A melhor evidência observacional da primeira geração estelar no Universo

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, astrônomos descobriram a galáxia mais brilhante observada até hoje no Universo primordial e encontraram evidências fortes de que este objeto contém estrelas da primeira geração.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da galáxia mais brilhante do Universo primordial)

Estas estrelas massivas e brilhantes, puramente teóricas até agora, foram as criadoras dos primeiros elementos pesados na história, os elementos necessários à formação das estrelas que nos rodeiam atualmente, os planetas que as orbitam e a vida tal como a conhecemos. A galáxia recentemente descoberta chamada CR7 é três vezes mais brilhante do que a galáxia distante mais brilhante que era conhecida até agora.

Os astrônomos desenvolveram há algum tempo a teoria da existência de uma primeira geração de estrelas, conhecidas por estrelas de População III, que teriam nascido do material primordial do Big Bang. O nome População III vem do fato dos astrônomos já terem classificado anteriormente as estrelas da Via Láctea como sendo de População I (estrelas como o Sol, ricas em elementos pesados e que formam o disco da galáxia) e de População II (estrelas mais velhas, com baixo conteúdo de elementos pesados e encontradas no bojo e no halo da Via Láctea e em aglomerados globulares).

Todos os elementos químicos mais pesados, como o oxigênio, nitrogênio, carbono e ferro, que são essenciais à vida, formaram-se no interior das estrelas, o que significa que as primeiras estrelas se devem ter formado dos únicos elementos que existiam antes delas: hidrogênio, hélio e traços mínimos de lítio.
Estas estrelas de População III seriam enormes, várias centenas ou mesmo milhares de vezes mais massivas do que o Sol, extremamente quentes e transientes, que explodiriam sob a forma de supernovas após cerca de apenas dois milhões de anos. No entanto, e até agora, a busca de provas físicas da sua existência tinha-se revelado infrutífera. Encontrar estas estrelas é muito difícil: estes objetos teriam uma vida muito curta e teriam brilhado num momento em que o Universo era essencialmente opaco à sua luz. Descobertas anteriores incluem Nagao et al., 2008, onde não foi detectado hélio ionizado; De Breuck et al., 2000, onde se detectou hélio ionizado ao mesmo tempo que carbono e oxigênio, assim como uma assinatura clara de um núcleo ativo de galáxia; e Cassata et al., 2013, onde foi detectado hélio ionizado, mas com uma largura equivalente muito pequena (ou fraca intensidade), ao mesmo tempo que carbono e oxigênio.
Uma equipe liderada por David Sobral, do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade de Lisboa, e do Observatório de Leiden, Holanda, utilizou o VLT para observar o Universo primordial, no período conhecido por época da reionização, que ocorreu cerca de 800 milhões de anos após o Big Bang. Em vez de fazer um estudo profundo e direcionado a uma pequena área do céu, a equipe ampliou o seu foco de estudo produzindo o maior rastreio de galáxias muito distantes já obtido.
Este extenso estudo fez uso não apenas do VLT, mas também do observatório W. M. Keck, do telescópio Subaru e do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. A equipe descobriu e confirmou um número surpreendente de galáxias brilhantes muito jovens. Uma delas, chamada CR7, trata-se de um objeto excepcionalmente raro, de longe a galáxia mais brilhante alguma vez observada nesta época do Universo. O nome CR7 é uma abreviação do COSMOS Redshift 7, uma medida do lugar ocupado em termos de tempo cósmico. Quanto maior o desvio para o vermelho (redshift), mais distante estará a galáxia e mais para trás no tempo da história do Universo se encontra também. A A1689-zD1, uma das galáxias mais velhas já observada, por exemplo, tem um desvio para o vermelho de 7,5. A CR7 é três vezes mais brilhante que a anterior detentora deste título, Himiko, que se pensava ser uma galáxia extraordinária para esta época precoce do Universo. Galáxias ricas em poeira observadas em épocas mais recentes do Universo podem irradiar mais energia que a CR7, através da emissão infravermelha da poeira morna. A energia proveniente da CR7 é majoritariamente luz visível e ultravioleta. Com a descoberta da CR7 e outras galáxias brilhantes, o estudo era já um sucesso, no entanto pesquisa posterior produziu mais resultados ainda melhores.
Com o auxílio dos instrumentos X-shooter e SINFONI montados no VLT, a equipe encontrou forte emissão de hélio ionizado em CR7 mas, crucialmente e surpreendentemente, nenhum traço de elementos mais pesados na região mais brilhante da galáxia, o que constitui uma forte evidência da existência de aglomerados de estrelas de População III com gás ionizado, numa galáxia do Universo primordial. A equipe considerou duas teorias alternativas: que a fonte de luz era ou um AGN ou estrelas Wolf-Rayet. A falta de elementos pesados e outras evidências, no entanto, vão contra estas duas teorias. A equipe considerou também que a fonte poderia ser um buraco negro em colapso direto, um tipo de objeto que é ele próprio excepcionalmente exótico e puramente teórico. A ausência de uma linha de emissão larga e o fato da luminosidade do hidrogênio e do hélio serem muito maiores do que o previsto para tais buracos negros indicam que esta hipótese é altamente improvável. A ausência de emissão de raios X negaria também esta possibilidade, no entanto são necessárias mais observações.
“A descoberta superou, desde o início, todas as nossas expectativas”, disse David Sobral, “uma vez que não esperávamos encontrar uma galáxia tão brilhante. Após desvendarmos pouco a pouco a natureza de CR7, percebemos que não só tínhamos descoberto a galáxia distante mais brilhante conhecida até agora, como também que este objeto tinha todas as características que se esperam de estrelas de População III. Estas estrelas são as que formaram os primeiros átomos pesados que, em última análise, são os que nos permitem estar aqui. Este estudo revelou-se extremamente interessante”.
Em CR7 encontraram-se tanto aglomerados de estrelas mais azuis como também alguns mais vermelhos, o que indica que a formação das estrelas de População III ocorreu em ondas, como se previa. O que a equipe observou de modo direto foi o último período de estrelas de População III formadas, sugerindo que tais estrelas devem ser mais fáceis de detectar do que o que se pensava anteriormente: estas estrelas encontram-se no meio de estrelas regulares, em galáxias mais brilhantes, e não apenas nas galáxias mais tênues, menores e precoces, as quais são tão fracas que se tornam extremamente difíceis de estudar.
Jorry Matthee, segundo autor do artigo científico que descreve estes resultados, conclui: “Sempre me perguntei de onde é que nós viemos. Mesmo quando era pequeno queria saber de onde vinham os elementos químicos: o cálcio dos meus ossos, o carbono dos meus músculos, o ferro do meu sangue. Descobri que estes elementos foram formados inicialmente no início do Universo, pela primeira geração de estrelas. Com esta descoberta estamos vendo, de fato, tais objetos pela primeira vez”.
Estão planejadas mais observações com o VLT, o ALMA e o telescópio espacial Hubble de modo a confirmar sem sombra de dúvidas que o que se observou são estrelas de População III, além de procurar e identificar outros exemplos.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Evidence for PopIII-like stellar populations in the most luminous Lyman-α emitters at the epoch of re-ionisation: spectroscopic confirmation”, por D. Sobral, et al., que foi aceito para publicação na revista especializada The Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Uma galáxia anã, compacta e azul

