Descoberto aglomerado galáctico com “coração palpitante”

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu um aglomerado gigantesco de galáxias com um núcleo repleto de estrelas novas, constituindo uma descoberta incrivelmente rara.

© NASA/STScI/ESA/JPL-Caltech/McGill (aglomerado SpARCS1049+56)

A descoberta, realizada com a ajuda do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, é a primeira a mostrar que as galáxias gigantes no centro de aglomerados colossais podem crescer significativamente ao alimentarem-se de gás "roubado" de outras galáxias.

Os aglomerados galácticos são vastas famílias de galáxias ligadas pela gravidade. A nossa Galáxia, a Via Láctea, reside dentro de um pequeno grupo de galáxias conhecido como Grupo Local, ele próprio membro do massivo superaglomerado Laniakea.

As galáxias nos centros dos aglomerados são geralmente constituídas por fósseis estelares, estrelas velhas, vermelhas ou mortas. No entanto, os astrônomos descobriram agora uma galáxia gigante no centro de um aglomerado chamado SpARCS1049+56 que parece contrariar a tendência, ao invés formando estrelas novas a um ritmo incrível.

"Achamos que esta galáxia gigante no centro deste aglomerado está fabricando furiosamente estrelas novas depois da fusão com uma galáxia menor," explicou Tracy Webb da Universidade McGill, em Montreal, no Canadá.

A galáxia foi inicialmente descoberta com o telescópio espacial Spitzer da NASA e o telescópio do Canadá-França-Havaí, localizado em Mauna Kea, Havaí, e confirmada usando o observatório W. M. Keck, também em Mauna Kea. Observações posteriores, usando o telescópio espacial Hubble, permitiram a exploração da atividade da galáxia.

O aglomerado SpARCS1049+56 está tão longe que a sua luz demora 9,8 bilhões de anos para chegar à Terra. Abriga pelo menos 27 galáxias e tem uma massa total equivalente a 400 trilhões de sóis. É um aglomerado verdadeiramente único num aspeto, o seu coração vibrante de estrelas novas. A galáxia mais brilhante do aglomerado é a mesma que está fabricando estrelas novas, a um ritmo de 800 estrelas por ano. A Via Láctea, no máximo, forma duas estrelas por ano!

"Os dados do Spitzer mostram uma enorme quantidade de formação estelar no coração deste aglomerado," algo raramente visto e certamente inédito num aglomerado tão distante," comenta Adam Muzzin da Universidade de Cambridge, Reino Unido.

O Spitzer capta radiação infravermelha, por isso pode detectar o brilho quente de regiões escondidas e poeirentas de formação estelar. Os estudos de seguimento com o Hubble, no visível, ajudaram a identificar a causa da formação de novas estrelas. Parece que uma galáxia mais pequena fundiu-se recentemente com o monstro no centro do aglomerado, emprestando o seu gás e desencadeando um episódio furioso de nascimento estelar.

"Apoiamo-nos nas nossas outras observações e usamos o Hubble para explorar a galáxia em profundidade, e não ficamos desapontados," comenta Muzzin. "O Hubble descobriu uma fusão desenfreada no centro deste aglomerado. Nós detectamos características parecidas com 'contas num colar'."

© Hubble (aglomerado SDSS J1531+3414)

As "contas num colar" no aglomerado SDSS J1531+3414, vistas na imagem acima, são sinais indicativos de algo conhecido como uma fusão molhada. As fusões molhadas ocorrem quando galáxias ricas em gás colidem, este gás é convertido rapidamente em estrelas novas.

A nova descoberta é um dos primeiros casos conhecidos de uma fusão molhada no núcleo de um aglomerado galáctico. O Hubble já tinha anteriormente observado outro aglomerado galáctico próximo contendo uma fusão molhada, mas não formava estrelas a este ritmo tão frenético. Outros aglomerados de galáxias crescem em massa através de fusões secas (fusões que envolvem duas galáxias pobres em gás, as duas misturam as suas estrelas, em vez de provocar o nascimento de estrelas novas), ou graças ao desvio de gás para os seus centros. Por exemplo, o mega aglomerado galáctico conhecido como o Aglomerado da Fénix cresce em tamanho absorvendo o gás que flui para o seu centro.

Os astrôomos agora têm como objetivo explorar quão comum é este tipo de mecanismo nos aglomerados galácticos. Será que existem outros "comedores sujos" semelhantes a SpARCS1049+56, que também devoram galáxias ricas em gás? SpARCS1049+56 pode ser um aglomerado isolado, ou pode representar um tempo no Universo jovem em que a alimentação desenfreada era a norma.

Um artigo sobre o assunto foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA & W. M. Keck Observatory

A Lula Gigante e o Morcego Voador

Embora bastante tênues, mas muito grandes para serem observadas nos céus da Terra, tanto a Nebulosa da Lula Gigante (Ou4) quanto a Nebulosa do Morcego Voador (Sh2-129) foram captadas nesta cena na direção da constelação de Cepheus.

© Steve Cannistra (Ou4 e Sh2-129)

A imagem consiste de uma composição de um total de 20 horas de exposição, usando dados em banda estreita e banda larga. A imagem cobre um largo campo de visão equivalente a 4 graus ou 8 Luas cheias de diâmetro.

Descoberta em 2011 pelo astrofotógrafo francês Nicolas Outters, a forma bipolar sedutora da Nebulosa da Lula Gigante é distinguida aqui pela emissão azul esverdeada reveladora gerada pelos átomos de oxigênio duplamente ionizado.

Embora, apareça completamente envolvida pela emissão avermelhada do hidrogênio da Nebulosa do Morcego Voador, a verdadeira distância e natureza da Nebulosa da Lula tem sido difícil de determinar.

Uma recente investigação sugere que a Ou4 reside dentro da Sh2-129 a cerca de 2.300 anos-luz da Terra. Coerente com esse cenário, a Ou4 representaria um fluxo espetacular criado pelo triplo sistema de estrelas quentes e massivas, catalogados como HR8119, observável próximo ao centro da nebulosa. Entretanto, a verdadeira Nebulosa da Lula Gigante ocupa fisicamente uma área com quase 50 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

NGC 4372 e a Nebulosa Arabesco Escuro

A encantadora Nebulosa Arabesco Escuro se espalha pelos céus austrais, um alvo tentador para binóculos na constelação da Mosca.

