Metade dos candidatos a exoplanetas do Kepler são falsos positivos

Uma equipe internacional, liderada por Alexandre Santerne do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA), concluiu uma campanha de 5 anos para medir velocidades radiais, com o espectrógrafo SOPHIE (Observatory of Haute-Provence, França), e descobriram que 52,3% dos candidatos a exoplanetas gigantes detectados pelo telescópio espacial Kepler (NASA) são na realidade binários de eclipse, enquanto 2,3% são anãs marrons.

© ESO/M. Kornmesser/Nick Risinger (ilustração do exoplaneta 51 Pegasi b orbitando sua estrela)

Esta ilustração mostra o exoplaneta do tipo Júpiter quente 51 Pegasi b, que orbita uma estrela a cerca de 50 anos-luz de distância, na constelação de Pégaso. Este objeto foi o primeiro exoplaneta a ser descoberto em torno de uma estrela normal em 1995. Vinte anos mais tarde é também o primeiro exoplaneta a ser detectado diretamente no visível.

Santerne (IA e Universidade do Porto), comentou: "Pensava-se que a confiabilidade das detecções de exoplanetas do Kepler era muito boa, entre 10% e 20% não seriam planetas. A nossa extensa pesquisa espectroscópica dos exoplanetas gigantes descobertos pelo Kepler mostra que esta porcentagem é muito mais alta, até acima dos 50%. Isto tem implicações significativas na nossa compreensão da população de exoplanetas no campo do Kepler".

Os trânsitos de exoplanetas gigantes podem ser facilmente imitados por falsos positivos, o que torna essencial uma segunda análise espectroscópica, de modo a confirmar a natureza planetária desses trânsitos, e desta forma revelar, por exemplo, sistemas múltiplos.

Susana Barros (IA e Universidade do Porto), outro membro da equipe EXOEarths, comentou: "O Kepler encontrou um grande número de planetas que transitam, até ao tamanho da Terra. Contudo, observações adicionais das velocidades radiais dos candidatos, uma das áreas de especialização do grupo Origem e Evolução de Estrelas e Planetas do IA, é crucial para perceber esses sistemas planetários".

A pesquisa, que decorreu entre julho de 2010 e julho de 2015, começou com todos os 8.826 objetos de interesse do Kepler (Kepler Objects of Interest, ou KOI). A amostra foi progressivamente reduzida para 129 KOI’s, em torno de 125 estrelas, ao remover falsos positivos identificados previamente, estrelas demasiado tênues para serem observadas pelo SOPHIE e candidatos com períodos orbitais de mais de 400 dias, para garantir que se conseguiam observar no mínimo 3 trânsitos.

Santerne também pensa que: "Depois de 20 anos explorando planetas do tamanho de Júpiter, à volta de outros sóis, ainda temos imensas questões em aberto. Por exemplo, ainda não sabemos quais são os mecanismos físicos que levam à formação de gigantes com períodos orbitais de apenas alguns dias. Também não percebemos como é que alguns desses planetas estão inchados".

O diâmetro dos planetas gigantes depende da sua atmosfera e do seu interior, com a irradiação da sua estrela aquecendo a atmosfera, expandindo-a como um balão de ar quente. Mas a expansão de alguns destes planetas altamente irradiados não consegue ser modelada com processos físicos razoáveis.

Esta pesquisa espectroscópica estabeleceu limites para as massas, que combinadas com os diâmetros determinados graças aos trânsitos do Kepler, permitiram o cálculo da densidade destes exoplanetas gigantes. A equipe também descobriu um indício de uma relação entre a densidade destes planetas e a metalicidade das estrelas progenitoras, mas este resultado precisa ainda de mais confirmação.

Esta pesquisa também revelou que os planetas com irradiação moderada não se expandem. Uma caracterização detalhada da estrutura interna destes planetas deve trazer mudanças às teorias de formação e evolução.

Estes resultados foram anunciados esta semana na conferência Extreme Solar Systems III, no Havaí, que celebra 20 anos da descoberta do primeiro exoplaneta à volta de uma estrela do tipo solar.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Simulação do colapso de estrelas massivas

Pela primeira vez uma equipe de cientistas, liderada por Philipp Mösta, da Universidade da California, em Berkeley, conseguiu simular em computador os processos físicos que se desencadeiam logo após o colapso do núcleo de uma estrela maciça numa supernova.

© Robert R. Sisneros/Philipp Mösta (simulação do campo magnético toroidal de estrela massiva)

Trata-se de um feito sem precedentes e um enorme avanço na compreensão das supernovas, nomeadamente das que dão origem a explosões de raios gama (GRBs, gamma ray bursts), um dos fenômenos mais energéticos conhecidos no Universo. Os cálculos necessários para simular os primeiros 10 mili-segundos após o colapso do núcleo numa estrela de nêutrons demoraram 2 semanas para completar utilizando um dos maiores supercomputadores do mundo, o Blue Waters, com 130 mil cores, no National Center for Supercomputing Applications, na Universidade de Illinois, em Urbana-Champaign.

As explosões de raios gama foram detectadas pela primeira vez na década de 60 pelos observatórios de raios gama norte-americanos Vela, colocados em órbita da Terra para vigiar eventuais testes nucleares realizados pela URSS e outras nações. A curta duração das explosões, tipicamente alguns minutos, impedia a identificação dos objetos responsáveis pela emissão gama na esfera celeste, pelo que a sua natureza permaneceu um mistério durante décadas. No início da década de 90 havia apenas um consenso crescente de que tinham origem em regiões distantes do Universo. A situação progrediu então rapidamente na virada do século com a entrada em cena de uma armada de observatórios entre os quais o BeppoSAX, uma colaboração entre a Holanda e a Itália, e o SWIFT, da NASA. Os satélites, em especial o SWIFT, detectam explosões de raios gama e, rapidamente, calculam a sua posição precisa, notificando observatórios na Terra para que possam estudar o evento.
Em poucos anos, os astrônomos descobriram que as explosões de raios gama ocorrem durante o colapso gravitacional de estrelas muito massivas, mais abundantes quando o Universo era mais jovem. De fato, em vários casos, os cientistas observaram o aparecimento de uma supernova numa galáxia longínqua na mesma posição onde dias antes havia sido detectada uma explosão de raios gama pelo SWIFT. E descobriram algo mais interessante. A radiação gama observada resultava da propagação de jatos de partículas relativísticas pelas várias camadas de uma estrela moribunda, nos primeiros instantes de uma supernova. Mas, evidentemente, nem todas as supernovas produzem explosões de raios gama. O que teriam estas de especial? E de onde viria a energia colossal necessária para formar os jatos, liberada depois parcialmente sob a forma de raios gama?

