbitais de exoplanetas grandes e gasosos usando a velocidade radial, uma técnica que mede o movimento da estrela. Se um planeta orbita uma estrela, a sua força gravitacional puxa a estrela, fazendo com que se mova num padrão que reflete a órbita do planeta. No entanto, a técnica é mais bem-sucedida para planetas maiores, pois exercem força gravitacional suficiente para influenciar as suas estrelas.

Os cientistas frequentemente encontram planetas mais pequenos usando o método de deteção por trânsito, no qual estudam a luz emitida por uma estrela à procura de diminuições no brilho estelar que assinalam a passagem de um planeta em frente, momentaneamente diminuindo a sua luz. Normalmente, este método apenas assinala a existência de um planeta, não a sua órbita. Mas Van Eylen e o colega Simon Albrecht, da Universidade de Aarhus, desenvolveram uma forma de recolher informações a partir dos dados dos trânsitos exoplanetários.

Primeiro, tiveram em conta que se soubessem a massa e o raio da estrela progenitora, podiam calcular quanto tempo um exoplaneta levaria a orbitá-la, caso a sua órbita fosse circular. A massa e o raio de uma estrela determina a sua força gravitacional, o que por sua vez influencia a velocidade de translação do planeta em torno da estrela.

Ao calcular a velocidade orbital de um planeta numa órbita circular poderiam, então, estimar a duração do trânsito, quanto tempo um planeta passaria em frente da estrela. Caso o trânsito calculado coincidisse com o trânsito real, os pesquisadores concluiriam que a órbita do planeta devia ser circular. Se o trânsito fosse mais demorado ou mais curto, a órbita seria mais alongada ou excêntrica.

Para obter os dados reais dos trânsitos, a equipe estudou dados recolhidos ao longo dos últimos quatro anos pelo telescópio Kepler da NASA, um observatório espacial que examina uma área do céu em busca de planetas habitáveis. O telescópio monitorou o brilho de mais de 145.000 estrelas, sendo que apenas uma fração desse valor foi já caracterizada em detalhe.

A equipe escolheu concentrar-se em 28 estrelas cuja massa e raio já tinham sido anteriormente obtidos, usando asterosismologia (ou sismologia estelar), uma técnica que mede as pulsações estelares, que indicam a massa e o raio de uma estrela.

Estas 28 estrelas abrigam 74 exoplanetas no total. Os pesquisadores obtiveram dados do Kepler para cada exoplaneta, examinando não apenas a ocorrência dos trânsitos, mas também a sua duração. Dada a massa e o raio das estrelas hospedeiras foi possível calcular a duração de cada trânsito exoplanetário caso as suas órbitas fossem circulares e posteriormente comparou as durações estimadas com as durações reais obtidas pelo Kepler.

Em toda a linha, Van Eylen e Albrecht descobriram que as durações calculadas e as durações reais coincidiam, sugerindo que todos os 74 exoplanetas mantinham órbitas circulares, pouco excêntricas.

"Descobrimos que a maioria coincidia muito bem, o que significa que estão muito perto de serem circulares," explica Van Eylen. "Estamos muito confiantes que se as excentricidades altas fossem comuns, as teríamos visto, o que não aconteceu."

Van Eylen comenta que os resultados orbitais para estes planetas mais pequenos podem eventualmente ajudar a explicar o porquê dos maiores planetas terem órbitas mais extremas.

"Queremos compreender porque é que alguns exoplanetas têm órbitas extremamente excêntricas, enquanto em outros casos, como o do Sistema Solar, os planetas têm órbitas principalmente circulares," acrescenta Van Eylen. "Esta é uma das primeiras vezes que medimos de forma confiável as excentricidades de planetas pequenos e é emocionante ver que são diferentes dos planetas gigantes, mas semelhantes às do Sistema Solar."

David Kipping, astrônomo do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, observa que a amostra de 74 exoplanetas de Van Eylen é relativamente pequena, considerando as centenas de milhares de estrelas no céu.

"Eu acho que a evidência de planetas mais pequenos terem órbitas mais circulares é atualmente provisória," confessa Kipping, que não esteve envolvido na pesquisa. "Leva-nos a investigar esta questão em mais detalhe e a ver se é realmente uma tendência universal, ou uma característica da pequena amostra estudada."