© Marco Lorenzi (NGC 4372 e a Nebulosa Arabesco Escuro)

A nuvem cósmica empoeirada é vista contra ricos campos de estrelas logo ao sul da proeminente nebulosa Saco de Carvão e do Cruzeiro do Sul. Estendendo-se por cerca de três graus ao longo deste quadro, a Nebulosa Arabesco Escuro parece pontuado na sua extremidade sul (parte inferior à esquerda) pelo aglomerado globular NGC 4372. É claro que a NGC 4372 vagueia pelo halo da nossa galáxia, a Via Láctea, sendo um objeto a 20.000 anos-luz de distância e apenas por mero acaso está na nossa linha de visada para  a Nebulosa Arabesco Escuro. A silhueta bem definida da Nebulosa Arabesco Escuro pertence à nuvem molecular da Mosca, mas o seu mais conhecido apelido aliterativo foi cunhado pelo astrofotógrafo e escritor Dennis di Cicco em 1986 enquanto observava o cometa Halley do deserto Australiano. A Nebulosa Arabesco Escuro está a cerca de 700 anos-luz de distância e tem mais de 30 anos-luz de comprimento.

Fonte: NASA

NGC 1316: depois das galáxias colidirem

Os astrônomos se transformam em detetives quando tentam compreender o que causa surpreendentes visões cósmicas como a da galáxia NGC 1316.

© Damian Peach (NGC 1316 e NGC 1317)

A investigação indica que a NGC 1316 é uma gigantesca galáxia elíptica que começou há cerca de 100 milhões de anos a devorar uma galáxia espiral vizinha de menor porte, a NGC 1317, visível logo acima da NGC 1316.

As evidências deste fenômeno incluem as escuras faixas de poeira características de uma galáxia espiral, tênues redemoinhos e conchas de estrelas e gás visíveis nesta imagem profunda de larga escala. Porém, ainda permanecem inexplicados os incomuns aglomerados estelares globulares pequenos, vistos como pontos tênues nesta imagem. A maioria das galáxias elípticas tem uma quantidade maior de aglomerados globulares mais brilhantes que a NGC 1316.

Além disso, os aglomerados globulares observados são antigos demais para terem sido criados nesta recente colisão espiral. Uma hipótese para explicar sugere que estes glomerados globulares são sobreviventes de uma galáxia que foi absorvida anteriormente pela NGC 1316.

Outro surpreendente atributo da NGC 1316, também conhecida como Fornax A, consiste em seus gigantes lóbulos de gás que emitem ondas de rádio.

Fonte: NASA

SPHERE mapeia a superfície de Ceres

As imagens abaixo, obtidas com duas semanas de diferença, mostram os dois hemisférios de Ceres e dão-nos as melhores observações feitas até hoje, a partir do solo, do planeta anão.

© ESO/B. Yang/Z. Wahhaj (superfície de Ceres)

Foram obtidas com o instrumento SPHERE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO e fazem parte de um trabalho que está sendo realizado desde meados de julho de 2015 e que pretende fazer um mapa polarimétrico da superfície deste objeto.
Orbitando no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, a região conhecida por Cinturão Principal, Ceres foi o primeiro asteroide a ser descoberto em 1801 e trata-se do maior asteroide do Cinturão Principal. O asteroide, agora planeta anão, é o maior reservatório de água existente na vizinhança da Terra e pensa-se que a água se encontra sob a forma de gelo no manto do objeto.
A superfície do planeta anão tem cerca do tamanho da Índia e podemos observar vários pontos brilhantes intrigantes nestas novas imagens. Estes pontos foram também observados de forma cuidadosa pela sonda Dawn da NASA, que se encontra atualmente em órbita de Ceres. Os astrônomos têm estudado estes pontos, mas a sua verdadeira natureza permanece um mistério. Espera-se, no entanto, que ao comparar os dados obtidos pelo SPHERE com as imagens que a Dawn está enviando para a Terra, os astrônomos possam começar a descodificar este enigma.

Fonte: ESO

A nebulosa do Tubarão

Não há mar na Terra grande o suficiente para conter a nebulosa do Tubarão.

© Maurice Toet (nebulosa Tubarão)

Este predador cósmico não representa qualquer perigo, pois ele é composto apenas de gás e poeira interestelar. A poeira escura como caracterizada na imagem acima é criada nas atmosferas frias de estrelas gigantes. Depois de ser expelida com o gás e recondensada gravitacionalmente, estrelas massivas podem esculpir estruturas intrincadas no nascimento da nuvem usando a sua luz de alta energia e ventos estelares rápidos como ferramentas de escultura. O calor produzido evapora a nuvem molecular sombria, gerando gás hidrogênio para dispersar e o brilho vermelho. Durante a desintegração podemos desfrutar estas grandes nuvens como ícones comuns, como fazemos com nuvens de água na Terra. Incluindo nebulosas de poeira menores como a Lynds Dark Nebula 1235 e Van den Bergh 149 e 150, a nebulosa do Tubarão se estende por cerca de 15 anos-luz e está situada a 650 anos-luz de distância na direção da constelação do Rei da Etiópia (Cepheus).

Fonte: NASA

Detalhes do nascimento de estrelas em galáxia vizinha

Em uma pesquisa realizada com o telescópio espacial Hubble, analisando imagens de 2.753 jovens aglomerados estelares azuis, na vizinha galáxia de Andrômeda (M31), possibilitou descobrir que a M31 e a Via Láctea possuem uma porcentagem similar de estrelas recém-nascidas, com base na massa estudada.

© STScI (aglomerados estelares na galáxia de Andrômeda)

Identificando qual porcentagem de estrelas tem uma massa particular dentro de um aglomerado ou sua Função de Massa Inicial (IMF), foi possível interpretar melhor a luz de galáxias distantes e entender a história de formação das estrelas no Universo.

A intensa pesquisa agrupou 414 mosaicos fotográficos feitos pelo Hubble da M31, uma colaboração única feita entre astrônomos e cientistas cidadãos, voluntários que forneceram uma ajuda valiosa para analisar a vasta quantidade de dados do Hubble.