Desde muito cedo as suspeitas recaíram sobre os poderosos campos magnéticos que se formam durante o colapso gravitacional do núcleo da estrela, o evento que dá origem à supernova. Se a rotação da estrela de nêutrons ou do buraco negro resultante do colapso fosse suficientemente rápida e se o campo magnético na região adjacente tivesse uma intensidade extrema, os cálculos teóricos sugeriam, seria possível a formação dos jatos que dão origem às explosões de raios gama. A dificuldade estava em demonstrar que, nas condições certas, o colapso gravitacional poderia gerar campos magnéticos tão intensos,  quintilhões de vezes mais intensos do que o da Terra, que move as agulhas nas bússolas e nos protege do vento solar.

O processo envolve a energia rotacional da estrela de nêutrons e do plasma muito quente que a rodeia, embebidos num campo magnético intenso. Foi demonstrado que, numa região 15 a 35 quilômetros da superfície da estrela de nêutrons, as variações na velocidade de rotação do plasma geram turbulência que, por um mecanismo de retorno positivo, amplifica o campo magnético até aos níveis necessários para a formação dos jatos.

O artigo que descreve este trabalho, intitulado “A large scale dynamo and magnetoturbulence in rapidly rotating core-collapse supernovae”, foi publicado na revista Nature.

Fonte: Astronomy

Exoplaneta exilado foi provavelmente expulso da vizinhança da estrela

Um planeta descoberto o ano passado, situado a uma distância invulgarmente grande da sua estrela - 16 vezes mais distante que Plutão do Sol - pode ter sido expulso do seu local de nascimento, mais perto da estrela, num processo parecido ao que pode ter ocorrido no início da história do nosso próprio Sistema Solar.

© UC Berkeley/Paul Kalas (estrela HD 106906 e o seu exoplaneta)

A imagem acima de grande angular mostra a estrela HD 106906 obtida com o telescópio espacial Hubble e uma ampliação pelo GPI que revela um sistema dinamicamente perturbado de cometas, sugerindo uma ligação com o distante exoplaneta (para cima, à direita).

As imagens do GPI (Gemini Planet Imager) nos Andes Chilenos e do telescópio espacial Hubble mostram que a estrela tem um cinturão assimétrico de cometas, indicativa de um sistema muito perturbado e sugere que as interações planetárias que agitaram os cometas para mais perto da estrela podem ter enviado o exoplaneta também para o exílio. O exoplaneta pode até ter arrastado com ele o seu próprio anel de detritos.

"Nós pensamos que o planeta, propriamente dito, pode ter capturado material do cinturão cometário e que o planeta está rodeado por um grande anel de poeira ou por um manto de poeira," afirma Paul Kalas, professor adjunto de astronomia da Universidade da Califórnia em Berkeley, EUA. "Fizemos três testes e encontramos evidências de uma nuvem de poeira, mas ainda sem grandes certezas."

"As medições que fizemos sobre o planeta sugerem que pode ser mais empoeirado, comparativamente, do que outros objetos, e estamos fazendo observações de acompanhamento para verificar se o planeta está realmente cercado por um disco, uma possibilidade empolgante," acrescenta Abhi Rajan, aluno da Universidade Estatal do Arizona, que analisou as imagens do planeta.

Estes exoplanetas são de interesse porque, na sua juventude, o nosso próprio Sistema Solar pode ter tido planetas que foram expulsos da sua vizinhança local e que já não estão entre os oito planetas que vemos hoje.

"Será que é uma imagem do nosso Sistema Solar, quando tinha apenas 13 milhões de anos?" questiona Kalas. "Nós sabemos que a nossa própria nuvem de cometas, o Cinturão de Kuiper, perdeu uma grande fração da sua massa enquanto evoluía, mas não temos uma máquina do tempo para voltar atrás e ver como foi dizimada. Uma das maneiras, porém, é estudar estes episódios violentos de perturbações gravitacionais em torno de outras estrelas jovens que chutam para fora muitos objetos, incluindo planetas."

O distúrbio pode ter sido provocado por uma estrela que passou por perto, que acabou por perturbar os planetas interiores, ou um por um segundo planeta massivo no sistema. A equipe GPI procurou outro planeta grande mais perto da estrela, que pode ter interagido com o exoplaneta, mas não encontrou nada para além de uma órbita com o tamanho da de Urano.

A estrela, HD 106906, está localizada a 300 anos-luz de distância na direção da constelação de Cruzeiro do Sul e é parecida com o Sol, mas muito mais jovem: tem cerca de 13 milhões de anos, em comparação com os 4,5 bilhões de anos da nossa estrela. No entanto, pensa-se que os planetas se formam no início da história de uma estrela, e em 2014 uma equipe liderada por Vanessa Bailey da Universidade do Arizona descobriu o planeta HD 106906 b ao redor de uma estrela, planeta este que tem 11 vezes a massa de Júpiter e está localizado nos subúrbios distantes da estrela, à incrível distância de 650 UA da estrela (uma UA, ou unidade astronômica, é a distância média da Terra ao Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros).

Pensa-se que os planetas não se formam tão longe da sua estrela e do seu disco protoplanetário, por isso é provável que o planeta se formou como uma estrela, através da acreção da sua própria nuvem de gás e poeira. As descobertas do GPI e do Hubble, de um cinturão cometário altamente assimétrico e de um possível anel em torno do planeta, apontam, ao invés, para uma formação normal dentro do disco de detritos em torno da estrela, mas que um episódio violento o empurrou para uma órbita mais distante.

Os astrônomos, usando o GPI, tiveram em maio de 2015 como primeiro alvo a estrela, em busca de outros planetas, e descobriram que estava rodeada por um anel de material poeirento com aproximadamente o tamanho do Cinturão de Kuiper do nosso próprio Sistema Solar. O vazio da região central, uma área com aproximadamente 50 UA de raio, um pouco maior que a região ocupada pelos planetas no nosso próprio Sistema Solar, indica a formação de um sistema planetário.

Kalas imediatamente reanalisou imagens existentes da estrela, obtidas anteriormente pelo telescópio espacial Hubble, e descobriu que o anel de material poeirento estendia-se para muito mais longe e que era altamente desigual. No lado voltado para o planeta, o material empoeirado era verticalmente fino e abrangia quase por completo a enorme distância até ao planeta conhecido, mas no lado oposto o material era verticalmente espesso e truncado.