No que diz respeito ao nosso próprio Sistema Solar, Kipping especula que com uma maior amostra de sistemas planetários, "podemos investigar a excentricidade em função da multiplicidade e ver se os oito planetas do Sistema Solar são típicos ou não."

Um artigo sobre o assunto foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

A supernova 1994D e o Universo inesperado

Há muito tempo, e muito longe, uma estrela explodiu. A supernova 1994D, visível como o ponto brilhante no canto inferior esquerdo, ocorreu nos arredores da galáxia discoidal NGC 4526.

 

© High-Z Supernova Search Team/Hubble (supernova 1994D e galáxia NGC 4526)

 

A supernova 1994D não foi de interesse porque era diferente, mas sim pela forma como foi semelhante a outras supernovas.

Na verdade, a luz emitida durante as semanas após a sua explosão fez com que fosse designada como uma familiar supernova do Tipo Ia. Se todas as supernovas do Tipo Ia têm o mesmo brilho intrínseco, então mais fraca uma supernova desta categoria parece, quanto mais longe ela estiver.

Ao calibrar uma relação precisa entre o brilho e a distância, os astrônomos são capazes de estimar não só a taxa de expansão do Universo (parametrizada pela constante de Hubble), mas também a geometria do universo em que vivemos (parametrizada por Ômega e Lambda).

O grande número e as grandes distâncias medidas para supernovas ao longo dos últimos anos, quando combinados com outras observações, são interpretados como uma indicação de que vivemos num Universo previamente imprevisto

Fonte: NASA

Explosão colossal em estrela gigante vermelha

Observações afiadas com o telescópio Atacama Large Millimeter/submillimeter Array  (ALMA) revelaram o que parece ser uma explosão gigantesca na superfície de Mira, uma das estrelas gigantes vermelhas mais próximas e mais famosos no céu, com uma cauda longa de 13 anos-luz.

 © NASA/GALEX/Katja Lindblom (ilustração de explosão na superfície de Mira A)

Atividade como esta em gigantes vermelhas é uma surpresa para os astrônomos. A descoberta pode ajudar a explicar como os ventos das estrelas gigantes vermelhas como Mira A fazem a sua contribuição para o ecossistema da nossa galáxia.
Como elas estão perto do fim de suas vidas, elas perdem suas camadas exteriores sob a forma de ventos irregulares. Estes ventos carregam elementos pesados ​​que as estrelas produzem para o espaço podendo formar novas estrelas e planetas. A maior parte do carbono, oxigênio e nitrogênio em nossos corpos foi formada em estrelas e redistribuídos por seus ventos.
Novas observações com o ALMA forneceram sua mais nítida vista da famosa estrela dupla Mira. As imagens mostram claramente as duas estrelas no sistema, Mira A e Mira B, mas isso não é tudo. Pela primeira vez em comprimentos de onda do milímetro, foram revelados detalhes sobre a superfície de Mira A.
"A visão do ALMA é tão nítida que podemos começar a ver mais detalhes sobre a superfície da estrela. Parte da superfície estelar não é apenas extremamente brilhante, ela também varia em brilho. Este deve ser um explosão gigante, e nós pensamos que ele está relacionado à uma explosão que telescópios de raios X observaram alguns anos atrás", diz Wouter Vlemmings, astrônomo da Universidade de Tecnologia Chalmers, que liderou a equipe.
Mira tem sido conhecida há séculos como uma das mais famosas estrelas variáveis ​​no céu. O seu brilho geralmente pode ser visto a olho nu, mas quando se está no seu mais débil é necessário um telescópio. A estrela, a 420 anos-luz de distância na constelação de Cetus, é na verdade um sistema binário, composto de duas estrelas de aproximadamente a mesma massa como o Sol: a primeira é uma densa anã branca quente e  a outra uma gigante vermelha fria, orbitando uma a outra de uma distância média como entre Plutão e o Sol.
"Mira é um sistema fundamental para a compreensão de como as estrelas como o nosso Sol chegam ao final de suas vidas, e que diferença isso faz para uma estrela idosa para ter um companheiro próximo", diz Sofia Ramstedt, astrônoma da Universidade de Uppsala.
O Sol, nossa estrela mais próxima, mostra a atividade influenciada por campos magnéticos, que às vezes ocorre na forma de tempestades solares, acionando as partículas que compõem o vento solar, que por sua vez pode criar auroras na Terra.
"Vendo uma explosão em Mira A sugere que os campos magnéticos também têm uma função a desempenhar para os ventos em estrelas gigantes vermelhas", diz Vlemmings.
As novas imagens fornecem uma visão mais nítida de Mira B, que está tão perto de sua companheira, que o material flui de uma estrela para a outra.
"Esta é a nossa visão mais clara do gás a partir de Mira A que está caindo em direção a Mira B", diz Eamon O'Gorman, astrônomo Universidade de Tecnologia Chalmers e membro da equipe.
As observações foram realizadas como parte das primeiras observações de longo linha de base do ALMA. Ao colocar as antenas do telescópio na sua distância máxima uma do outra, o ALMA atingiu a sua resolução máxima pela primeira vez. Mira foi um dos vários alvos na campanha, ao lado de um sistema solar jovem, uma galáxia com influência de lente gravitacional e um asteroide. Agora Wouter Vlemmings e sua equipe planejam novas observações de Mira e outras estrelas semelhantes.
O Galaxy Evolution Explorer (GALEX) da NASA explorou a estrela popular durante sua pesquisa em andamento de todo o céu em luz ultravioleta. Os astrônomos então percebeu o que parecia ser um cometa com uma gigantesca cauda. Na verdade, o material soprando Mira está formando rastro de 13 anos-luz de comprimento, ou cerca de 20.000 vezes a distância média de Plutão do Sol. Nada como isto já foi visto antes em torno de uma estrela.
"Fiquei impressionado quando vi pela primeira vez esta cauda completamente inesperada arrastando atrás de uma estrela bem conhecida", diz Christopher Martin, do Instituto de Tecnologia da Califórnia.

Os astrônomos dizem que a cauda de Mira oferece uma oportunidade única para estudar como as estrelas como o nosso Sol morrem e, finalmente semear novos sistemas solares. Mira é uma estrela antiga que está perdendo grandes quantidades de material da superfície, ao longo dos últimos 30.000 anos. A cauda de Mira lança carbono, oxigênio e outros elementos importantes necessários para as novas estrelas, planetas e, possivelmente, até mesmo para a vida se formar.

Bilhões de anos atrás, Mira foi semelhante ao nosso Sol. Com o tempo, ela começou a inchar tornando-se uma gigante vermelha variável, uma estrela inchada pulsante que cresce periodicamente seu brilho o suficiente para ser visto a olho nu. Mira acabará ejetando todo o seu gás remanescente no espaço, formando um escudo colorido caracterizando uma nebulosa planetária. A nebulosa vai desaparecer com o tempo, deixando apenas o núcleo da estrela original, que irá então ser chamada de anã branca.
Em comparação com outras gigantes vermelhas, Mira está viajando extraordinariamente rápida, possivelmente devido a impulsos gravitacionais de outras estrelas passageiras ao longo do tempo. Ela agora desloca-se a 130 quilômetros por segundo. Além da cauda de Mira, o GALEX também descobriu um arco, um tipo de acúmulo de gás quente em frente da estrela, e duas correntes sinuosas de material que sai da frente e de trás da estrela. Os astrônomos pensam que o gás quente no arco está aquecendo o gás expelido para fora da estrela, fazendo com que ocorra fluorescência com luz ultravioleta. Este material incandescente, em seguida, gira em torno de trás da estrela, criando uma cauda turbulenta. O processo é semelhante a um barco em alta velocidade deixando um rastro agitado, ou um rastro de fumaça produzido por um trem a vapor.
O fato de que a cauda de Mira unicamente brilha com luz ultravioleta poderia explicar por que outros telescópios não tinham percebido. O GALEX é muito sensível à luz ultravioleta e também tem um amplo campo de visão, permitindo-lhe fazer a varredura do céu para a atividade ultravioleta incomum.

Um artigo anunciando a descoberta foi publicado na revista Nature.

Fonte: Chalmers University of Technology

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