“Dada a quantidade de imagens do Hubble, nosso estudo da IMF, não seria possível sem a ajuda dos cientistas cidadãos”, disse Daniel Weisz, da Universidade de Washington em Seattle.

Medir a IMF foi a primeira coisa por trás da ambiciosa pesquisa panorâmica da nossa galáxia vizinha, num programa chamado de Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT). Cerca de 8.000 imagens de 117 milhões de estrelas no disco da galáxia foram obtidas a partir das observações feitas de Andrômeda na luz visível, no ultravioleta próximo e no infravermelho próximo.

As estrelas estão nascendo quando uma nuvem gigantesca de hidrogênio molecular e poeira colapsa. A nuvem se fragmenta em pequenos nós de material que precipitam centenas de estrelas. As estrelas não são todas criadas da mesma maneira: suas massas podem variar de 1/12 até centenas de vezes a massa do  Sol.

Antes da pesquisa de estrelas do disco da M31 feita pelo Hubble, os astrônomos só tinham medidas da IMF feitas na vizinhança estelar local dentro da nossa galáxia. Mas a visão acurada do Hubble, da M31, permitiu aos astrônomos compararem a IMF entre uma amostra grandiosa de aglomerados estelares que estão todos com aproximadamente a mesma distância da Terra, cerca de 2,5 milhões de anos-luz. A pesquisa é diversa pois os aglomerados são dispersos pela galáxia, eles variam em massa por fatores de 10, e possuem idades entre 4 milhões a 24 milhões de anos.

Para a surpresa dos pesquisadores, a IMF foi muito similar entre todos os aglomerados pesquisados. A natureza aparentemente cozinha as estrelas, com uma distribuição consistente de estrelas supergigantes azuis massivas até pequenas estrelas anãs vermelhas. “É difícil imaginar que a IMF é tão uniforme por toda a nossa galáxia vizinha, dada a complexa física envolvida na formação de estrelas”, disse Weisz.

Curiosamente, as estrelas mais massivas e mais brilhantes nesses aglomerados são 25% menos abundantes do que o previsto pela pesquisa anterior. Os astrônomos usaram a luz dessas estrelas brilhantes para pesar distantes aglomerados estelares e galáxias, e medir quão rapidamente os aglomerados estão formando estrelas. Esse resultado sugere que a massa estimada usando o trabalho anterior era muito baixa pois eles assumiram que existiam poucas estrelas apagadas de pouca massa se formando junto com estrelas massivas e brilhantes.

A evidência também implica que o Universo primordial não tinha tantos elementos pesados para criar planetas, pois existiam poucas supernovas de estrelas massivas manufaturando os elementos pesados para a geração de planetas. É crítico saber a taxa de formação de estrelas no Universo primordial, a 10 bilhões de anos atrás, porque essa foi a era quando a maior parte do Universo se formou.

O catálogo de aglomerados estelares PHAT, que forma a fundação desse estudo foi montado com a ajuda de 30.000 voluntários que passearam pelas milhares de imagens feitas pelo Hubble para pesquisar os aglomerados estelares.

O Andromeda Project é um dos muitos esforços de ciência cidadã, capitaneado pela organização Zooniverse. Por mais de 25 dias, cientistas cidadãos voluntários, submeteram 1,82 milhões de imagens individuais de classificação (baseada em como as estrelas estavam concentradas, suas formas, e como as estrelas se apresentavam com relação ao fundo), o que representa 24 meses de atenção humana constante. Os cientistas usaram essas classificações para identificar uma amostra de 2.753 aglomerados estelares, aumentando o número de aglomerados conhecidos por um fator de 6, na região de pesquisa do PHAT. “Os esforços desses cientistas cidadãos abrem as portas para uma grande variedade de novas e interessantes investigações científicas, incluindo essa nova medida da IMF”, disse Weisz.

Um artigo sobre o tema foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A galáxia de Barnard

A minúscula mas robusta galáxia de Barnard, também conhecida como NGC 6822, é uma vizinha galáctica da Via Láctea.

© ESO (galáxia de Barnard)

Esta galáxia possui regiões de intensa formação estelar e nebulosas fora do comum, tais como a bolha que se vê claramente na parte superior esquerda desta imagem extraordinária. Os astrônomos classificam a NGC 6822 como uma galáxia anã irregular devido à sua forma indefinida e ao seu pequeno tamanho, em termos galácticos. As formas estranhas destas galáxias ajudam os pesquisadores a compreender como é que as galáxias interagem, se desenvolvem, e ocasionalmente se “canibalizam” mutuamente, deixando para trás restos brilhantes transbordando de estrelas.

A galáxia de Barnard brilha sob um mar de estrelas de campo próximas, na direção da constelação de Sagitário. A relativamente pouca distância, cerca de 1,6 milhões de anos-luz, a galáxia de Barnard é um membro do Grupo Local, o arquipélago de galáxias do qual faz parte a Via Láctea. O nome da NGC 6822 vem do seu descobridor, o astrônomo americano Edward Emerson Barnard, que foi o primeiro a conseguir observar esta ilha cósmica, de difícil observação no visível, com um telescópio refrator de 125 milímetros em 1884.

Esta imagem foi obtida com a câmara Wide Field Imager (WFI), montada no telescópio de 2,2 metros MPG/ESO no Observatório do ESO, La Silla, situado no norte do Chile. Apesar da galáxia de Barnard não possuir os majestosos braços espirais e o bojo central brilhante que adornam as suas vizinhas galácticas gigantes, Andrômeda e as galáxias do Triângulo, esta galáxia anã apresenta esplendor estelar e fogos de artifício. As nebulosas avermelhadas visíveis na imagem revelam regiões de formação estelar ativas, onde estrelas jovens e quentes aquecem nuvens de gás, que se encontram nas proximidades. Uma nebulosa em forma de bolha pode ser vista na parte superior esquerda da imagem. No centro desta nebulosa, um conjunto de estrelas muito quentes e de grande massa libertam jatos de matéria que colidem com o material do meio interestelar circundante, dando origem a uma estrutura brilhante observada por nós como um anel. Outros jatos de matéria quente similares lançados por estrelas quentes e turbulentas aparecem um pouco por toda a galáxia de Barnard.