"Estas descobertas sugerem que todo o sistema planetário foi recentemente perturbado por algo ainda desconhecido e deu origem à sua assimetria atual," diz. O planeta também é invulgar referente à sua órbita, pois está inclinada 21 graus em relação ao plano do sistema planetário interior, enquanto a maioria dos planetas normalmente encontram-se perto de um plano comum.

Kalas e seus colaboradores teorizam que o planeta pode ter sido formado bem mais perto do cinturão cometário e pode ter capturado material que ainda o orbita. Para testar esta hipótese, analisaram cuidadosamente as observações do GPI e do Hubble, revelando três propriedades acerca do planeta consistentes com um grande anel de poeira ou com um manto em seu redor. No entanto, para cada das três propriedades, explicações alternativas são possíveis.

Os pesquisadores vão fazer observações mais sensíveis com o telescópio espacial Hubble a fim de determinarem se HD 106906 b é, de fato, um dos primeiros exoplanetas que se parece com Saturno e com o seu sistema de anéis.

O cinturão interior de poeira em torno da estrela foi confirmado por uma equipe independente usando o instrumento SPHERE no VLT do ESO. A natureza assimétrica do disco de detritos, no entanto, não era evidente, até que Kalas usou imagens de arquivo do instrumento ACS (Advanced Camera for Surveys) do Hubble.

O levantamento exoplanetário do GPI, operado por uma equipe de astrônomos de 24 instituições, tem como alvo 600 estrelas jovens, todas com menos de 100 milhões de anos, a fim de compreender como é que os sistemas planetários evoluem ao longo do tempo e que dinâmicas planetárias podem dar forma aos arranjos finais de planetas como o que vemos no Sistema Solar hoje. O GPI opera no telescópio Gemini Sul e fornece imagens diretas de alto contraste e de alta resolução, espectroscopia de campo integral e polarimetria de exoplanetas.

Fonte: UC Berkeley

SOHO celebra 20 anos de ciência espacial

Depois de 20 anos no espaço, a sonda SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) da ESA e da NASA ainda está forte.

© ESA/NASA/SOHO (tsunami solar)

Esta animação mostra um tsunami solar que se expande para fora a partir de uma região ativa mesmo depois de uma erupção solar, no dia 14 de julho de 2000.

A SOHO estuda o Sol e a sua influência para além do Sistema Solar, ela revolucionou este campo da ciência, também conhecido como heliofísica, fornecendo a base para mais de 5.000 artigos científicos. A SOHO também encontrou um papel inesperado como o maior caçador de cometas de todos os tempos, atingindo 3.000 descobertas cometárias em setembro de 2015.

Quando a SOHO foi lançada em 2 de dezembro de 1995, o campo da heliofísica parecia muito diferente do que é hoje. Ainda estavam por responder questões acerca do interior do Sol, da origem do fluxo constante de material liberado pelo Sol, conhecido como vento solar, e o misterioso aquecimento da atmosfera solar. Vinte anos mais tarde, não só temos uma ideia muito melhor sobre o que alimenta o Sol, como toda a nossa compreensão de como o Sol se comporta mudou.

"A SOHO mudou a visão popular do Sol, de uma imagem de objeto estático e imutável no céu, para o monstro dinâmico que é," afirma Bernhard Fleck, cientista do projeto SOHO para a ESA e do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA.

Até o próprio conceito de clima espacial, agora definido para abranger quaisquer eventos ou condições decorrentes do Sol que podem afetar sistemas tecnológicos espaciais e terrestres e, através destes, a vida e os esforços humanos, não era bem compreendido antes do lançamento da SOHO. Atualmente, pensava-se que as erupções solares eram o principal evento solar que afetava a Terra, em parte porque são os mais observados. Graças ao coronógrafo da SOHO, um tipo de câmara que usa um disco sólido para bloquear a face brilhante do Sol, a fim de melhor observar a comparativamente tênue atmosfera solar, conhecida como coroa, hoje sabemos que as nuvens gigantes que são expelidas pelo Sol, chamadas ejeções de massa coronal (EMCs) são uma grande parte do quebra-cabeças do clima espacial. Apesar de outros dois coronógrafos espaciais terem precedido o da SOHO, nenhum forneceu a mesma quantidade ou qualidade de observações.

"Muitas EMCs tênues escaparam à atenção dos coronógrafos mais velhos," afirma Joe Gurman, cientista do projeto SOHO em Goddard. "À luz dos dados da SOHO, percebemos que as EMCs são muito mais comuns e mais variáveis ao longo do ciclo solar."

As EMCs, nuvens enormes e velozes de material solar eletricamente carregado que contêm campos magnéticos incorporados, podem causar tempestades geomagnéticas quando colidem com o campo magnético da Terra, agitando-o e fazendo-os oscilar. A capacidade de ligar os efeitos das tempestades geomagnéticas - como as auroras, perturbações nos GPS e nas comunicações, correntes induzidas geomagneticamente, o que pode colocar em risco as redes elétricas - com eventos no Sol trouxe a ideia de clima espacial ao grosso da população.

"Graças à SOHO, há um crescente reconhecimento público de que vivemos na atmosfera alargada de uma estrela magneticamente ativa," afirma Gurman. "E as pessoas percebem que a atividade solar pode afetar a Terra."

Mas o coronógrafo da SOHO não foi o único instrumento com poder de mudança. Antes do lançamento da SOHO, transportando com ela o EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope), as únicas câmaras capazes de obter imagens do Sol no ultravioleta extremo - radiação que a atmosfera da Terra bloqueia, tornando impossíveis as observações a partir do solo - eram aquelas em foguetes-sonda suborbitais, que recolhem dados durante apenas alguns minutos por hora.

"Pela primeira vez, vimos no ultravioleta extremo ondas que percorriam o Sol a 1,6 milhões de quilômetros por hora," comenta Alex Young, cientista espacial também do Centro de Voo Espacial Goddard.

Estes tsunamis à superfície solar ocorrem em estreita articulação com as EMCs. Antes da descoberta dos tsunamis solares, os cientistas não tinham, normalmente, nenhuma maneira de saber se uma EMC se dirigia na direção da Terra ou na direção oposta, uma vez que todas as EMCs na linha Terra-Sol simplesmente aparecem em imagens do coronográfo como um halo gigante em torno do Sol.