Essa imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA e ESA, mostra uma galáxia conhecida como UGC 11411, uma galáxia irregular do tipo Blue Compact Dwarf (BCD).

© Hubble (galáxia UGC 11411)

A galáxia UGC 11411 está localizada na constelação do Dragão a uma distância de 15 milhões de anos-luz da Terra.

As galáxias do tipo BCD tem cerca de um décimo do tamanho de uma galáxia espiral típica como a Via Láctea, e são feitas de grandes aglomerados de estrelas quentes e massivas que ionizam o gás ao redor com sua intensa radiação. Pelo fato das estrelas serem tão quentes, elas brilham intensamente com uma tonalidade azulada, dando às galáxias como a UGC 11411 sua tonalidade caracteristicamente azul. Com essas massivas estrelas tendo menos de 10 milhões de anos de existência, elas são muito jovens se comparadas com os padrões estelares. Elas foram criadas durante um fenômeno de explosão de estrelas, um episódio de proporções galácticas onde de maneira furiosa ocorre uma grande formação de estrelas. A UGC 11411 em particular tem uma taxa de formação de estrelas extremamente alta, até mesmo para uma galáxia do tipo BCD.

Normalmente, para galáxias com regiões de intensa formação de estrelas, as BCDs não possuem uma grande quantidade de poeira, ou elementos pesados que normalmente são encontrados em estrelas recém-formadas, fazendo sua composição muito similar àquela do material  das primeiras estrelas formadas no Universo. Por causa disso, os astrônomos consideram as galáxias do tipo BCD ótimos objetos para serem estudados de modo a melhorar o nosso entendimento principalmente sobre os processos primordiais de formação de estrelas.

As estrelas brilhantes observadas na imagem são estrelas de primeiro plano, pertencentes à Via Láctea.

Fonte: ESA

Gigantes gasosos ricos em hélio podem ser comuns na Via Láctea

Planetas gasosos com atmosferas podem ser comuns na nossa galáxia, a Via Láctea, de acordo com um novo estudo.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um exoplaneta com atmosfera de hélio)

Até o momento, os astrônomos usando o telescópio espacial Kepler da NASA descobriram centenas de candidatos a planetas que caíram na categoria chamada de Netunos quentes e sub-Netunos.

Esses exoplanetas gigantes gasosos teriam a massa aproximada de Netuno ou seriam um pouco mais leves, e orbitariam bem perto suas estrelas hospedeiras, o que os aqueceria em demasia.

De acordo com o novo estudo, a radiação das estrelas evaporaria o hidrogênio na atmosfera dos planetas. Tanto o hidrogênio como o héio são ingredientes comuns de planetas gasosos como esses. O hidrogênio é mais leve que o hélio e assim mais fácil de escapar. Após de bilhões de anos perdendo hidrogênio, a atmosfera do planeta se tornaria enriquecida em hélio.

“O hidrogênio é cerca de 4 vezes mais leve que o hélio, assim ele desapareceria vagarosamente da atmosfera dos planetas, fazendo com que elas se tornassem mais concentradas com hélio com o decorrer do tempo. O processo seria gradual, levando cerca de 10 bilhões de anos para ser completado”, disse o principal autor do estudo, o Dr. Renyu Hu do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA, em Pasadena.