Com apenas cerca de um décimo do tamanho da Via Láctea, a galáxia de Barnard enquadra-se perfeitamente na sua classificação de anã. No total, contém cerca de 10 milhões de estrelas, um número que fica muito aquém dos 400 bilhões estimados para a Via Láctea. No Grupo Local, tal como em qualquer outro lado do Universo, as galáxias anãs encontram-se claramente em maior número do que as suas primas maiores e de formas mais definidas.

As galáxias anãs irregulares, como a galáxia de Barnard, devem as suas formas arredondadas indefinidas aos encontros próximos com outras galáxias. No Universo as galáxias encontram-se em movimento e frequentemente passam muito próximo umas das outras ou até mesmo passam através umas das outras. A densidade de estrelas nas galáxias é muito baixa, o que quer dizer que poucas estrelas colidem fisicamente durante estas passagens cósmicas. No entanto, a atração fatal da gravidade pode modificar dramaticamente as formas das galáxias em passagem ou em colisão. Grandes quantidades de estrelas são puxadas ou empurradas para fora das suas casas galácticas, acabando por formar galáxias anãs de formas irregulares como é o caso da NGC 6822.

Fonte: ESO

Um dos anéis de Saturno não é como os outros

Quando o Sol se pôs nos anéis de Saturno em agosto de 2009, os cientistas da missão Cassini da NASA assistiam de perto.

© NASA/JPL/Space Science Institute (planeta Saturno visto pela sonda Cassini durante o equinócio)

Foi o equinócio, uma de duas vezes no ano de Saturno em que o Sol ilumina de lado o enorme sistema de anéis do planeta. O evento constituiu uma oportunidade extraordinária para a sonda Cassini observar mudanças de curta duração nos anéis que revelam detalhes sobre a sua natureza.

Tal como a Terra, Saturno tem o seu eixo inclinado. Ao longo da sua órbita de 29 anos, os raios do Sol movem-se de norte para sul ao longo do planeta e dos anéis, e vice-versa. A mudança da luz do Sol faz com que a temperatura dos anéis, formados por trilhões de partículas geladas, varie de estação para estação. Durante o equinócio, que durou apenas alguns dias, apareceram sombras invulgares e estruturas onduladas e, durante o crepúsculo deste breve período, os anéis começaram a arrefecer.

A equipe de cientistas da Cassini anuncia que uma seção dos anéis parece ter tido um ligeiro aumento de temperatura durante o equinócio. A temperatura mais alta do que o esperado forneceu uma janela única para a estrutura interior das partículas dos anéis, geralmente não disponível aos cientistas.

"No geral, não podemos aprender muito sobre a composição das partículas de gelo dos anéis de Saturno mais do que um milímetro abaixo da superfície. Mas o fato de que uma parte dos anéis não arrefeceu como o esperado permitiu-nos modelar como podem ser no interior," afirma Ryuji Morishima do Jet Propulsion Laboratory (JPL0 da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia, que liderou o estudo.

Os pesquisadores examinaram dados recolhidos pelo instrumento CIRS (Composite Infrared Spectrometer) da Cassini durante o ano em torno do equinócio. O instrumento essencialmente registou a temperatura dos anéis à medida que arrefeciam. Compararam então a temperatura com modelos computacionais que tentam descrever as propriedades das partículas dos anéis numa escala individual.

O que descobriram foi intrigante. Para a maior parte da gigante imensidão dos anéis de Saturno, os modelos previram corretamente o modo como arrefeceram à medida que caíram na escuridão. Mas uma seção, o mais externo dos grandes anéis principais, o denominado Anel A, ficou mais quente do que os modelos previram. O pico de temperatura foi especialmente proeminente no meio do Anel A.

A fim de abordarem esta curiosidade, Morishima e colegas realizaram uma investigação detalhada de como as partículas dos anéis com estruturas diferentes aquecem e arrefecem durante as estações de Saturno. Os estudos anteriores com base em dados da Cassini mostraram que as partículas geladas dos anéis são fofas, no exterior, como neve fresca. Este material exterior, chamado regolito, é criado com o passar do tempo, à medida que pequenos impactos pulverizam a superfície de cada partícula. A análise da equipe sugere que a melhor explicação para as temperaturas do Anel A durante o equinócio é que o anel é composto em grande parte por partículas com aproximadamente 1 metro, principalmente gelo sólido com apenas uma fina camada de regolito.

"Uma alta concentração de pedaços de gelo sólido, nesta região dos anéis de Saturno, é inesperada," afirma Morishima. "As partículas dos anéis geralmente espalham-se e tornam-se uniformemente distribuídas ao longo de uma escala de tempo de aproximadamente 100 milhões de anos."

A acumulação de partículas densas num só lugar sugere que, ou algum processo as colocou lá no passado geológico recente ou então as partículas estão, de algum modo, confinadas a essa zona. Os cientistas sugerem um par de hipóteses para explicar esta aglomeração. Uma lua poderá ter existido neste local dentro dos últimos 100 milhões de anos e terá sido destruída, talvez por um impacto gigante. Alternativamente, alegam que pequenas luas, do tamanho de pedregulhos, podem estar transportando estas partículas geladas e densas à medida que migram para dentro do anel. Estas pequenas luas podem dispersar os pedaços de gelo no meio do Anel A enquanto quebram-se devido à influência gravitacional de Saturno e das suas luas maiores.

"Este resultado peculiar é fascinante porque sugere que o meio do anel A de Saturno pode ser muito mais jovem do que o resto dos anéis," explica Linda Spiler, cientista do projeto Cassini do JPL. "Outras partes do anel podem ser tão antigas quanto o próprio Saturno."

Durante a sua última série de órbitas próximas de Saturno, a Cassini irá medir diretamente, e pela primeira vez, a massa dos anéis principais do planeta. Os cientistas vão usar a massa dos anéis para colocar limites na sua idade.

O estudo foi publicado recentemente na revista Icarus.

Fonte: NASA

Arp 159 e NGC 4725

As estrelas pontiagudas e as galáxias peculiares abrangem este instantâneo cósmico, uma visão telescópica em direção à constelação Coma Berenices.