Os cientistas quase que perdiam esta e outras descobertas da SOHO. Em 1998, a sonda ficou perdida por quatro meses devido a um erro de software. Uma equipe conjunta da ESA/NASA foi finalmente capaz de recuperar a nave espacial em setembro desse ano, em parte usando o radiotelescópio gigante de Arecibo para localizá-la e para restabelecer o comando. Este salvamento foi crucial para a heliofísica, dado que grande parte do sucesso científico da SOHO pode ser atribuído aos seus 20 anos de observação quase constante.

Apesar de ter alargado o nosso conhecimento de todas as facetas da heliofísica, a SOHO foi lançada para responder a três questões principais. A primeira, qual é a estrutura interna do Sol?

Embora os cientistas já tivessem desenvolvido teorias acerca das camadas de gás ionizado e do complexo campo magnético que compõem a nossa estrela mais próxima, não tinham maneira de confirmar as suas ideias a não ser observando a superfície do Sol. Mas a SOHO transporta um instrumento que pode fazer uma espécie de sonograma solar, auxiliando os pesquisadores a compreender a estrutura interna do Sol.

Isto ajudou a resolver o que ficou conhecido como o problema dos neutrinos solares, em que o número de um certo tipo de neutrinos solares observados na Terra não coincidia com o número previsto pelas nossas teorias sobre o Sol.

Descobriu-se mais tarde que os neutrinos podem sofrer uma alteração de tipo durante a sua viagem desde o Sol, o que explica a diferença entre as previsões e as observações. Esta pesquisa ganhou o Prêmio Nobel da Física em 2015.

A segunda questão que a SOHO foi concebida para responder era sobre a aceleração do vento solar. O Sol está constantemente perdendo material em todas as direções, mas a velocidade desse fluxo de material é muito superior ao que seria de esperar de uma visão relativamente simples do Sol. As observações da SOHO mostraram como alguns dos fluxos mais velozes do vento solar são acelerados em buracos coronais, áreas no Sol onde o campo magnético está aberto para o espaço interplanetário.

Até agora, ainda ninguém conseguir responder definitivamente à terceira questão da SOHO, o que causa as extraordinariamente altas temperaturas na atmosfera do Sol, a coroa?

A coroa é incrivelmente quente, centenas de vezes mais quente que as camadas abaixo; sendo que a fonte de energia do Sol está no seu centro, basicamente seria de esperar que a coroa, a sua camada mais externa, fosse a mais fria.

As observações da SOHO forneceram a base de muitas explicações possíveis para o problema do aquecimento coronal mas, apesar de ser conhecido, ainda não foi resolvido. No entanto, a missão Solar Probe Plus da NASA, com lançamento previsto para 2018, vai voar mais perto do Sol do que qualquer outra nave a fim de investigar esta mesma questão.

A Solar Probe Plus é uma de muitas missões moldadas pela SOHO e pelas suas descobertas. Outras incluem a SDO (Solar Dynamics Observatory), as STEREO (Solar and Terrestrial Relations Observatory) e a IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph), as três da NASA, como também a Hinode da JAXA/NASA.

Fonte: ESA

Detectadas ondas de explosão de rádio a 6 bilhões de anos-luz

Astrônomos detectaram uma rápida explosão de rádio a cerca de 6 bilhões de anos-luz de distância, uma das menos de duas dezenas desse tipo de evento descobertos nos últimos dez anos.

© Beijing Planetarium/Jingchuan Yu (ilustração de uma rápida explosão de rádio)

As rápidas explosões de rádio (FRBs) são misteriosas explosões de energia que ocorrem no espaço e que aparecem como rápidos flashes de ondas de rádio nos telescópios da Terra. Essas explosões têm intrigado os astrônomos desde que elas foram reportadas pela primeira vez a uma década atrás. Embora somente 16 dessas explosões tenham sido registradas, eles acreditam que possam existir milhares delas por dia.

Vasculhando mais de 650 horas de dados obtidos pelo telescópio Green Bank (GBT) do NRAO, um grupo internacional de astrônomos descobriu o mais detalhado registro já feito até hoje de uma FRB.

O grupo liderado pelo Dr. Kiyoshi Masui, da Universidade de British Columbia, analisou cerca de 40 terabytes de dados do GBT e identificou mais de 6.000 candidatos a FRB. foram analisados os dados de cada um dos sinais, até restar somente um candidato a FRB 110523.

“Escondida dentro de uma quantidade enorme de dados, nós encontramos um sinal muito peculiar que se ajusta a todas as características de uma FRB, mas com um elemento extra muito importante, que nós simplesmente nunca tínhamos visto antes,” disse o Dr. Jeffrey Peterson, membro da equipe, da Universidade de Carnegie Mellon.

De acordo com os astrônomos, a FRB 110523, originou a cerca de seis bilhões de anos-luz de distância, dentro de uma região altamente magnetizada do espaço, possivelmente interligada a uma supernova ou ao interior de uma nebulosa ativa de formação de estrelas.

Eles descobriram que essa FRB exibia uma Rotação de Faraday, ondas de rádio que se torcem como um parafuso, características que elas adquirem ao passarem através de um poderoso campo magnético.

“Nós agora sabemos que a energia dessa FRB passou através de uma região densa e magnetizada, logo depois de ter se formado. Isso significantemente estreita a definição do ambiente da fonte e o tipo de evento que pode ter originado a explosão,” disse o Dr. Masui.

Usando uma relação entre as duas coisas, os astrônomos foram capazes de determinar suas localizações relativas. A mais forte está muito perto da fonte da explosão, dentro de aproximadamente 100.000 anos-luz, colocando-a dentro da galáxia da fonte.

Somente duas coisas poderiam deixar esse tipo de impressão no sinal, notam os astrônomos: uma densa nebulosa associada com a fonte, ou um local dentro da região central da galáxia hospedeira.

“Juntos, esses dados impressionantes revelam mais sobre uma FRB do que nós já tínhamos visto antes e nos dão importantes variáveis sobre esses eventos misteriosos. Nós também temos uma nova ferramenta impressionante para vasculhar através dos arquivos de dados e descobrir mais exemplos e assim nos colocar mais perto do total entendimento da natureza dessas explosões,” completou o Dr. Masui.

Fonte: Nature

Nebulosas da constelação de Auriga

Rica em aglomerados estelares e em nebulosas, a antiga constelação de Auriga, o Cocheiro, se ergue alta nos céus de inverno do hemisfério norte.