Acredita-se que os Netunos quentes e sub-Netunos tenham núcleos líquidos ou rochosos, envoltos por gás. Se o hélio é o componente dominante nas suas atmosferas os planetas apareceriam brancos ou cinzas.

Isso é contrastante com Netuno, que é azul devido a presença de metano. O metano absorve a cor vermelha deixando passar a cor azul. Netuno fica longe do Sol e não perdeu seu hidrogênio. O hidrogênio se junta com o carbono para formar o metano.

A falta de metano num Netuno quente particular, o Gliese 436b, é o motivo que levou os astrônomos a desenvolverem sua teoria planetária do hélio. O planeta, também é conhecido como GJ 436b, e foi descoberto em Agosto de 2004. Ele fica localizado na constelação de Leão, a aproximadamente 33,4 anos-luz de distância.

O telescópio espacial Spitzer da NASA previamente observou o Gliese 436b e encontrou evidências para o carbono mas não para o metano. Isso foi desafiador para os astrônomos, pois as moléculas são feitas de um átomo de carbono e quatro de hidrogênio, e planetas como esse são esperados ter muito hidrogênio.

De acordo com a teoria formulada pelo Dr. Hu e seus colegas, o hidrogênio pode ter sido tirado do planeta pela radiação das estrelas hospedeiras. Com menos hidrogênio ao redor, o carbono poderia combinar com o oxigênio para criar o monóxido de carbono. De fato, o telescópio espacial Spitzer encontrou evidências para uma predominância de monóxido de carbono na atmosfera do Gliese 436b.

O próximo passo para testar a teoria é buscar por outros Netunos quentes e sub-Netunos que apresentem sinais de monóxido de carbono e dióxido de carbono, que são indicadores de atmosferas ricas em hélio.

O estudo foi aceito para publicação no The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Observadas evidências de erupções sucessivas em buraco negro

Os astrônomos usaram o observatório de raios X Chandra da NASA para mostrar que várias erupções de um buraco negro supermassivo, ao longo de 50 milhões de anos, reorganizou a paisagem cósmica no centro de um grupo de galáxias.

© NASA/S. Randall/SDSS (composição do grupo de galáxias NGC 5813 no óptico e em raios X)

Os cientistas descobriram esta história de erupções do buraco negro através do estudo de NGC 5813, um grupo de galáxias a cerca de 105 milhões de anos-luz da Terra. Estas observações do Chandra são as mais longas já obtidas para um grupo de galáxias, com a duração de pouco mais de uma semana. Os dados do Chandra são vistos nesta composição onde os raios X do Chandra (roxo) foram combinados com dados Sloan Digital Sky Survey (SDSS) no visível (vermelho, verde e azul).

Os grupos galácticos são como os seus primos maiores, os aglomerados galácticos, mas em vez de abrigarem centenas ou até mesmo milhares de galáxias como os aglomerados, os grupos são normalmente compostos por 50 galáxias ou menos. Tal como os aglomerados de galáxias, os grupos de galáxias estão envolvidos em quantidades gigantescas de gás quente que emite raios X.

O buraco negro supermassivo em erupção está localizado na galáxia central de NGC 5813. A rotação do buraco negro, juntamente com o gás que espirala na sua direção, pode produzir uma torre vertical e enrolada de campos magnéticos que arremessam uma grande fração do gás para longe da vizinhança do buraco negro sob a forma de jatos altamente energéticos e velozes.

Os pesquisadores foram capazes de determinar a duração das erupções do buraco negro ao estudar cavidades, ou bolhas gigantes, no gás de NGC 5813 que tem vários milhões de graus. Estas cavidades são esculpidas quando jatos do buraco negro supermassivo geram ondas de choque que empurram o gás para fora e criam enormes buracos.

As últimas observações do Chandra revelam um terceiro par de cavidades, além de outros dois que já tinham sido anteriormente descobertos em NGC 5813, representando três erupções distintas do buraco negro central. Este é número mais alto de pares de cavidades já descoberto num grupo ou num aglomerado de galáxias. Semelhante à forma como uma bolha de ar de baixa densidade sobe para a superfície da água, as cavidades gigantes em NGC 5813 tornam-se "flutuantes" e afastam-se do buraco negro.

Para melhor compreender a história das erupções do buraco negro, os pesquisadores estudaram os detalhes dos três pares de cavidades. Descobriram que a quantidade de energia necessária para produzir o par de cavidades mais próximas do buraco negro é inferior à energia produzida necessária para produzir os outros dois pares mais antigos. No entanto, a taxa de produção energética é aproximadamente a mesma para todos os três pares. Isto indica que a erupção associada com o par interior de cavidades está ainda ocorrendo.

Cada um dos três pares de cavidades está associado com uma frente de choque, visível como as arestas nítidas na imagem de raios X. Estas frentes de choque, parecidas com estrondos sônicos de um avião supersônico, aquecem o gás, impedindo com que a maioria arrefeça e forme um grande número de estrelas novas.