© Stephen Leshin (Arp 159 e NGC 4725)

Suficiente brilhantes para mostrar picos de difração, as estrelas estão no primeiro plano da cena, bem no interior da Via Láctea. Mas as duas galáxias proeminentes estão situadas cerca de 41 milhões de anos-luz de distância. A galáxia distorcida menor à esquerda, também conhecida como NGC 4747, é a entrada 159 no Atlas Arp de galáxias singulares, com extensas caudas de maré que indicam fortes interações gravitacionais em seu passado. Sua provável companheira à direita é a galáxia NGC 4725, que é  muito maior e possui cerca de 100 mil anos-luz de diâmetro. À primeira vista NGC 4725 parece ser uma galáxia espiral normal, com sua região central dominada pela luz amarelada das estrelas mais velhas e frias dando lugar para aglomerados de estrelas azuis, jovens e quentes ao longo da periferia das espirais empoeiradas. Ainda assim, a NGC 4725 parece um pouco estranha com apenas um braço espiral principal.

Fonte: NASA

Reciclagem cósmica

Parte da nebulosa gigante Gum 56 domina esta imagem, iluminada por estrelas jovens quentes e brilhantes que nasceram no seu interior.

© ESO (Nebulosa do Camarão)

Durante milhões de anos formaram-se estrelas a partir do gás desta nebulosa, material que é posteriormente devolvido à maternidade estelar quando as estrelas envelhecidas expelem a sua matéria lentamente para o espaço ou mais dramaticamente sob a forma de explosões de supernovas. Esta imagem foi obtida pelo telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla no Chile, no âmbito do programa Joias Cósmicas do ESO.

Profundamente embebidos nesta maternidade estelar gigante encontram-se três aglomerados de estrelas jovens quentes, com apenas alguns milhões de anos de idade, que brilham intensamente  no ultravioleta. É a luz destas estrelas que faz com que as nuvens de gás da nebulosa resplandeçam. A radiação arranca os elétrons aos átomos, num processo chamado ionização, e quando estes se recombinam liberam energia sob a forma de luz. Cada elemento químico emite luz em determinada cor e as enormes nuvens de hidrogênio na nebulosa são a causa deste intenso brilho avermelhado.

A nebulosa Gum 56, também conhecida por IC 4628 ou Nebulosa do Camarão, cujo nome é oriundo do astrônomo australiano Colin Stanley Gum que, em 1955, publicou um catálogo de regiões H II. As regiões H II, tal como Gum 56, são enormes nuvens de densidade baixa, que contêm uma grande quantidade de hidrogênio ionizado.
Uma grande parte da ionização em Gum 56 é feita por duas estrelas do tipo O, que são estrelas quentes azuis-esbranquiçadas, também conhecidas por gigantes azuis devido à sua cor. Este tipo de estrelas é raro no Universo, uma vez que a enorme massa destas gigantes azuis significa que não podem viver durante muito tempo. Após cerca de um milhão de anos apenas, as estrelas colapsam sobre si mesmas e terminam as suas vidas como supernovas, tal como muitas das outras estrelas massivas que se encontram no interior da nebulosa. Nota-se que estas estrelas azuis estão fora do campo desta imagem em particular, não aparecendo por isso na fotografia.
Além de muitas estrelas recém nascidas aninhadas no interior da nebulosa, a região está ainda cheia de gás e poeira suficientes para criar uma geração ainda mais nova de estrelas. As regiões da nebulosa que estão formando novas estrelas são visíveis na imagem como nuvens densas. O material que forma estas novas estrelas inclui os restos das estrelas mais massivas da geração anterior, que já terminaram as suas vidas e ejetaram o seu material para o meio circundante sob a forma de explosões de supernovas. Assim, o ciclo de vida e morte das estrelas continua.
Dadas as duas gigantes azuis muito incomuns e a proeminência da nebulosa nos comprimentos de onda do infravermelho e do rádio, é talvez surpreendente que esta região tenha sido até agora comparativamente pouco estudada por astrônomos profissionais. A nebulosa Gum 56 tem um diâmetro de cerca de 250 anos-luz, mas apesar do seu enorme tamanho tem sido negligenciada por observadores visuais devido ao seu fraco brilho e porque a maioria da radiação que emite se situa em comprimentos de onda invisíveis ao olho humano.
A nebulosa está a uma distância de cerca de 6.000 anos-luz de distância da Terra e pode ser encontrada no céu na constelação do Escorpião, onde tem um tamanho projetado de quatro vezes o da Lua Cheia.

Fonte: ESO

Orcus: um planeta anão?

Orcus é um objeto transnetuniano do cinturão de Kuiper e provavelmente deverá ser classificado como um planeta anão, embora a International Astronomical Union (IAU) não tenha o designado formalmente como tal.

© NASA (ilustração de Orcus)

O objeto 90482 Orcus foi descoberto em 17 de fevereiro de 2004 por Michael Brown, Chad Trujillo e David Rabinowitz. Ele é um plutino, ou seja, está numa ressonância orbital 2:3 com Netuno, completando duas voltas ao redor do Sol a cada três de Netuno. Plutão possui uma órbita parecida à de Orcus, porém os dois corpos sempre estão em fases opostas da órbita: enquanto Orcus está no afélio Plutão está no perélio e vice-versa. Por causa disso, além do fato de sua lua Vanth lembrar a grande lua de Plutão Caronte, Orcus tem sido visto como anti-Plutão. Isso influenciou muito a escolha de seu nome, como o deus Orcus era o equivalente etrusco de Plutão, e virou um nome alternativo para Plutão.

Orcus tem um período orbital de 247 anos. Embora sua órbita fique próxima da de Netuno em um ponto, a ressonância orbital significa que Orcus sempre está a uma grande distância do planeta, a separação angular entre eles é de mais de 60°. Em um período de 14.000 anos Orcus fica a mais de 18 UA de Netuno.

Orcus orbita o Sol a uma distância média de 39,2 UA, com um perélio (menor distância ao Sol) de 30,4 UA e um afélio (maior distância ao Sol) de 48,1 UA. Ele vai alcançar o afélio em 2019. Simulações pela Deep Ecliptic Survey (DES) mostram que nos próximos 10 milhões de anos Orcus poderá adquirir um perélio de 27,8 UA.