© Fritz Helmut Hemmerich (Nebulosas da constelação de Auriga)

Composta por dados obtidos através de filtros de banda curta e banda longa e se espalhando por aproximadamente 8 Luas Cheias (4 graus no céu), esta imagem telescópica profunda mostra algumas das belezas celestes da Auriga. O campo inclui a região de emissão IC 405 (na parte superior esquerda) localizada a cerca de 1.500 anos-luz de distância da Terra. Esta região é também conhecida como Nebulosa da Estrela Reluzente, onde suas nuvens vermelhas convolutas de gás hidrogênio brilhante são energizadas por estrelas quentes do tipo O AE Aurigae. A IC 410 (na parte superior direita) é significantemente mais distante, a 12.000 anos-luz de distância da Terra. A região de formação de estrelas é famosa pelo seu jovem aglomerado estelar mergulhado em seu interior, a NGC 1893, e as nuvens de poeira e gás em forma de girino. A IC 417 e a NGC 1931 na parte inferior direita da imagem, conhecidas como a Aranha e a Mosca , são também jovens aglomerados de estrelas mergulhados em suas nuvens originais que se localizam distantes da IC 405. O aglomerado de estrelas NGC 1907 está localizado perto da borda inferior da imagem, um pouco à direita do centro. O campo de visão acima repleto de objetos localiza-se ao longo do plano da Via Láctea na direção aproximada do anticentro galáctico.

Fonte: NASA

Jato incomum sendo emitido por buraco negro supermassivo

Um grupo de cientistas, liderado pelo Dr. Sjoert van Velzen da Universidade Johns Hopkins, observou uma nova maneira para o plasma escapar da força gravitacional de um buraco negro supermassivo.

© NASA/Goddard Space Flight Center (ilustração de um buraco negro consumindo uma estrela)

Os resultados são baseados nas observações de rádio rastreando uma estrela que se rompeu devido à força do buraco negro supermassivo, que situa-se no centro da PGC 43234, uma galáxia localizada a aproximadamente 290 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Esses eventos violentos levaram a uma explosão de luz que é produzida à medida que pedaços da estrela caem no buraco negro supermassivo.

Pela primeira vez, os astrônomos foram capazes de mostrar que essa explosão é seguida de um sinal de rádio da matéria que foi capaz de escapar do buraco negro viajando para longe num jato a uma velocidade próxima à velocidade da luz.

A descoberta do jato foi possível por meio de uma análise observacional depois de uma ruptura estelar, conhecida como ASASSN-14li, que foi anunciada no início desse ano.

“O evento foi registrado pela primeira vez pelo All-sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) e depois registrado com o Arcminute Microkelvin Imager Large Array (AMI LA), localizado em Cambridge,” disse a Dra. Gemma Anderson, um dos membros da equipe, do International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR).

Jatos, normalmente são observados em associação com buracos negros, mas seu mecanismo de lançamento permanece um mistério. A maior parte dos buracos negros supermassivos são alimentados de forma constante por gás, levando a jatos que vivem por milhões de anos e mudam pouco na escala da vida humana.

Contudo, o jato do buraco negro da PGC 43234, se comportou de forma muito diferente: as observações mostram que depois de uma breve injeção de energia, ela produz fogos de artifícios curtos, porém, espetaculares. O jato observado foi antecipado pelo chamado Scale-Invariant Model Of Accretion. Ele prevê que todos os objetos compactos que crescem com matéria se comportam e parecem o mesmo depois de uma simples correção baseada na massa do objeto.

“Eu sempre gostei muito da natureza elegante da teoria da escala invariante, mas as observações prévias nunca encontraram evidências para o novo tipo de jato previsto,” disse o Dr. Van Velzen.

As observações sugerem que esses jatos poderiam ser comuns e observações prévias simplesmente não foram sensíveis o suficiente para detectá-los.

As novas descobertas foram publicadas na revista Science.

Fonte: Johns Hopkins University

Um exoplaneta azul ao redor de uma anã vermelha

Uma equipe de astrônomos usou a rede LCOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope) para detectar luz dispersa por partículas minúsculas (espalhamento de Rayleigh), através da atmosfera de um exoplaneta em trânsito.

© NAOJ (ilustração do exoplaneta GJ 3470b e da sua estrela)

Isto sugere um céu azul neste exoplaneta com o tamanho de Netuno, localizado a apenas 100 anos-luz de distância.

Os trânsitos ocorrem quando um exoplaneta passa em frente da sua estrela progenitora, reduzindo por uma pequena fração a quantidade de luz estelar emitida. Quando a órbita de um exoplaneta está alinhada com o nosso ponto de vista na Terra, é possível medir o tamanho de um planeta em diferentes comprimentos de onda a fim de gerar um espectro da sua atmosfera. O espectro então revela as substâncias presentes na atmosfera exoplanetária e, portanto, a sua composição. Esta medição é frequentemente realizada usando radiação infravermelha, onde o planeta é mais brilhante e mais facilmente observado. Durante os últimos anos, os pesquisadores estão estudando as atmosferas de vários exoplanetas pequenos com telescópios terrestres e espaciais, mas a determinação da sua composição é sempre um desafio com este método. Isto porque ou os planetas têm nuvens (que obscurecem a atmosfera) ou as medições não são suficientemente precisas.

Com quatro vezes o tamanho da Terra, GJ 3470b é um exoplaneta mais próximo, em tamanho, do nosso próprio planeta do que dos chamados "Júpiteres Quentes" (com cerca de dez vezes o tamanho da Terra), que até agora perfazem a maioria dos exoplanetas com atmosferas bem caracterizadas. Astrônomos liderados por Diana Dragomir da Universidade de Chicago, EUA, debruçaram-se sobre a descoberta feita por outro grupo, cujos resultados sugeriram a presença de espalhamento de Rayleigh na atmosfera de GJ 3470b. A equipe da Dra. Dragomir adquiriu e combinou observações de trânsito de todos os locais do observatório LCOGT (Havaí, Texas, Chile, Austrália e África do Sul) para confirmar de forma conclusiva a detecção de espalhamento de Rayleigh no GJ 3470b.

O resultado é importante por várias razões. O GJ 3470b é o menor exoplaneta para qual existe uma deteção de espalhamento de Rayleigh. Embora se pense que este exoplaneta seja nublado ou enevoado, a medição infere que ele tem uma atmosfera espessa e rica em hidrogênio por baixo de uma camada de neblina que espalha luz azul. Na verdade, no GJ 3470b o céu é azul. Além disso, o exoplaneta orbita uma pequena anã vermelha, o que significa que bloqueia uma grande quantidade de luz estelar durante cada trânsito, o que os torna fáceis de detectar e que torna o planeta mais facilmente caracterizável. Finalmente, esta medição é a primeira detecção nítida de uma característica espectroscópica na atmosfera de um exoplaneta feita apenas com telescópios pequenos (1,0 e 2,0 m). A equipe também complementou os dados do LCOGT com observações obtidas pelo telescópio Kuiper de 1,5 m no estado americano do Arizona.