O estudo detalhado das frentes de choque revela que são, na realidade, ligeiramente turvos em vez de nítidos. Isto pode ser provocado pela turbulência no gás quente. Assumindo que este é o caso, os autores descobriram uma velocidade turbulenta, isto é, a velocidade média dos movimentos aleatórios do gás, de aproximadamente 258.000 km/h. Isto é consistente com as previsões dos modelos teóricos e estimativas com base em observações de raios X do gás quente em outros grupos e aglomerados de galáxias.

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

Fonte: Marshall Space Flight Center

Descoberta estratosfera em exoplaneta

Usando o telescópio espacial Hubble da NASA e ESA, astrônomos detectaram uma estratosfera, uma região atmosférica que é muito importante para a vida, num exoplaneta quente e massivo chamado WASP-33b.

© NASA/ESA/G. Bacon (ilustração de um exoplaneta Júpiter quente)

A presença de uma estratosfera pode fornecer pistas sobre a composição do planeta e como ele se formou. Essa camada atmosférica, ocorre quando moléculas na atmosfera absorvem luz ultravioleta e luz visível de uma estrela. Essa absorção esquenta a estratosfera e age como um tipo de camada protetora para o planeta.

Até agora, os pesquisadores não tinham certeza se essas moléculas seriam encontradas na atmosfera de exoplanetas quentes e massivos.

“Alguns desses planetas são tão quentes em suas atmosferas superiores, que eles estão essencialmente cozinhando no espaço. Nessas temperaturas, nós não necessariamente esperamos encontrar uma atmosfera que tenha moléculas que podem levar à formação de estruturas com múltiplas camadas”, disse o Dr. Avi Mandell, do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt.

Na atmosfera do nosso planeta, a estratosfera se situa acima da troposfera, a região turbulenta e climaticamente ativa que vai do solo até uma altitude onde quase todas as nuvens se encontram. Na troposfera, a temperatura é mais quente na parte inferior e mais fria na parte superior.

A estratosfera é o oposto. Nessa camada, a temperatura aumenta com a altitude, um fenômeno chamado de inversão de temperatura.

Na Terra, a inversão de temperatura ocorre porque o ozônio na estratosfera absorve muito da radiação ultravioleta do Sol, evitando que ela chegue até a superfície, protegendo a biosfera, e assim esquentando a estratosfera.

Inversões similares de temperatura ocorrem na estratosfera de outros planetas do nosso Sistema Solar, como Júpiter e Saturno. Nesses casos, o culpado é o diferente grupo de moléculas chamadas hidrocarbonetos.

Nem o ozônio e nem hidrocarbonetos poderiam sobreviver nas altas temperaturas da maioria dos exoplanetas conhecidos. Isso leva ao debate sobre se a estratosfera existiria ou não nesses exoplanetas.

Usando a Wide Field Camera 3 a bordo do telescópio espacial Hubble, o Dr. Mandell e seus colegas esquentaram ainda mais esse debate identificando uma inversão de temperatura na atmosfera do exoplaneta classificado como Júpiter Quente WASP-33b.

O planeta tem cerca de 4,5 vezes a massa de Júpiter e orbita a estrela WASP-33, também conhecida como HD 15082, localizada a cerca de 380 anos-luz de distância da Terra na constelação de Andrômeda.

Os astrônomos usaram as observações do telescópio espacial Hubble e os dados de estudos prévios, para medir a emissão de água e compará-la com a emissão de gás mais profundo na atmosfera do planeta. Eles determinaram que a emissão da água foi produzida na estratosfera a uma temperatura de cerca de 3.300 graus Celsius. O resto da emissão, veio do gás mais baixo na atmosfera que estava a uma temperatura de 1.650 graus Celsius.

Eles também apresentaram evidências de que a atmosfera do WASP-33b, contém óxido de titânio, um dos únicos poucos componentes que é um forte absorsor da radiação visível e ultravioleta, sendo capaz de permanecer em estado gasoso em atmosferas tão quentes como essas.

“Entender as conexões entre as estratosferas e as composições químicas é algo crítico para estudar os processos atmosféricos em exoplanetas. Nossa descoberta marca um importante ponto nessa direção”, disse o Dr. Nikku Madhusudhan, da Universidade de Cambridge no Reino Unido.

O estudo foi aceito para publicação no The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

A luz, a escuridão e a poeira

Essa paisagem cósmica colorida se expande por quase três Luas Cheias (1,5 graus) através de um campo estelar rico em nebulosas ao longo do plano da Via Láctea, na constelação boreal de Cepheus.

© Herbert Walter (Nebulosa da Caverna, Sharpless 155, LDN 1210 e HH 168)

Perto da borda da nuvem molecular massiva da região, a cerca de 2.400 anos-luz de distância da Terra, a região de emissão avermelhada e brilhante Sharpless (Sh) 155, localiza-se na parte superior esquerda, sendo também conhecida como Nebulosa da Caverna. Com cerca de 10 anos-luz de diâmetro, os anéis brilhantes de gás da caverna cósmica são ionizados pela luz ultravioleta de estrelas jovens e quentes. Nebulosas de reflexão empoeiradas azuis também são abundantes nessa pintura interestelar, cortadas por densas nuvens de poeira obscura. O amplo núcleo da Lynds Dark Nebula (LDN) 1210 ancora a cena na parte inferior direita. Explorações astronômicas revelaram outros sinais dramáticos de formação estelar, incluindo o brilhante e vermelho objeto Herbig-Haro (HH) 168. Diretamente abaixo da brilhante Nebulosa da Caverna, a emissão do objeto Herbig-Haro é gerado por jatos energéticos emitidos por uma estrela recém-nascida.

Fonte: NASA

O Anel Phoebe de Saturno

Uma nova pesquisa mostrou que o anel de Saturno mais apagado e mais externo do planeta, o circula a uma distância equivalente a 7.000 vezes o diâmetro do próprio Saturno.

© NASA/JPL-Caltech/Keck (ilustração da extensão do anel Phoebe de Saturno)

Análises feitas em imagens obtidas com o telescópio WISE da NASA mostram que o anel descoberto em 2009, é composto na sua maioria por pequenas partículas. Rochas do tamanho de bolas de futebol compõem somente uma pequena porção da população do anel. Essa é uma mistura incomum, proporcionando um novo olhar sobre a física por trás do anel e sobre sua longevidade. Os cientistas usaram imagens da sonda Cassini para observar esse anel de forma óptica em 2012.

O anel mais externo e mais tênue de Saturno é chamado de Anel Phoebe, e acredita-se que ele contenha poeira e partículas de gelo ejetadas da lua externa de Saturno, Phoebe, após a colisão de micrometeoritos e outros impactos.

O anel é inclinado com um ângulo de 27 graus, com relação aos outros sete anéis conhecidos, e como Phoebe, orbita Saturno na direção retrógrada.

A nova pesquisa mostra que o Anel Phoebe começa a aparecer a cerca de 6 milhões de quilômetros de distância de Saturno e chega até a surpreendente distância de 16 milhões de quilômetros, com uma expansão vertical de cerca de 2,5 milhões de quilômetros, fazendo com que ele seja 10 vezes maior do que o maior anel de Saturno até então, o Anel E.

Novas observações desse anel fornecem uma visão detalhada do disco completo e permite que a sua estrutura e a sua composição sejam determinadas, o que pode nos fornecer pistas sobre como os anéis são formados.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Discovery

Uma borboleta celeste emerge do seu casulo de poeira

Algumas das imagens mais nítidas obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO revelaram pela primeira vez o que parece ser uma estrela velha originando uma nebulosa planetária em forma da borboleta.

© ESO/P. Kervella (imagem do VLT/SPHERE e NACO da estrela L2 Puppis e seus arredores)

Estas observações da estrela gigante vermelha L2 Puppis, obtidas no modo ZIMPOL do recentemente instalado instrumento SPHERE, mostram também de forma clara uma companheira estelar próxima. As fases finais das estrelas continuam suscitando muitas questões aos astrônomos, incluindo a origem de uma nebulosa bipolar como esta, com a sua estranha e complexa forma de ampulheta.

A cerca de 200 anos-luz de distância, L2 Puppis é uma das gigantes vermelhas mais próximas da Terra que se sabe ter atingido já as fases finais da sua vida. As novas observações obtidas com o modo ZIMPOL do SPHERE foram feitas no visível usando métodos de ótica adaptativa extremos, com os quais se corrigem as imagens com um grau muito mais elevado do que com a ótica adaptativa normal, permitindo assim que objetos tênues próximos de fontes de luz intensa possam ser observados com imenso detalhe. Tratam-se dos primeiros resultados publicados com este modo e os mais detalhados obtidos para uma estrela deste tipo.
O ZIMPOL consegue produzir imagens três vezes mais nítidas do que as obtidas com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, sendo que as novas observações mostram a poeira que rodeia a L2 Puppis de forma extremamente detalhada. Estes dados confirmam resultados anteriores, obtidos com o instrumento NACO, da poeira formando um disco, o qual a partir da Terra nos aparece praticamente de perfil, mas dão-nos uma visão muito mais detalhada. A informação de polarização obtida com o ZIMPOL permitiu à equipe construir um modelo tridimensional das estruturas de poeira. 
Os astrônomos descobriram que o disco de poeira começa a cerca de 900 milhões de quilômetros da estrela, um pouco mais do que a distância do Sol a Júpiter, e que  depois se espalha para o exterior, criando uma forma simétrica semelhante a um funil que rodeia a estrela. A equipe observou também uma segunda fonte luminosa a cerca de 300 milhões de quilômetros, o dobro da distância da Terra ao Sol, de L2 Puppis. Esta companheira estelar muito próxima é muito provavelmente outra estrela gigante vermelha de massa similar, mas mais jovem.
A combinação de enormes quantidades de poeira rodeando uma estrela que está morrerendo lentamente, juntamente com a presença de uma estrela companheira, é exatamente o tipo de sistema do qual se espera que surja uma nebulosa planetária bipolar. Estes três elementos parecem ser necessários, no entanto é também preciso uma boa dose de sorte para chegarmos ao subsequente emergir de uma borboleta celeste deste casulo poeirento.
O autor principal do artigo científico que descreve estes resultados, Pierre Kervella, explica: “A origem das nebulosas planetárias bipolares é um dos grandes problemas clássicos da astrofísica moderna, especialmente a questão de saber exatamente como é que as estrelas liberam para o espaço a sua quantidade valiosa de metais, um processo importante, uma vez que este material será usado para produzir futuras gerações de sistemas planetários”.
Além do disco de L2 Puppis, a equipe encontrou também dois cones de material perpendiculares ao disco. Mais importante ainda, no interior destes cones, foram descobertas duas plumas de material, compridas e ligeiramente curvas. A partir dos pontos de origem destas plumas, a equipe pôde deduzir que uma é possivelmente o resultado da interação entre o material de L2 Puppis e o vento e pressão de radiação da sua estrela companheira, enquanto a outra parece ter tido origem na colisão entre os ventos estelares das duas estrelas ou ser o resultado de um disco de acreção que se encontrará em torno da estrela companheira.
Embora muito ainda esteja por compreender, existem duas teorias principais sobre nebulosas planetárias bipolares, ambas apoiadas na existência de um sistema binário de estrelas. A primeira teoria diz que a poeira produzida pelos ventos estelares da estrela primária moribunda, fica confinada numa órbita em forma de anel em torno da estrela por ação dos ventos estelares e pressão de radiação da estrela companheira. Qualquer perda de massa subsequente por parte da estrela principal é canalizada ou colimada por este disco, que força a matéria a deslocar-se para o exterior em duas colunas opostas perpendiculares ao disco. A segunda teoria diz que a maior parte do material que está sendo ejetado pela estrela moribunda é acretado pela sua companheira próxima, que começa a formar um disco de acreção e um par de poderosos jatos. Qualquer material restante é empurrado pelos ventos estelares da estrela moribunda, dando origem a uma nuvem de gás e poeira, o que ocorreria normalmente num sistema com uma única estrela. Os jatos bipolares recém formados da estrela companheira, deslocando-se a velocidades muito mais elevadas que os ventos estelares da estrela moribunda, esculpem duas cavidades na poeira circundante, dando assim origem a uma nebulosa planetária bipolar.