O período de rotação de Orcus é desconhecido. Diferentes pesquisas fotométricas apresentam diferentes resultados. Algumas mostram pequenas variações de amplitude com períodos entre 7 e 21 horas, enquanto outras não mostram variação.

A partir de observações feitas pelo telescópio espacial Hubble em novembro de 2005, Mike Brown e T.A. Suer detectaram um satélite orbitando Orcus. Essa descoberta foi anunciada na IAUC 8812 em 22 de fevereiro de 2007. O satélite recebeu a designação provisória S/2005 (90482) 1 até receber o nome de Vanth. Ele orbita Orcus em uma órbita quase circular com uma excentricidade de menos de 0,0036, e um período orbital de 9,53 dias. Vanth está a apenas 8.980 ± 20 km de Orcus e está muito perto dele para análises espectroscópicas terrestres a composição de sua superfície. Vanth não parece ter surgido por colisão porque seu espectro é bastante diferente do de Orcus, e possivelmente pode ser um objeto capturado.

Os polos de rotação de Orcus provavelmente coincidem com os polos orbitais de sua lua, Vanth, o que significa que o polo de Orcus está virado para a Terra, explicando as dificuldades em medir seu período de rotação. É possível que o verdadeiro período de rotação coincida com o período orbital da lua. A magnitude absoluta de Orcus é de cerca de 2,2, comparável à de 2,6 do cubewano Quaoar. Um objeto cubewano é aquele pertencente ao cinturão de Kuiper, e ao contrário de Plutão, não cruzam a órbita de Netuno.

Observações efetuadas pelo telescópio espacial Spitzer no infravermelho distante e pelo observatório espacial Herschel no submilímetro estima um diâmetro de 850 ± 90 km. O diâmetro determinado a partir de medições do Spitzer é de apenas 940 ± 70 km. Orcus tem um albedo de cerca de 22% a 34%, o que pode ser típico de objetos transnetuniano aproximando a faixa de 1.000 km de diâmetro.

O tamanho foi estimado assumindo que Orcus não possui satélites. A presença de Vanth, um satélite relativamente grande, pode mudar os valores consideravelmente. A magnitude absoluta de Vanth é cerca de 4,88, o que significa que ele é 11 vezes menos brilhante que Orcus. Se os albedos dos dois corpos forem iguais o diâmetro de Orcus é de cerca de 900 km (assumindo um diâmetro de 940 km se não tivesse satélites), enquanto o tamanho de Vanth é de cerca de 280 km. No entanto, se o albedo de Vanth for duas vezes menor que o de Orcus, o o diâmetro dos corpos é de 860 e 380 km, respectivamente.

Em 2013 foi publicada uma nova análise de dados do observatório espacial Herschel, que determinou um diâmetro de 917 ± 25 km para Orcus e 276 ± 17 km para Vanth, assumindo que os dois corpos tenham o mesmo albedo.

Como Orcus faz parte de um sistema binário, a massa do sistema é estimada em 6,32 ± 0,05×10²⁰ kg, cerca de 3,8% da massa de Éris, o planeta anão mais massivo conhecido.

Como essa massa está divida entre Orcus e Vanth depende do tamanho relativo deles. Se o tamanho do satélite for de um terço de Orcus, sua massa equivale a 3% da massa total; por outro lado, se o tamanho de Vanth for de 380 km, sua massa pode ser de até 1/13 da massa total do sistema ou cerca de 8% da massa de Orcus.

Fonte: NASA

A remanescente de supernova Puppis A

Originada pela explosão de uma estrela massiva, a nebulosa remanescente de supernova Puppis A se expande detonando o meio interestelar a 7.000 anos luz de distância da Terra.

© Don Goldman (remanescente de supernova Puppis A)

Nessa distância, esta colorida imagem telescópica, captada usando dados tanto de amplo espectro quanto filtros de banda estreita, resolve uma área de 60 anos luz de diâmetro.

A medida que os escombros desta supernova se espalham pelas áreas vizinhas não uniformes, filamentos de oxigênio excitado brilham em tons de verde e azul. A radiação emanada pelo hidrogênio e do nitrogênio aparece aqui em tons avermelhados.

A luz original da supernova gerada pelo colapso de um massivo núcleo estelar, chegou até a Terra há 3.700 anos.

A remanescente de supernova Puppis A é vista através das emissões periféricas da mais antiga e mais próxima remanescente de supernova de Vela, perto do plano lotado da galáxia Via Láctea.

A Puppis A, apesar de brilhar em todo o espectro eletromagnético, continua sendo uma das fontes mais brilhantes nos céus em raios X.

Fonte: NASA

O primeiro ano de observações científicas do Gaia

Há uma semana o observatório espacial Gaia da ESA completou o seu primeiro ano de observações científicas no seu modo principal de levantamento.

© Hubble/Gaia (Nebulosa Olho de Gato)

Depois do lançamento, no dia 19 de dezembro de 2013, e de uma longa órbita de seis meses durante o período de comissionamento, o satélite começou as suas observações científicas de rotina no dia 25 de julho de 2014. Localizado no ponto L2 de Lagrange, a 1,5 milhões de quilômetros da Terra, o Gaia estuda estrelas e muitos outros objetos astronômicos enquanto gira, observando porções circulares do céu. Ao medir repetidamente as posições das estrelas com uma precisão extraordinária, o Gaia pode desvendar as suas distâncias e movimentos através da Via Láctea.

Durante os primeiros 28 dias, o Gaia operou num modo especial de estudo em que recolheu amostras de grandes círculos no céu, mas sempre incluindo os polos da eclíptica. Isto significa que o satélite observou as estrelas nessas regiões muitas vezes, fornecendo uma base de dados de valor inestimável para a calibração inicial do Gaia.

No final desta fase, no dia 21 de agosto de 2014, o Gaia deu início à sua operação primária, empregando um levantamento projetado para alcançar a melhor cobertura possível de todo o céu.

Desde o início da sua fase de rotina, o satélite registou 272 bilhões de medições posicionais ou astrométricas, 54,4 bilhões de pontos de dados fotométricos ou de brilho, e 5,4 bilhões de espectros.