A Dra. Dragomir, que realizou o projeto enquanto pesquisadora no LCOGT, diz que "esta detecção leva-nos mais perto de compreender a natureza de exoplanetas cada vez mais pequenos através do uso de uma nova abordagem que permite investigar as atmosferas de exoplanetas, mesmo que sejam nublados." Ao mesmo tempo, o resultado destaca o papel que telescópios com poucos metros de abertura podem desempenhar na caracterização das atmosferas destes mundos.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Las Cumbres Observatory Global Telescope

Sinal de luz de estrela diminui por causa de fragmentos de exocometa

Novas observações feitas da estrela incomum KIC 8462852 efetuadas através do telescópio espacial Spitzer da NASA sugerem que seu estranho sinal de luz provavelmente é causado por fragmentos de um cometa extrassolar.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de estrela e fragmentos de cometa)

A KIC 8462852, também conhecida como TYC 3162-665-1 ou 2MASS J20061546+4427248, é uma estrela da sequência principal, localizada na constelação de Cygnus, a cerca de 1.480 anos-luz de distância da Terra.

O telescópio espacial Kepler da NASA tem monitorado a estrela por alguns anos, observando incidentes incomuns em 2011 e 2013, quando a luz da estrela diminuiu de uma maneira nunca antes observada. A estrela apresentou quedas no brilho de cerca de 22%. Seu brilho também mudou irregularmente, algumas vezes por dias, e até mesmo meses.

Alguma coisa passou na frente da KIC 8462852 e bloqueou sua luz, mas o que?

Foi uma Esfera de Dyson, construída por uma civilização alienígena avançada para coletar energia da estrela? Foi uma colisão ocorrida no cinturão de asteroide da KIC 8462852? Foi uma nuvem empoeirada de rochas e detritos? Foi um impacto gigante que destruiu um exoplaneta próximo da estrela? Ou foi uma família de exocometas que se colapsou ao passar perto da estrela?

Em Setembro de 2015, a Dra. Tabetha Boyajian da Universidade de Yale e seus co-autores sugeriram que uma família de cometas seria a explicação mais provável.

Um novo estudo usando os dados do telescópio espacial Spitzer focou no mistério da KIC 8462852, descobrindo mais evidências para o cenário envolvendo exocometas.

“O cenário no qual a diminuição no brilho da luz da KIC 8462852 foi causado pela destruição de uma família de cometas permanece sendo a melhor explicação”, disse o Dr. Massimo Marengo, da Universidade do Estado de Iowa.

O Dr. Marengo, o Dr. Alan Hulsebus do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics e a Dra. Sarah Willis do MIT Lincoln Laboratory estudaram a estrela com os dados infravermelhos do Spitzer.

Os astrônomos observaram dois comprimentos de onda diferentes do infravermelho: um mais curto foi consistente com uma estrela típica e um mais longo mostrou algumas emissões de infravermelho, mas não o suficiente para alcançar o limite de detecção.

Eles concluíram que não existe excesso de emissões de infravermelho e assim, não existe um sinal de uma colisão no cinturão de asteroide da estrela, não existe um impacto gigante ou um exoplaneta, ou uma nuvem empoeirada de detritos e rochas.

“Assim, a destruição de uma família de cometas perto da estrela é a explicação mais provável, para o misterioso apagamento da estrela”, disse o Dr. Marengo.

“Os fragmentos do cometa viajam rapidamente numa órbita bem inclinada e elíptica que poderia criar uma grande nuvem de detritos que poderia apagar o brilho da estrela. Quando a nuvem passasse, o brilho da estrela voltaria ao normal e não deixaria traços de excesso na luz infravermelha”.

De acordo com a equipe, mais observações são necessárias para ajudar a entender definitivamente o que acontece com a KIC 8462852.

O estudo foi publicado no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Scientific American

Quando Alice no País das Maravilhas encontra Albert Einstein

Faz hoje um século que Albert Einstein publicou a sua teoria da relatividade geral, uma das conquistas científicas mais importantes do século passado.

© Hubble/Chandra/J. Irwin (Gato de Cheshire)

Um resultado fundamental da teoria de Einstein é que a matéria distorce o espaço-tempo e, portanto, um objeto massivo pode provocar uma curvatura observável na luz de um objeto de fundo. O primeiro sucesso da teoria foi a observação, durante o eclipse solar total em 29 de maio de 1919, de que a luz de uma estrela distante de fundo era desviada exatamente pelo montante previsto à medida que passava perto do Sol.

Desde então, os astrônomos já encontraram muitos exemplos deste fenômeno, conhecido como efeito de lente gravitacional. Mais do que apenas uma ilusão cósmica, o efeito de lente gravitacional fornece uma maneira de examinar galáxias e grupos de galáxias extremamente distantes que, de outra forma, seriam impossíveis mesmo com os telescópios mais avançados.

Os últimos resultados do grupo de galáxias "Gato de Cheshire" (SDSS J103842.59+484917.7) mostram como as manifestações da teoria de 100 anos de Einstein podem levar a novas descobertas hoje. Algumas das características são, na realidade, galáxias distantes cuja luz foi esticada e dobrada por grandes quantidades de matéria, a maioria da qual sob a forma de matéria escura, detectável apenas por meio do seu efeito gravitacional, encontrado no sistema.

Mais especificamente, a massa que distorce a luz galáctica distante encontra-se em torno de duas galáxias gigantes que formam os "olhos" e uma galáxia que forma o "nariz". Os arcos múltiplos da "face" circular surgem de lentes gravitacionais de quatro galáxias diferentes de fundo, bem atrás das galáxias dos "olhos". As galáxias individuais do sistema, bem como os arcos da lente gravitacional, são vistas no óptico pelo telescópio espacial Hubble.

Cada galáxia "olho" é o membro mais brilhante do seu próprio grupo de galáxias e estes dois grupos correm em direção um ao outro a mais de 480.000 km/h. Os dados do observatório de raios X Chandra da NASA (em púrpura) mostram gás quente aquecido até milhões de graus, evidência de que os grupos galácticos estão batendo um no outro. Os dados em raios X também revelam que o "olho" esquerdo do grupo do Gato de Cheshire contém, no seu centro, um buraco negro supermassivo e ativo.

O grupo galáctico do Gato de Cheshire pode se tornar um grupo fóssil, definido como um conjunto de galáxias que contém uma galáxia elíptica gigante e outras galáxias muito mais pequenas e tênues. Os grupos fósseis podem representar uma fase temporária que quase todos os grupos galácticos atravessam em algum ponto da sua evolução. Por isso, os astrônomos estão ansiosos por compreender as propriedades e o comportamento destes grupos.

O Gato de Cheshire representa a primeira oportunidade para estudar o progenitor de um grupo fóssil. Estima-se que os dois "olhos" do gato se fundam daqui a cerca de bilhões de anos deixando, num grupo combinado, uma galáxia muito grande e dúzias de galáxias mais pequenas. Nesse ponto, a fusão irá gerar um grupo fóssil e um nome mais apropriado será o grupo "Ciclopes".

O novo artigo científico sobre o Gato de Cheshire foi recentemente publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

As aparições da supernova Refsdal

Astrônomos utilizaram o instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal, para obterem a oportunidade única de testarem o seu conhecimento relativo a aglomerados de galáxias massivos, fazendo a primeira previsão de um evento observacional do Universo distante antes deste se ter realmente tornado visível.

© STScI (as aparições da supernova Refsdal)

Imagens do aglomerado de galáxias MACS J1149+2223, obtidas pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA em novembro de 2014, revelaram uma estrela distante explodindo, caracterizando uma supernova, mas de um modo completamente diferente de qualquer outra observada anteriormente. Com o nome informal de Refsdal, em referência ao astrônomo norueguês Sjur Refsdal, que foi pioneiro no estudo de lentes gravitacionais. A Refsdal trata-se da primeira supernova que se observou em quatro imagens separadas criadas através do processo conhecido por lente gravitacional, formando assim uma Cruz de Einstein quase perfeita em torno de uma das galáxias do aglomerado.
O efeito de lente gravitacional é uma consequência da teoria da relatividade geral de Albert Einstein. O artigo científico que define as equações que mudaram de forma fundamental o nosso conhecimento relativo à gravidade, foi publicado em 25 de novembro de 1915, ou seja, há exatamente um século.
Foram feitas observações cruciais das distâncias exatas às galáxias na região do MACS J1149+2233 com o MUSE em janeiro de 2015. Estas observações permitiram a obtenção de modelos da distribuição de matéria no interior do enorme aglomerado de galáxias com mais precisão do que a alguma vez conseguida até agora. Este resultado levou a várias previsões de quando e onde é que outra imagem da supernova distante voltará a aparecer, uma repetição instantânea na maior tela que podemos imaginar.
Uma vez que a radiação que forma as múltiplas imagens da supernova toma caminhos de tamanho diferente para chegar à Terra, estas imagens aparecerão em diferentes momentos e em diferentes posições no céu.
Usando todos os dados disponíveis do MUSE e combinando-os com as observações do Hubble, uma equipe de astr\õnomos liderada por Claudio Grillo (Dark Cosmology Centre no Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhagen, na Dinamarca) previu que uma repetição deste fenômeno terá o seu máximo de brilho entre março e junho de 2016, com uma possível primeira detecção antes do final de 2015. Está previsto não só quando e onde é que se espera que a supernova se torne outra vez visível, mas também, e de forma aproximada, quão brilhante é que será.
O Hubble está agora observando periodicamente o aglomerado na expectativa de ver este evento único, pondo assim à prova de forma derradeira os modelos dos astrônomos.
Estas observações realçam a função fundamental que o MUSE e o VLT desempenham na exploração do Universo distante, assim como a sinergia que existe entre o Hubble e os observatórios existentes no solo.

Fonte: ESO

Revelado o segredo da perda de peso de uma estrela evoluída

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO uma equipe de astrônomos captou as imagens mais detalhadas até hoje da estrela hipergigante VY Canis Majoris.

© ESO (ambiente que rodeia a estrela VY Canis Majoris)

Estas observações mostram como é que o tamanho inesperadamente grande das partículas de poeira que rodeiam a estrela faz com que esta perca uma enorme quantidade de massa no momento em que começa a morrer. Este processo, agora compreendido pela primeira vez, é crucial já que prepara estrelas tão grandes para o seu final explosivo sob a forma de supernovas.

VY Canis Majoris é um Golias estelar, uma hipergigante vermelha, uma das maiores estrelas conhecidas na Via Láctea. Tem 30 a 40 vezes a massa do Sol e é 300.000 mais luminosa. No seu estado atual, a estrela atingiria a órbita de Júpiter, uma vez que se expandiu de forma tremenda ao entrar nas fases finais de sua vida.
As novas observações desta estrela foram obtidas com o instrumento SPHERE instalado no VLT. O sistema de óptica adaptativa deste instrumento corrige as imagens muito melhor do que os sistemas anteriores, permitindo observações muito detalhadas de estruturas muito próximas de objetos luminosos. O SPHERE revelou de forma clara como é que a luz brilhante de VY Canis Majoris ilumina as nuvens de material que a rodeiam.
Ao usar o modo ZIMPOL do SPHERE, a equipe pôde ver não apenas mais profundamente o núcleo da nuvem de gás e poeira que rodeia a estrela, mas também como é que a luz estelar está sendo dispersada e polarizada pelo material à sua volta. Estas medições foram cruciais para descobrir as propriedades furtivas da poeira.
Análises cuidadosas dos resultados da polarização revelaram que os grãos de poeira são partículas relativamente grandes, com um tamanho de 0,5 micrômetros, o que pode parecer pequeno, mas grãos deste tamanho são cerca de 50 vezes maiores do que a poeira encontrada normalmente no espaço interestelar.
Ao longo da sua expansão, as estrelas massivas liberam enormes quantidades de matéria; todos os anos VY Canis Majoris expele da sua superfície o equivalente a 30 vezes a massa da Terra sob a forma de gás e poeira. Esta nuvem de material é empurrada para o exterior antes da estrela explodir, instante em que parte da poeira é destruída e a restante é lançada para o meio interestelar. Esta matéria é depois usada, juntamente com os elementos mais pesados formadas durante a explosão da supernova, por novas gerações de estrelas, que podem usar o material para formar planetas.
Até agora não se sabia como é que o material existente nas camadas mais superiores da atmosfera destas estrelas gigantes era empurrado para o espaço antes da estrela explodir. O candidato mais provável era a pressão de radiação, a força exercida pela luz estelar. Como esta pressão é muito fraca, o processo depende de grãos de poeira grandes, de modo a garantir uma área de superfície suficiente para a obtenção de um efeito apreciável. As partículas de poeira devem ser suficientemente grandes para garantir que a radiação estelar as empurre, mas não demasiadamente grandes para que esta radiação seja simplesmente absorvida. Se forem pequenas demais, a radiação estelar passará de forma eficaz através da poeira; grandes demais e a poeira torna-se demasiado pesada para poder ser empurrada. A poeira que a equipe observou em torno de VY Canis Majoris tem precisamente o tamanho certo para ser empurrada para o exterior pela radiação estelar de forma eficaz.
“As estrelas massivas têm vidas curtas,” diz o autor principal do artigo científico que descreve estes resultados, Peter Scicluna, da Academia Sinica, Instituto de Astronomia e Astrofísica de Taiwan. “Quando se aproximam dos seus últimos dias, estas estrelas perdem muita massa. No passado, podíamos apenas tecer teorias sobre como é que isto aconteceria. Mas agora, e graças aos novos dados obtidos pelo SPHERE, descobrimos enormes grãos de poeira em torno da hipergigante. Estas partículas são suficientemente grandes para ser empurradas pela intensa pressão de radiação da estrela, o que explica a rápida perda de massa deste objeto.”
Os grandes grãos de poeira observados tão próximo da estrela implicam que a nuvem pode dispersar de modo efetivo luz visível emitida pela estrela e pode ser empurrada pela sua pressão de radiação. O tamanho dos grãos de poeira significa também que muitos destes grãos serão capazes de sobreviver à radiação produzida pela explosão inevitável de VY Canis Majoris sob a forma de supernova. Esta poeira irá integrar o meio interestelar circundante, alimentando futuras gerações de estrelas e possivelmente contribuirão na formação de planetas.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Large dust grains in the wind of VY Canis Majoris”, de P. Scicluna et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Tempo longo de exposição mostra a constelação de Órion

A constelação de Órion, é muito mais do que três estrelas alinhadas, as “Três Marias”.

© Stanislav Volskiy/Judy Schmidt (constelação de Órion)

Ela é uma região do espaço rica, e cheia de nebulosas impressionantes. Para melhor apreciar essa parte do céu bem conhecida, uma imagem de exposição extremamente longa foi feita, durante muitas noites dos anos de 2013 e 2014. Depois de 212 horas de tempo de exposição e um ano de processamento, a colagem final feita com 1.400 exposições se espalha por mais de 40 vezes o diâmetro angular da Lua Cheia. Dos muitos detalhes interessantes que se tornaram visíveis, um que particularmente chamou a atenção foi o Loop de Barnard, o brilhante filamento vermelho circular que aparece no meio da imagem. A Nebulosa Rosette, não é a gigantesca nebulosa vermelha perto do topo da imagem, essa é a maior e menos conhecida nebulosa Lambda Orionis. A Nebulosa Rosette é visível na parte superior esquerda da imagem, com uma tonalidade vermelho esbranquiçada. A estrela laranja brilhante acima do centro da imagem é Betelgeuse, enquanto que a estrela brilhante azul na parte inferior direita é Rigel. Outras nebulosas famosas visíveis na imagem, incluem a Nebulosa da Cabeça da Bruxa, a Nebulosa Flame, e a Nebulosa da Pele de Raposa, e também poderá ser vista a pequena Nebulosa da Cabeça do Cavalo. Sobre as famosas três estrelas que cruzam o cinturão de Órion, nessa imagem repleta de informações talvez seja difícil localizá-las, mas olhos bem treinados podem encontrá-las no centro da imagem.

© Stanislav Volskiy/Judy Schmidt (constelação de Órion, anotada)

Fonte: NASA

Reciclando a galáxia Concha do Mar

Em consequência de uma antiga colisão entre galáxias há 200 milhões de anos-luz da Terra, restos de uma galáxia rica em gás, a NGC 5291, foram expulsos para o espaço intergaláctico.

© Johannes Schedler (NGC 5291)

A NGC 5291, também conhecida por galáxia Concha do Mar, e a provável galáxia agressora, foi captada perto do centro desta paisagem cósmica espetacular. Esta imagem nítida obtida por um telescópio terrestre enquadra o aglomerado galáctico Abell 3574 na constelação meridional de Centaurus.

Espalhadas ao longo de longas caudas de maré com 100.000 anos-luz, notam-se aglomerados de matéria que parecem galáxias anãs, mas são carentes de estrelas velhas, aparentemente dominadas por estrelas jovens e regiões ativas de formação estelar.

Estas galáxias anãs são incomumente ricas em elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio. Elas provavelmente nasceram no espaço intergaláctico, reciclando os escombros enriquecidos oriundos da NGC 5291.

Fonte: NASA

Hubble vê uma nova galáxia elíptica

No centro desta imagem surpreendente obtida pelo Hubble está a galáxia elíptica NGC 3610.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 3610)

Ao redor da galáxia estão presentes uma riqueza de outras galáxias de todas as formas. Há galáxias espirais, de galáxias com uma barra em suas regiões centrais, galáxias distorcidas e galáxias elípticas, todas visíveis no fundo. Na verdade, quase todos os pontos brilhantes nesta imagem é uma galáxia, as poucas estrelas em primeiro plano são claramente distinguíveis devido aos picos de difração (linhas que irradiam a partir de fontes de luz brilhantes ao refletirem imagens no telescópio) que sobrepõem suas imagens.

A NGC 3610 é, naturalmente, o objeto mais proeminente nesta imagem. Foi descoberta em 1793 por William Herschel, que mais tarde foi encontrado um disco nesta galáxia elíptica. Isto é muito incomum, pois discos são uma das principais características distintivas de uma galáxia espiral. E o disco na NGC 3610 é notavelmente brilhante.

A razão para a forma peculiar da NGC 3610 deriva da sua história de formação. Quando as galáxias se formam, elas geralmente se assemelham a nossa galáxia, a Via Láctea, com discos planos e braços espirais, onde as taxas de formação estelar são elevadas tornando-as muito brilhantes. Uma galáxia elíptica é um objeto muito mais desordenado que resulta da fusão de duas ou mais galáxias de disco. Durante estas fusões mais violentas a estrutura interna das galáxias originais é destruída. O fato da NGC 3610 mostrar ainda alguma estrutura sob a forma de um disco brilhante implica que se formou apenas em pouco tempo atrás. A idade da galáxia foi estimada em cerca de quatro bilhões de anos e é um objeto importante para estudar as fases iniciais de evolução em galáxias elípticas.

Fonte: ESA