As novas observações sugerem que ambos estes processos estão atuando em torno de L2 Puppis, parecendo muito provável que este par de estrelas dê origem a uma borboleta.
Pierre Kervella conclui: “Com a estrela companheira completando uma órbita em torno de L2 Puppis em apenas alguns anos, esperamos ver como é que esta companheira irá dar forma ao disco da gigante vermelha. Podemos seguir a evolução da poeira em torno da estrela em tempo real, uma possibilidade extremamente interessante e rara”.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The dust disk and companion of the nearby AGB star L2 Puppis”, de P. Kervella et al., que foi publicado hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Detectado depósitos de vidro na superfície de Marte

A sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) da NASA detectou depósitos de vidro dentro de crateras de impacto em Marte.

© NASA/JPL-Caltech/JHUAPL/U. of Arizona (depósitos de vidro preservados na cratera Alga)

Apesar de terem sido formados no calor escaldante dos violentos impactos que atingiram o planeta, esses depósitos podem fornecer uma janela delicada sobre a possibilidade de vida passada no Planeta Vermelho.

Durante os últimos anos, pesquisas têm mostrado a evidência sobre vida passada preservada em vidros devido à impacto aqui na Terra. Um estudo de 2014 liderado pelo cientista Peter Schultz da Universidade Brown em Providence, Rhode Island, encontrou moléculas orgânicas e matéria vegetal armazenada em vidros formados por impactos que ocorreram a milhões de anos atrás na Argentina. Schultz sugeriu que processos similares podem preservar sinais de vida em Marte, se eles existiam no momento em que ocorreu o impacto.

Os pesquisadores da Brown, Kevin Cannon e Jack Mustard, detalharam os dados sobre o vidro de impacto marciano em um artigo publicado online na revista Geology.

“O trabalho feito por Pete e outros nos mostrou que vidros são potencialmente importantes para preservar bioassinaturas”, disse Cannon. “Sabendo disso, nós queremos procurar por essas assinaturas em Marte e isso é o que estamos fazendo agora. Antes desse artigo, ninguém tinha sido capaz de detectar de forma definitiva esses vidros antes na superfície marciana”.

Cannon e Mustard mostraram que grandes depósitos de vidro estão presentes em algumas crateras antigas e bem preservadas de Marte. Registrar esses depósitos não foi uma tarefa fácil. Para identificar minerais e tipos de rochas de forma remota, os cientistas medem o espectro da luz refletida pela superfície do planeta. Mas os vidros de impacto não possuem um sinal espectral particularmente forte.

“Os vidros tendem a ser espectralmente brandos ou fracamente expressivos, assim a assinatura do vidro tende a ser sobreposta pelas rochas que estão misturadas com ele”, disse Mustard. “Mas Kevin encontrou uma maneira de registrar esse sinal”.

Em laboratório, Cannon misturou pós com uma composição similar ao das rochas marcianas e os cozinhou em alta temperatura até formarem vidro. Ele então mediu o sinal espectral desse vidro gerado.

Uma vez que Mustard tinha o sinal do vidro de laboratório, ele usou um algoritmo para registrar sinais similares nos dados obtidos pelo instrumento Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) da sonda MRO, instrumento do qual ele é um dos principais pesquisadores responsável.

A técnica apontou depósitos em alguns picos centrais de crateras marcianas, esses picos são os montes que as vezes se formam no centro de crateras durante um grande impacto. O fato dos depósitos terem sido encontrados nos picos centrais é um bom indicador que eles têm uma origem no impacto que formou a cratera.

Sabendo que o vidro de impacto pode preservar antigos sinais de vida, e agora sabendo que esses depósitos existem na superfície marciana hoje em dia, isso abre uma nova estratégia potencial na pesquisa pela antiga vida marciana.

“A análise dos pesquisadores sugere que os depósitos de vidro são relativamente comuns com características de impacto em Marte”, disse Jim Green, diretor da divisão de ciência planetária da NASA na sede da agência em Washington. “Essas áreas poderiam ser alvos para futura investigação enquanto exploradores científicos robóticos pavimentam o caminho para a jornada humana para Marte nos anos de 2030”.

Uma dessas crateras contendo vidro, chamada de Hargraves, fica perto do vale Nili Fossae, uma depressão com cerca de 650 km de comprimento que rasga a superfície de Marte. A região é uma das candidatas para o pouso do rover Mars 2020 da NASA, uma missão que entre outros objetivos pode cavar o solo e recolher amostras que retornarão para a Terra.

O vale Nili Fossae já é de interesse científico pois acredita-se que a crosta na região data da época quando Marte tinha muita água em sua superfície. A região também é cortada por feições que parecem ser fraturas hidrotermais, fontes quentes que poderiam fornecer a energia necessária para a vida existir em subsuperfície.

“Se você tivesse um impacto que escavasse e mostrasse o ambiente em subsuperfície, é possível que parte dele pudesse ser preservado num componente vítreo”, disse Mustard. “Isso faz com que essa região seja um bom lugar para se procurar, e possivelmente trazer uma amostra para a Terra”.

A sonda MRO tem examinado Marte com o CRISM e cinco outros instrumentos desde 2006.

“Essa significante nova detecção de vidro de impacto ilustra como nós podemos continuar a aprender sobre Marte a partir de observações em andamento realizadas por sondas e por missões de vida longa”, disse Richard Zurek, cientista de projeto da MRO no Laboratório de Propulsão a Jato em Pasadena, na Califórnia.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

O anel de Einstein revela detalhe extraordinário

A Campanha de Linha de Base Longa do ALMA produziu uma imagem muito detalhada de uma galáxia distante afetada por lente gravitacional.

© ESO (galáxia distante afetada por lente gravitacional)

A imagem mostra uma vista ampliada das regiões de formação estelar na galáxia, com um nível de detalhe nunca antes alcançado numa galáxia tão remota. As novas observações são muito mais detalhadas do que as obtidas pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA e revelam regiões de formação estelar na galáxia equivalentes a versões gigantes da Nebulosa de Órion.

A Campanha de Linha de Base Longa do ALMA produziu algumas observações extraordinárias e coletou informação com um detalhe sem precedentes dos habitantes do Universo próximo e longínquo. Foram feitas observações no final de 2014 no âmbito de uma campanha que pretendeu estudar uma galáxia distante chamada HATLAS J090311.6+003906, também conhecida pelo nome mais simples de SDP.81. A radiação emitida por esta galáxia sofre um efeito cósmico chamado lente gravitacional. Uma galáxia enorme que se situa entre SDP.81 e o ALMA atua como lente gravitacional, distorcendo a radiação emitida pela galáxia mais distante e criando um exemplo quase perfeito do fenômeno conhecido por Anel de Einstein. Esta galáxia é observada quando o Universo tinha apenas 15 % da sua idade atual, isto é, apenas 2,4 bilhões de anos depois do Big Bang. A radiação levou duas vezes a idade da Terra para chegar até nós,ou seja, 11,4 bilhões de anos, fazendo um desvio pelo caminho em torno da galáxia massiva que se encontra em primeiro plano e comparativamente perto de nós, a cerca de 4 bilhões de anos-luz de distância. As lentes gravitacionais foram prevista por Albert Einstein como parte da sua teoria da relatividade geral. Esta teoria diz-nos que os objetos curvam o espaço e o tempo. Qualquer radiação que se aproxime deste espaço-tempo curvo irá seguir esta curvatura criada pelo objeto. Este fenômeno permite a objetos particularmente massivos, enormes galáxias e aglomerados de galáxias, atuar como lentes de aumento cósmicas. Um anel de Einstein é um tipo especial de lente gravitacional, no qual a Terra, a galáxia que se encontra em primeiro plano e a galáxia mais afastada estão perfeitamente alinhadas, criando uma distorção harmoniosa em forma de anel de luz.
Pelo menos sete grupos de cientistas analisaram de forma independente os dados do ALMA sobre SDP.81. Esta profusão de artigos científicos deu-nos informação sem precedentes sobre esta galáxia, revelando detalhes sobre a sua estrutura, conteúdo, movimento e outras características físicas.
O ALMA funciona como um interferômetro, isto é, a rede múltipla de antenas trabalha em sintonia perfeita coletando radiação como se de um único e enorme telescópio virtual se tratasse. Como resultado, estas novas imagens de SDP.81 possuem uma resolução até 6 vezes melhor que as imagens obtidas no infravermelho com o telescópio espacial Hubble. A capacidade do ALMA em observar os mais ínfimos detalhes é atingida quando as antenas se encontram o mais afastadas possível umas das outras, com até cerca de 15 km de separação entre si. Podem ser medidos nestes dados detalhes até 0,023 segundos de arco. O Hubble observou esta galáxia no infravermelho próximo, com uma resolução de cerca de 0,16 segundos de arco. É de notar, no entanto, que quando observa a menores comprimentos de onda, o Hubble consegue atingir resoluções melhores, até 0,022 segundos de arco no ultravioleta próximo. A resolução do ALMA pode ser ajustada dependendo do tipo de observações, deslocando as antenas para ficarem mais ou menos afastadas entre si. Nestas observações usou-se a maior separação possível, o que resultou na melhor resolução possível.

© ESO (imagem composta do anel de Einstein de SDP.81 e da galáxia reconstruída)

Os sofisticados modelos dos astrônomos revelam estruturas pormenorizadas, nunca antes vistas no corpo da galáxia SDP.81, sob a forma de nuvens de poeira que acredita-se serem repositórios de gás molecular frio, os locais de nascimento de estrelas e planetas. Estes modelos foram corrigidos da distorção produzida pelo efeito de lente gravitacional.
Como resultado, as observações ALMA são tão nítidas que os investigadores podem ver acúmulos de formação estelar na galáxia, com um tamanho de até 100 anos-luz, o que equivale a observar versões gigantes da Nebulosa de Órion produzindo milhares de vezes mais estrelas jovens no lado distante do Universo. Esta é a primeira vez que tal fenômeno é observado a distâncias tão grandes.
“A imagem reconstruída da galáxia obtida com o ALMA é espetacular”, diz Rob Ivison, co-autor de dois artigos científicos que descrevem os resultados e Diretor de Ciência do ESO. “A enorme área coletora do ALMA, a grande separação entre as suas antenas e a atmosfera muito estável que existe por cima do deserto do Atacama, levaram a que conseguíssemos obter um detalhe sem precedentes tanto nas imagens como nos espectros, o que significa que temos observações muito sensíveis, assim como informação sobre como é que as diferentes partes da galáxias se movimentam. Podemos estudar galáxias no outro extremo do Universo à medida que se fundem e formam enormes quantidades de estrelas. Isto é o tipo de coisa que me faz levantar cedo da cama!”.
Utilizando a informação espectral coletada pelo ALMA, os astrônomos mediram também como é que a galáxia distante gira e estimaram a sua massa. Os dados mostraram que o gás contido nesta galáxia é instável; acumulações de gás estão colapsando sobre si mesmo, indo muito provavelmente no futuro dar origem a regiões gigantes de formação estelar.
Curiosamente, a modelização do efeito de lente gravitacional indica também a existência de um buraco negro supermassivo no centro da galáxia que atua como lente. A região central da SDP.81 é muito tênue para poder ser detectada, levando à conclusão de que a galáxia em primeiro plano possui um buraco negro supermassivo com mais de 200 a 300 milhões de vezes a massa do Sol.
O número de artigos científicos publicados usando um único conjunto de dados do ALMA demonstra bem a excitação gerada pelo potencial da alta resolução e poder coletor da rede. Mostra também como é que o ALMA permitirá aos astrônomos fazer mais descobertas nos anos vindouros, levantando ainda mais questões sobre a natureza das galáxias distantes.

Fonte: ESO

Imagem de grande angular da Nebulosa do Caranguejo

A Nebulosa do Caranguejo, também chamada de Messier 1 (M1), NGC 1952 e Taurus A, é um dos objetos astronômicos melhor estudados do céu. Trata-se dos restos da explosão de uma supernova, que foi observada por astrônomos chineses no ano de 1054.

© ESO/Manu Mejias (Nebulosa do Caranguejo)

Os filamentos emaranhados visíveis na imagem são os restos de uma estrela que explodiu e que ainda se encontra em expansão com uma velocidade de 1.500 km por segundo.
Embora não seja visível a olho nu devido a filamentos de hélio e hidrogênio que se encontram em primeiro plano, o coração da nebulosa alberga duas estrelas tênues. É uma destas estrelas que é responsável pela nebulosa que vemos atualmente,  a estrela conhecida como Pulsar do Caranguejo, ou CM Tau. Trata-se do corpo pequeno e denso da estrela original que deu origem à supernova. Tem apenas 20 quilômetros de diâmetro e roda em torno do seu eixo 30 vezes por segundo! 
A estrela emite pulsos de radiação em todos os comprimentos de onda, desde os raios gama até as ondas de rádio, sendo a estrela uma das fontes de raios gama mais brilhantes do céu. A radiação emitida pela estrela é tão intensa que dá origem a uma onda de material que deforma as regiões internas da nebulosa. A aparência destas estruturas varia tão depressa que os astrônomos conseguem ver como é que elas se formam de novo, o que é uma rara oportunidade, já que as escalas de tempo cósmico são geralmente grandes demais para se poder observar quaisquer mudanças como esta.

Os dados do instrumento Wide Field Imager, montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla do ESO, utilizados para criar esta imagem foram selecionados do arquivo ESO por Manu Mejias no âmbito da competição Tesouros Escondidos.

Fonte: ESO

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