A equipe do Gaia durante um ano processou e a analisou estes dados, a caminho de desenvolver os principais produtos científicos do Gaia, enormes catálogos públicos das posições, distâncias, movimentos e outras propriedades de mais de bilhões de estrelas. Devido ao imenso volume de dados e à sua natureza complexa, isto requer um enorme esforço por parte de cientistas e de criadores de software por toda a Europa, que constituem o DPAC (Data Processing and Analysis Consortium) do Gaia.

"Os últimos doze meses foram muito intensos, mas estamos aprendendo a lidar com os dados e estamos ansiosos pelos próximos quatro anos de operações nominais," afirma Timo Prusti, cientista do projeto Gaia da ESA.

"Estamos apenas a um ano de distância da primeira divulgação de dados do Gaia, um catálogo intermediário planejado para o verão de 2016. Com o primeiro ano de dados nas nossas mãos, estamos agora a meio caminho desse marco e somos capazes de apresentar alguns instantâneos preliminares que mostram que o observatório está trabalhando bem e que o processamento de dados está no caminho certo."

Como um exemplo da validação em curso, a equipe do Gaia foi capaz de medir a paralaxe para uma amostra inicial de dois milhões de estrelas.

A paralaxe é o movimento aparente de uma estrela contra um fundo distante observado ao longo de um período de um ano e resulta do movimento real da Terra em torno do Sol; isto é também observado pelo Gaia, uma vez que orbita o Sol ao lado da Terra. Mas a paralaxe não é o único movimento observado pelo Gaia: as estrelas também se movem através do espaço, o que chamamos de movimento próprio.

O Gaia fez uma média de aproximadamente 14 medições para cada estrela no céu, até agora, mas este número não é geralmente suficiente para separar a paralaxe dos movimentos próprios.

Para superar isto, os cientistas combinaram dados do Gaia com posições extraídas do catálogo Tycho-2, com base em dados obtidos entre 1989 e 1993 pelo antecessor do Gaia, o satélite Hipparcos.

Isto restringe a amostra a apenas dois milhões das mais de bilhões de estrelas que o Gaia observou até agora, mas gera algumas ideias iniciais e úteis da qualidade dos seus dados.

Quanto mais perto uma estrela está do Sol, maior a sua paralaxe e, portanto, a paralaxe medida para uma estrela pode ser usada para determinar a sua distância. Por sua vez, a distância pode ser usada para converter o brilho aparente da estrela no brilho verdadeiro ou "luminosidade absoluta".

Os astrônomos traçam as magnitudes absolutas das estrelas contra as suas temperaturas, estimadas a partir das cores das estrelas, para gerar o "diagrama Hertzsprung-Russell", cujo nome honra dois cientistas do século XX que reconheceram que um tal diagrama poderia ser usado como uma ferramenta para compreender a evolução estelar.

© ESA (diagrama Hertzsprung-Russell)

Este gráfico mostra a luminosidade absoluta de quase um milhão de estrelas observadas pelo Gaia em função da sua cor. Os pontos de dados parecem preencher algumas regiões características do diagrama, a maioria deles distribuídos diagonalmente desde o canto superior esquerdo até ao canto inferior direito: esta é a chamada sequência principal de estrelas, identificando todas as estrelas que queimam hidrogênio nos seus núcleos, uma fase que corresponde à maior parte do tempo de vida de uma estrela. Ao longo da sequência principal, as estrelas mais brilhantes e mais massivas estão localizadas na seção superior esquerda do diagrama, e as estrelas mais pequenas e menos brilhantes estão localizadas na seção inferior direita.
O grande grupo de pontos de dados na metade direita do gráfico identifica estrelas gigantes vermelhas: estrelas evoluídas que já esgotaram o hidrogênio nos seus núcleos. À medida que os seus núcleos colapsam sob o seu próprio peso, as camadas exteriores dessas estrelas incham, criando invólucros enormes, frios e avermelhados.

"O nosso primeiro diagrama Hertzsprung-Russell, com luminosidades absolutas baseadas no primeiro ano do Gaia e no catálogo Tycho-2, e informações de cor obtidas em observatórios terrestres, dá-nos uma amostra do que a missão vai proporcionar nos próximos anos," afirma Lennart Lindegren, professor na Universidade de Lund e um dos proponentes originais da missão Gaia.

Dado que o Gaia tem vindo a realizar estudos repetidos do céu para medir os movimentos das estrelas, também tem sido capaz de detectar se alguma mudou de brilho e, ao fazê-lo, começou a descobrir alguns objetos astronômicos muito interessantes.

O Gaia detectou centenas de fontes transientes até agora, sendo a primeira uma supernova no dia 30 de agosto de 2014. Estas deteções são rotineiramente partilhadas com a comunidade em geral, logo que são avistadas sob a forma de "alertas científicos", permitindo o acompanhamento rápido por telescópios terrestres a fim de determinar a sua natureza.

Uma dessas fontes transientes foi observada passando por uma explosão repentina e dramática que aumentou o seu brilho por um fator de cinco. Concluiu-se que o Gaia tinha descoberto o que se chama de "variável cataclísmica", um sistema binário no qual uma das estrelas, uma anã branca quente, devora massa da companheira estelar normal, levando a explosões de luz à medida que o material é ingerido. O sistema também acabou por ser um binário eclipsante, em que a relativamente maior estrela normal passa diretamente em frente da mais pequena, mas mais brilhante, anã branca, tapando-a periodicamente a partir do ponto de vista da Terra.

Invulgarmente, ambas as estrelas neste sistema parecem ter uma abundância de hélio mas pouco hidrogênio. Os dados da descoberta do Gaia e observações de acompanhamento podem ajudar os astrônomos a melhor compreender como as duas estrelas perderam o seu hidrogênio.

O Gaia também descobriu uma grande variedade de estrelas cujo brilho sofre mais alterações regulares ao longo do tempo. Muitas destas descobertas foram feitas entre julho e agosto de 2014, enquanto o Gaia realizava bastantes observações subsequentes de algumas áreas do céu perto dos polos eclípticos. Esta sequência de observações e amostras tornou possível a descoberta e o estudo de estrelas variáveis localizadas nestas regiões.

A famosa Grande Nuvem de Magalhães (LMC), uma galáxia anã satélite da Via Láctea, está localizada perto do polo sul da eclíptica. O Gaia forneceu curvas de luz detalhadas de dúzias de estrelas variáveis do tipo RR Lyrae na LMC e os detalhes revelados nas mesmas atestam a alta qualidade dos dados.

Outro objeto curioso estudado durante a mesma fase da missão: a Nebulosa Olho de Gato, vista no topo desta postagem. Também conhecida como NGC 6543, é uma nebulosa planetária situada perto do polo norte da eclíptica.

As nebulosas planetárias são formadas quando as camadas exteriores de uma velha estrela de baixa massa são expelidas e interagem com o meio interestelar circundante, deixando para trás uma anã branca compacta. O Gaia fez mais de 200 observações da Nebulosa Olho de Gato e registou mais de 84.000 deteções que traçam com precisão os intricados filamentos gasosos por que tais objetos são famosos. À medida que as observações continuam, o Gaia será capaz de ver a expansão dos nós nebulares, nesta e noutras nebulosas planetárias.

Mais perto de casa, o Gaia detectou uma grande quantidade de asteroides, pequenos corpos rochosos que povoam o nosso Sistema Solar, principalmente entre as órbitas de Marte e Júpiter. Tendo em conta que estão relativamente próximos e que orbitam o Sol, os asteroides movem-se contra o fundo estelar nas imagens astronômicas, aparecendo num instantâneo de um determinado campo, mas não em imagens do mesmo campo obtidas em momentos posteriores.

Os cientistas do Gaia desenvolveram um software especial para procurar estes dados extremos, combinando-os com as órbitas de asteroides conhecidos a fim de os remover dos dados que estão sendo usados para estudar estrelas. Mas, por sua vez, esta informação será utilizada para caracterizar asteroides conhecidos e para descobrir milhares de novos.

Finalmente, além das medições astrométricas e fotométricas, o Gaia tem recolhido espectros de muitas estrelas. Estes dados serão utilizados para determinar os movimentos das estrelas ao longo da linha de visão medindo ligeiras mudanças nas posições das linhas de absorção no seu espectro devido ao efeito Doppler. Mas nos espectros de algumas estrelas quentes, o Gaia também observou linhas de absorção em gás de material interestelar de primeiro plano, o que permitirá aos cientistas medir a sua distribuição.

"Estes estudos iniciais demonstram a qualidade dos dados recolhidos até agora pelo Gaia e as capacidades de processamento. Os produtos finais dos dados ainda não estão prontos, mas estamos trabalhando arduamente para fornecer o primeiro no próximo ano," conclui Timo.

Fonte: ESA

Um par de buracos negros no centro do quasar mais próximo

Astrônomos usando o telescópio espacial Hubble descobriram que a Markarian 231 (Mrk 231), a galáxia mais próxima da Terra que abriga um quasar, é alimentada por dois buracos negros centrais girando violentamente um em relação ao outro.

© Hubble/A. Evans (Markarian 231)

A descoberta sugere que os quasares, os brilhantes núcleos das galáxias ativas, podem normalmente abrigar dois buracos negros centrais que caem, um na órbita do outro como resultado da fusão de duas galáxias. Como um par de patinadores, o buraco negro duplo gera uma tremenda quantidade de energia que faz o núcleo da galáxia que o abriga se sobrepor ao brilho da população de bilhões de estrelas da galáxia, que os cientistas então identificam como quasares.

Os cientistas procuraram nas observações de arquivo do Hubble feitas na radiação ultravioleta emitida do centro da Mrk 231 para descobrir  o que eles descrevem como propriedades extremas e surpreendentes.

Se somente um buraco negro estivesse presente no centro do quasar, todo o disco de crescimento, faria o gás quente ao redor brilhar na radiação ultravioleta. Ao invés disso, o brilho ultravioleta do disco empoeirado abruptamente cai em direção ao centro. Isso fornece uma evidência observacional que o disco apresenta um formato de rosca circulando o buraco negro central. A melhor explicação para os dados observacionais, com base nos modelos dinâmicos, é que o centro do disco é cavado pela ação dos dois buracos negros orbitando um ao redor do outro. O segundo e menor buraco negro orbita na borda interna do disco de crescimento, e tem seu próprio disco com um brilho ultravioleta.

“Nós estamos extremamente animados sobre essa descoberta, pois ela não somente mostra a existência de um buraco negro binário próximo na Mrk 231, mas também mostra uma nova maneira de se pesquisar sistematicamente buracos negros binários, por meio da natureza de sua emissão da luz ultravioleta”, disse Youjun Lu do National Astronomical Observatories da China, e da Chinese Academy of Sciences.

“A estrutura do nosso Universo, onde as galáxias gigantes e os aglomerados de galáxias, crescem por fusão de sistemas menores, em sistemas maiores, e buracos negros binários são consequências naturais dessas fusões de galáxias”, adicionou o co-pesquisador Xinyu Dai, da Universidade de Oklahoma.

Estima-se que o buraco negro central tenha uma massa equivalente a 150 milhões de vezes a massa do nosso Sol, e o seu companheiro tem uma massa de 4 milhões de massas solares. A dupla dinâmica completa uma órbita um ao redor do outro a cada 1,2 anos.

O buraco negro de massa menor é a parte remanescente de uma galáxia menor que se fundiu com a Mrk 231. Evidência de uma fusão recente vem da assimetria da galáxia hospedeira, e a longa cauda de jovens estrelas azuis.

O resultado da fusão tem feito da Mrk 231, uma galáxia energética de explosão de estrelas com uma taxa de formação estelar de 100 vezes maior do que a taxa na Via Láctea. O gás alimenta o motor do buraco negro, disparando fluxos de gás turbulentos que incitam um nascimento estelar em forma de fogos artifícios.

Acredita-se que os buracos negros binários farão o movimento em espiral juntos e colidirão dentro de poucas centenas de milhares de anos.

A Mrk 231 está localizada a cerca de 581 milhões de anos-luz de distância.

Os resultados foram publicados na edição de 14 de Agosto de 2015 do The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute