Encontrada evidência de um nono planeta no Sistema Solar

O Sistema Solar parece ter um novo nono planeta no Sistema Solar.

© Caltech/R. Hurt (ilustração do Planeta Nove)

A alegação é a mais forte ainda na busca secular pelo "Planeta X" além de Netuno. A busca tem sido atormentada por reivindicações rebuscadas e até mesmo charlatanismo.

Os cientistas Mike Brown e Konstantin Batygin, do Instituto de Tecnologia da Califórnia, apresentaram o que eles dizem ser uma evidência circunstancial forte para a existência de um grande planeta ainda não descoberto; talvez, com uma massa 10 vezes a massa da Terra, orbitando os confins do nosso Sistema Solar, muito além da órbita de Plutão. Os cientistas inferiram sua presença, por meio de anomalias encontradas nas órbitas de seis objetos do chamado Cinturão de Kuiper.

Não existe ainda uma confirmação observacional da descoberta, mas as evidências são tão fortes que os especialistas Chad Trujilo do observatório Gemini no Havaí e David Nesvorny do Southwest Research Institute (SwRI) em Boulder no Colorado ficaram impressionados e bem convencidos de que deve mesmo haver um grande planeta nas fronteiras da nossa vizinhança cósmica.

Batygin e Brown não foram os primeiros cientistas a argumentarem a existência de um novo planeta no Sistema Solar. Em 2014, o próprio Trujillo publicou um artigo na revista Nature onde mostra a existência de um objeto muito menor, o 2012 VP113, juntamente com a existência de corpos anteriormente não identificados na região mais externa do nosso Sistema Solar.

Brown e Batygin utilizaram parte do trabalho feito por Trujillo e por outros cientistas e analisaram os objetos descobertos. Notaram que o eixo maior da órbita destes objetos caia no mesmo quadrante no céu, ou seja, eles apontavam na mesma direção; dois objetos podem ter a mesma órbita. Mas, quando Brown e Batygin plotaram a órbita de outros objetos e observaram que todas elas estavam alinhadas, veio a surpresa. Eles então pensaram, que algo deveria existir para poder fazer com que as órbitas de todos estes objetos ficassem alinhadas, não devia ser somente uma coincidência. Quando eles então partiram para a ideia de colocar um planeta em seus modelos, viram todas as órbitas se alinhando.

© Caltech/R. Hurt (órbita do Planeta Nove)

Nos seus modelos, o planeta que melhor ajustava aos dados tinha uma massa 10 vezes maior que a massa da Terra, denominado Super Terra, que é um dos tipos de exoplanetas mais encontrado em outras estrelas, mas até agora não tinha sido determinado nenhum, no Sistema Solar. Este planeta, o Planeta Nove, é um pouco menor que Netuno, o quarto maior planeta do Sistema Solar, que tem uma massa 17 vezes maior que a da Terra. É muito provável que a sua órbita seja extremamente alongada, sendo o ponto mais próximo a 35 bilhões de quilômetros do Sol, e o ponto mais distante, a cerca de 3 a 6 vezes esta distância.

Mesmo a esta grande distância, o Planeta Nove, poderia a princípio ser registrado por telescópios na Terra, mais facilmente com o telescópio Subaru no Havaí, que não somente tem um imenso espelho para coletar a luz, mas também tem um grande campo de visão, o que permitiria que os astrônomos pudessem vasculhar o céu de forma eficiente.

Até que se tenha uma confirmação observacional, os astrônomos não podem dizer que o Planeta Nove existe de verdade, mas desta vez, as evidências e os argumentos são muito fortes para que isto seja real.

Esta história nos faz voltar no tempo e lembrar de outras histórias na descoberta de planetas no Sistema Solar. Em 10 de Setembro de 1846, John Herschel disse para a British Association for the Advancement of Science, que irregularidades haviam sido detectadas na órbita de Urano, sugerindo que a gravidade de algo até então desconhecido, talvez um planeta massivo estivesse causando as perturbações. Herschel disse:

“Nós vimos isto, do mesmo modo que Cristóvão Colombo viu a América desde a costa da Espanha. Seus movimentos têm sido sentidos em nossas análises com uma certeza um pouco inferior à demonstração ocular”. Apenas duas semanas depois desta palestra, o planeta Netuno foi descoberto, no local exato, que os teóricos haviam calculado onde ele estaria.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Science & Scientific American

As propriedades dos núcleos protoestelares

Estrelas como o Sol começam suas vidas como núcleos densos e frios de gás e poeira que colapsam sob a influência da gravidade até que a fusão possa iniciar.

© NASA/Spitzer/P. Myers (estrela jovem e nuvem de poeira de formação estelar)

A imagem acima em cores falsas no infravermelho mostra uma estrela jovem, nuvem de poeira de formação estelar com vários núcleos embutidos (identificado em vermelho). Um novo estudo em infravermelho dos núcleos estelares em vários estágios de desenvolvimento permitiu a obtenção das temperaturas, densidades e características evolutivas de jovens berçários estelares.

Estes núcleos contêm de centenas a milhares de vezes a massa do Sol de material e têm uma densidade de gás mil vezes maior do que as regiões interestelares típicas (o valor típico é de uma molécula por centímetro cúbico). Como o processo de colapso ocorre nestes núcleos é algo pouco compreendido, desde o número de estrelas que se formam, até os fatores que determinam suas massas, bem como a escala de tempo detalhada para o nascimento de uma estrela. O material, por exemplo, pode simplesmente cair livremente para o centro do núcleo, mas em cenários mais realistas, a queda é inibida pela pressão do gás aquecido, pelos movimentos tubulentos e campos magnéticos, ou alguma combinação desses fatores.

Os astrônomos estão estudando ativamente essas questões, observando jovens estrelas no processo de nascimento. A poeira nesses núcleos natais faz com que o material seja opaco para a luz óptica, necessitando de observações em outros comprimentos de onda, em particular no infravermelho, submilimétrico e rádio nos estágios iniciais da formação das estrelas, uma estrela embrionária aquece a nuvem de poeira ao redor com temperaturas entre 10 e 30 Kelvin, antes que os ventos estelares e a radiação, sopre  o material para longe expondo a estrela recém-nascida. Os astrônomos do Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) Andres Guzman e Howard Smith, junto com seus colegas, completaram uma análise de 3.246 núcleos de formação de estrelas, a maior amostragem já feita. Os núcleos frios foram descobertos com o Submillmetre-Wavelength Sky Survey APEX, e então observados em 16 linhas espectrais submilimétricas, a informação espectral permitiu a determinação da distância  de cada núcleo, bem como a análise química e os movimentos internos do gás. O novo estudo combina esses resultados com medidas do infravermelho distante feitas pelo observatório espacial Herschel da ESA. Os dados do Herschel permitiram que o cálculo da densidade da poeira, a massa e a temperatura de cada núcleo; o grande conjunto de dados permitiu comparações estatísticas úteis entre os núcleos com vários parâmetros.

As fontes nas amostras investigadas caíram genericamente em quatro categorias: aglomerados quiescentes, que têm temperaturas mais frias 16,8 Kelvin, e o mínimo de emissão infravermelha; aglomerados protoestelares, que são fontes com os objetos estelares identificáveis mais jovens; regiões de hidrogênio ionizado, que são núcleos dentro dos quais as estrelas ionizaram alguma parte do gás ao redor; e núcleos de foto dissociação, os mais quentes do conjunto, que possuem poeira com temperaturas de cerca de 28 Kelvin, são um pouco mais desenvolvidos e mais brilhantes do que os núcleos ionizados de hidrogênio. Embora os grupos se sobreponham em suas propriedades, a grande amostra permite que os cientistas possam concluir que, na média, nos aglomerados quiescentes a temperatura da poeira aumenta em direção às regiões externas, enquanto que as temperaturas nos núcleos protoestelares e de hidrogênio ionizado aumentam em direção às regiões internas, consistente com a ideia de que eles estão sendo internamente aquecidos. O último também tende a ter densidades de poeira que aumentam mais fortemente do que nos núcleos quiescentes.

Este estudo também identificou uma população de objetos particularmente frios e escuros no infravermelho que estão provavelmente ainda no estágio de contração, ou pela mesma razão, têm sua formação de estrela abortada. O novo estudo e o seu catálogo estão apenas no começo, agora que a poeira em todos esses núcleos foi bem caracterizada, os astrônomos podem associar a química com a temperatura da poeria, por exemplo, e estudar os subgrupos que podem representar diferentes massas estelares em gestação.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Sinal de um segundo buraco negro na Via Láctea

Uma equipe de astrônomos liderada por Tomoharu Oka, professor na Keio University no Japão, descobriu uma nuvem de gás enigmática, chamada de CO-0.40-0.22, a somente 200 anos-luz de distância do centro da Via Láctea.

 

  © Keio University/Tomoharu Oka (ilustração de nuvens dispersas por um buraco negro)

O que faz essa nuvem de gás ser incomum é a grande dispersão de velocidades: a nuvem contém gás com diferentes velocidades, num intervalo muito grande. A equipe descobriu essa misteriosa feição com dois radiotelescópios, o Nobeyama, um radiotelescópio com 45 metros de diâmetro no Japão, e o telescópio ASTE no Chile, ambos operados pelo National Astronomical Observatory do Japão.

Para investigar a estrutura detalhada da nuvem, a equipe utilizou o radiotelescópio Nobeyama para obter 21 linhas de emissões de 18 moléculas. Os resultados mostraram que a nuvem tinha uma forma elíptica e consistia de dois componentes: um componente compacto mas pouco denso com uma velocidade de dispersão muito ampla de 100 quilômetros por segundo, e um componente denso se estendendo por 10 anos-luz, com uma velocidade de dispersão mais limitada.

O que faz essa velocidade de dispersão do gás ser tão ampla? Não existem buracos dentro da nuvem. As observações feitas em raios X e em infravermelho não encontraram nenhum objeto compacto. Essas características indicam que a velocidade de dispersão não é causada por uma energia local, como explosões de supernovas.

A equipe então realizou uma simples simulação das nuvens de gás sendo atraída por uma forte fonte de gravidade. Na simulação, as nuvens de gás são primeiro atraídas pela fonte e suas velocidades aumentam, à medida que elas se aproximam, atingindo uma velocidade máxima no ponto de maior aproximação do objeto. Depois que as nuvens continuam a passar pelo objeto suas velocidades diminuem. A equipe descobriu que um modelo usando uma fonte de gravidade com 100 mil vezes a massa do Sol dentro de uma área com um raio de 0,3 anos-luz forneceu o melhor ajuste aos dados observados. “Considerando o fato de que nenhum objeto compacto foi observado tanto em raios X como em infravermelho, com o conhecimento que temos hoje, o melhor candidato para um objeto compacto e massivo é um buraco negro”, disse Oka.

Se esse for o caso, essa é a primeira detecção de um buraco negro com massa intermediária. Os astrônomos já sabem muito sobre dois tamanhos de buracos negros: buracos negros com massa estelar, e buracos negros supermassivos (SMBHs) normalmente encontrados no centro das galáxias. A massa dos SMBHs varia de alguns milhões a bilhões de vezes a massa do Sol. Um grande número de SMBHs foram encontrados, mas ninguém sabe como eles são formados. Uma ideia é que eles sejam formados da fusão de muitos buracos negros com massa intermediária. Mas isso faz com que apareça um problema, pois até hoje, não existe nenhuma evidência observacional para buracos negros com massa intermediária. Se a nuvem CO-0.40-0.22, localizada a somente 200 anos-luz de distância do Sgr A*, o SMBH de 400 milhões massas solares localizado no centro da Via Láctea, contém um buraco negro de massa intermediária, ela pode suportar o cenário de fusão de buracos negros de massa intermediária na evolução dos SMBHs.

Esses resultados abrem uma nova maneira de pesquisar por buracos negros com radiotelescópios. Observações recentes revelaram que existem muitas nuvens compactas como CO-0.40-0.22 que também apresentam diferentes velocidades de dispersão do gás. A equipe propõe que algumas dessas nuvens poderiam conter buracos negros. Um estudo sugere que existam cerca de 100 milhões de buracos negros na Via Láctea, mas as observações feitas em raio X encontraram somente uma dezena deles. A maior parte dos buracos negros podem ser “escuros”, e muito difíceis de serem vistos diretamente em qualquer comprimento de onda. “Investigações do movimento do gás com radiotelescópios podem fornecer uma maneira complementar de pesquisar por buracos negros”, disse Oka. “A área atual de pesquisa e observações da Via Láctea é vasta e está sendo investigada com o telescópio Nobeyana de 45 metros de diâmetro e observações de alta resolução de galáxias próximas são feitas usando o Atacama Large Millimetre/sudmillimetre Array (ALMA), e tem potencial para aumentar dramaticamente o número de candidatos a buracos negros de massa intermediária”.

Um artigo sobre a descoberta foi publicado no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Astronomy Now & Keio University

Astrônomos brasileiros identificam estrela rara na Via Láctea

Estrelas primitivas, surgidas quando o Universo ainda era muito jovem, são de difícil identificação por conta de seu brilho, que costuma ser pouco intenso.

© ESO/Beletsky/DSS1 + DSS2 + 2MASS (telescópio NTT e a estrela ultrapobre em metais)

Não é o caso da rara 2MASS J18082002-5104378, recém-identificada na Via Láctea por um grupo de pesquisadores brasileiros e dos Estados Unidos liderados por astrônomos da Universidade de São Paulo (USP), uma descoberta que pode ser fundamental para ampliar a compreensão sobre os primórdios da nossa galáxia.

Minutos após o Big Bang, apenas os elementos químicos hidrogênio e hélio foram produzidos. Os elementos mais pesados, chamados de metais, só surgiriam muito tempo depois, no interior das estrelas, que, ao explodirem, ejetam material rico em metais ao meio interestelar, de tal maneira que novas estrelas têm um conteúdo cada vez maior desses elementos. Portanto, aquelas com a menor quantidade de metais são as mais primitivas. A 2MASS J18082002–5104378 tem menos de 1/10.000 vezes a quantidade de ferro do Sol.

A procura de estrelas pobres em metais é uma das áreas mais ativas da astronomia, quando se trata de estudar as primeiras fases da galáxia. A maioria dos esforços atuais está concentrada em estrelas fracas, de pouco brilho, o que dificulta uma observação mais detalhada.

“Existe um bom número dessas estrelas, mas a maioria delas é fraca, difícil de ser estudada em detalhe com telescópios. Trata-se de estrelas muito antigas e de órbitas muito caóticas, formadas quando a galáxia estava colapsando e afastadas da nossa vizinhança solar. Mas essa, em especial, está passando um pouco mais próximo do nosso Sol, o que a torna mais brilhante”, conta Jorge Luis Meléndez Moreno, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP, São Paulo (Brasil).

Meléndez é responsável pela pesquisa "Espectroscopia de alta precisão: impacto no estudo de planetas, estrelas, a galáxia e cosmologia", realizada com o apoio da FAPESP. O objetivo é caracterizar com precisão determinados tipos de estrelas para estudar em detalhes a formação dos planetas, os processos de evolução estelar, a evolução química da galáxia e a nucleossíntese primordial, ou seja, a formação de elementos químicos por reações nucleares no Big Bang.

A “nova” estrela velha tem pelo menos 13 bilhões de anos. Os pesquisadores chegaram à estimativa considerando os aglomerados de estrelas mais antigos da galáxia, que têm essa idade e são mais ricos em metais. Seu tamanho é cerca de 88% da massa do Sol e a temperatura na sua superfície é de 5.440 K, quase a mesma da estrela central do Sistema Solar, 5.778 K. Além de ferro, foram detectados em sua atmosfera sódio, silício, cálcio e níquel, elementos químicos em quantidade 1/10.000 menor que seu conteúdo no Sol.

Em uma primeira estimativa, sua distância aproximada da Terra é de 2.500 anos-luz. De acordo com os pesquisadores, um valor preciso será obtido por meio do satélite Gaia da ESA que está medindo a distância de muitas estrelas.

A colaboração internacional liderada por Meléndez começou sua busca por estrelas pobres em metais relativamente brilhantes em 2013. No ano seguinte, a equipe observou a 2MASS J18082002–5104378 com o New Technology Telescope (NTT), do Observatório Europeu do Sul (ESO), no norte do Chile, identificando-a como uma promissora estrela muito pobre em metais e, consequentemente, formada nos primórdios da galáxia.

“É muito raro encontrar uma estrela tão pobre em metais e tão brilhante. Elas são preciosas relíquias para a arqueologia galáctica, para desvendar a história da nossa Via Láctea”, destaca Meléndez.

Diante do achado, a estrela foi observada em mais detalhes entre 2014 e 2015, usando o espectrógrafo UVES no telescópio de oito metros de diâmetro Very Large Telescope (VLT), no Observatório Paranal do ESO, localizado no topo do Cerro Paranal, uma montanha com 2,6 mil metros de altitude no deserto do Atacama. A espectroscopia espalha a luz nas diversas cores que a compõem, possibilitando observar com detalhes os elementos químicos presentes na estrela.

Os astrônomos confirmaram que a estrela tem uma quantidade tão pequena de elementos químicos pesados que foi classificada como ultrapobre em metais (UMP).

A estrela 2MASS J18082002–5104378 é a mais brilhante UMP conhecida até agora, com brilho de 11,9 magnitudes, sendo suficientemente brilhante para ser observada com telescópios pequenos, a partir de 10 cm. Apenas a estrela CD -38 245, descoberta há mais de 30 anos pelos astrônomos australianos M. S. Bessell e J. Norris, tem um brilho similar. Todas as outras estrelas UMP são pelo menos seis vezes mais fracas.

A equipe pretende agora obter observações detalhadas da estrela no ultravioleta, com o telescópio espacial Hubble, para estudar um grande número de elementos químicos sem a limitação da interferência da atmosfera terrestre.

Os resultados obtidos pela equipe foram publicados na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: FAPESP (Agência) & ESO

Explosão estelar mais brilhante já registrada

Um equipe de astrônomos do Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics relatou o registro da mais brilhante supernova conhecida até hoje.

© Wayne Rosing (ilustração da explosão da supernova brilhante)

A ilustração acima mostra como seria a explosão da supernova descoberta vista de um planeta a 10 mil anos luz de distância.

A supernova ASASSN-15lh, também denominada SN 2015L, está localizada a 3,8 bilhões de anos-luz de distância. Esta é 570 bilhões de vezes mais luminosa do que o Sol e com luminosidade aproximadamente 20 vezes maior que da Via Láctea! A supernova ASASSN-15lh possui uma luminosidade bolométrica de 2,2 ± 0,2 × 10⁴⁵ ergs/s.

A supernova foi descoberta no dia 14 de Junho de 2015 pela equipe do All Sky Automated Survey for SuperNovae (ASASSN), em Cerro Tololo, no Chile, uma colaboração internacional que utiliza uma rede de pequenos telescópios automatizados em vários pontos do mundo para descobrir supernovas. A infraestrutura fotografa todo o céu em 2 ou 3 noites, essencial para detectar estes eventos numa fase tão precoce quanto possível, e consegue detectar supernovas normais em galáxias até 350 milhões de anos-luz.

Na última década, foram descobertos alguns exemplos raros do que parece ser uma nova classe de supernovas deficientes em hidrogênio e extremamente luminosas, as Super Luminous Supernovae (SLSNe). A energia liberada por estes objetos é desconcertante e forçou os astrofísicos a encontrar formas de explodir estrelas com diferentes características capazes de explicar as observações. Se uma estrela anã branca começar a roubar massa de uma vizinha vermelha gigante, por exemplo, sua gravidade fica tão alta que ela acaba implodindo, gerando então a supernova. Esse tipo de explosão, porém, conhecida como de tipo I, tem características de frequência de luz diferente de ASASSN-15lh, além de serem menos energéticas.

A teoria diz-nos que a luminosidade de uma supernova depende quase exclusivamente da quantidade de um isótopo radioativo de Níquel, o ⁵⁶Ni, que é formado durante a fase inicial da explosão.

Nas semanas e meses seguintes a supernova brilha com a energia liberada pelos raios gama produzidos pelo decaimento do ⁵⁶Ni num isótopo de Cobalto, o ⁵⁶Co, e deste último num isótopo estável do Ferro, o ⁵⁶Fe. Uma supernova normal produz aproximadamente uma massa solar de ⁵⁶Ni.

A luminosidade deste novo grupo de supernovas implica, no entanto, a formação de algumas dezenas de massas solares de ⁵⁶Ni durante a explosão.

Só estrelas muito massivas, com massas superiores a aproximadamente 150 vezes a massa do Sol, e com baixo teor em metais, elementos mais pesados do que o hidrogênio e hélio, conseguem produzir uma tal quantidade de ⁵⁶Ni quando explodem como supernovas.

Estrelas como estas são muito raras no Universo atual pois a maior parte do material interestelar, a partir do qual se formam as estrelas, está contaminado com metais produzidos por gerações sucessivas de estrelas.

© DES/ASAS-SN (galáxia antes e durante a explosão da supernova ASASSN-15lh)

Esta imagem acima é uma comparação de uma imagem pré-explosão de cores falsas do Dark Energy Survey (DES) e de imagem de acompanhamento a partir do LCOGT 1, cortesia de Benjamin Shappee.

A teoria sugere que estrelas tão massivas não explodem pelo mecanismo de colapso gravitacional do núcleo, que desencadeia uma supernova normal, mas por outro processo designado por pair instability. O interior destas estrelas é extremamente quente devido à enorme massa e à compressão resultante. Num determinado momento da sua evolução, a energia dos fótons de raios gama no interior da estrela, proveniente das reações nucleares e que sustentam o peso das camadas exteriores, pode tornar-se tão elevada que os fótons se transformam espontaneamente em pares de elétron-pósitron. Esta reação absorve uma fração importante da energia disponível para manter a estrela em equilíbrio, e a zona nuclear começa a contrair-se rapidamente. Ao contrário do que acontece num colapso gravitacional clássico, esta contração aumenta as temperaturas no interior até um nível que gera uma cadeia de reações de fusão nuclear de forma descontrolada, as quais libertam energia suficiente para vencer a gravidade e destruir por completo a estrela.

Esta primeira proposta para explicar a luminosidade extrema das SLSNe foi posta em causa anos mais tarde por Matt Nicholl, do Astrophysics Research Centre, Queen’s School of Mathematics and Physics, e colaboradores. Segundo esta equipe, as SLSNe podem ser mais normais, resultantes do colapso gravitacional de estrelas progenitoras com massas menos extremas do que as postuladas pelo cenário anterior; a energia extra provém não da formação de uma grande quantidade de ⁵⁶Ni, mas é fornecida por uma magnetar, uma estrela de nêutrons com um campo magnético extraordinariamente intenso.

As magnetars são extremamente raras; são conhecidas apenas 20 destas estrelas de nûetrons em toda a Via Láctea. Estima-se que, no instante em que são criadas, girem em torno do seu eixo de rotação 300 vezes por segundo e tenham um campo magnético mil vezes mais intenso do que o de uma estrela de nêutrons normal, quatrilhões de vezes mais intenso do que o campo magnético terrestre. No cenário apresentado pela equipe de Nicholl, uma magnetar formada numa supernova, perde energia rotacional através do seu campo magnético que, por sua vez, transfere essa energia para o plasma que forma o remanescente da supernova.

Os cálculos realizados mostram que a quantidade de energia transferida por este processo da magnetar permite explicar de forma quase perfeita as observações existentes das SLSNe. Este cenário pode também explicar uma outra característica das magnetars: o fato de terem períodos de rotação anormalmente longos (entre 1 e 10 segundos) quando comparadas com outras estrelas de nêutrons, como se algum mecanismo tivesse sugado esta energia rotacional precocemente.

Neste contexto, a descoberta da ASASSN-15lh mostra que a quantidade de energia liberada nesta explosão é difícil de explicar com a hipótese da magnetar.

"A quantidade absurda de energia liberada por essa supernova pressiona a teoria de formação de magnetares", afirma Benjamin Shappee, astrônomo da Instituição Carnegie, de Washington, um dos líderes do estudo. "Mais trabalhos serão necessários para entender a fonte de energia desse objeto extraordinário e se há outras supernovas similares a essa Universo afora."

Fonte: Science

Nova evidência dramática sobre a formação de planetas e estrelas

Um estudo detalhado de jovens estrelas e do ambiente ao redor delas tem produzido uma nova evidência dramática sobre como sistemas de múltiplas estrelas se formam e como os discos de poeira que são o material bruto para a formação de planetas crescem ao redor de jovens estrelas.

© NRAO/Bill Saxton (ilustração da formação de planetas e de sistemas estelares múltiplos)

Equipes de cientistas, usaram o radiotelescópio Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) da National Science Foundation para estudar aproximadamente 100 estrelas recém-nascidas numa nuvem de gás e poeira a cerca de 750 anos-luz de distância da Terra, onde novas estrelas estão se formando.

Imagens efetuadas deste estudo mostraram detalhes sem precedentes de um grande número de estrelas jovens, e estão auxiliando os astrônomos a resolverem questões importantes sobre como as estrelas, as estrelas binárias, e os planetas nascem.

Observando os sistemas de múltiplas estrelas jovens, uma equipe concluiu que dois diferentes mecanismos de formação podem estar trabalhando para produzir esses sistemas. Foi notado que os sistemas caiam em dois distintos tipos, com base na distância entre as estrelas no sistema. Os sistemas mais próximos tinham estrelas separadas por cerca de 75 vezes a distância da Terra ao Sol, e outro grupo tinha estrelas separadas por cerca de 3.000 vezes a distância entre a Terra e o Sol. Eles também descobriram que mais da metade das estrelas mais jovens que eles estudaram estavam em sistemas múltiplos, sugerindo que a formação de estrelas tende a produzir múltiplos sistemas ao invés de estrelas simples.

© NRAO/J. Tobin (sistema estelar triplo na Nuvem Molecular de Perseus)

“Alguns processos diferentes têm sugerido como sistemas estelares múltiplos se formam, e os nossos resultados indicam que a separação entre as estrelas pode nos dizer quais desses processos são responsáveis por um sistema particular,” disse John Tobin, do Observatório de Leiden na Holanda.

As estrelas se formam em gigantescas nuvens de gás e poeira, quando o material tênue nestas nuvens se colapsa gravitacionalmente em núcleos que então começam a adicionar mais material. O material forma um disco em rotação ao redor da estrela jovem. Eventualmente, a estrela jovem aglutina massa suficiente para criar condições de temperatura e pressão em seus centros que irão disparar as reações termonucleares. O disco em rotação ao redor da estrela fornece o material dos quais os planetas podem se formar.

Os pesquisadores concluíram que mais sistemas múltiplos vastamente separados se formam através da fragmentação turbulenta da nuvem maior, enquanto que os sistemas mais próximos são o resultado da fragmentação que acontece dentro do disco de material orbitando a protoestrela original. Eles também descobriram que sistemas mais velhos tinham menos companheiras vastamente separadas do que o grupo mais jovem de protoestrelas. Sugerindo que talvez algumas estrelas jovens que formam sistemas vastamente separados não são gravitacionalmente presas e simplesmente se movimentam para longe uma da outra com o passar do tempo.

Outra equipe, liderada por Dominique Segura-Cox, da Universidade de Illinois, descobriu que os discos empoeirados em torno de algumas das protoestrelas são maiores do que os modelos teóricos previam. Estes discos são essenciais na formação de planetas e de algumas companheiras binárias, e na habilidade das jovens estrelas de agregarem material adicional.

À medida que o material cai em direção à estrela jovem, ele conduz os campos magnéticos junto. Os teóricos sugerem que estes campos, que tornam-se mais fortes à medida que eles são concentrados mais perto da estrela, poderiam ser alinhados  de modo que eles reduziriam de forma dramática a rotação do disco, limitando o seu tamanho. Modelos teóricos previram este efeito, chamado de freio magnético, que limitaria os discos a um raio de cerca de 10 vezes a distância entre a Terra e o Sol, ou seja, um pouco mais da distância entre a Terra e Saturno.

“Nós descobrimos discos com raios que eram no mínimo entre 15 e 30 vezes a distância da Terra ao Sol, algo muito maior do que o modelo do freio magnético permitiria,” disse Segura-Cox. “Esse é o limite inferior, e os discos podem na verdade ser muito maiores. Estudos de outros sistemas têm indicado que os discos são maiores quando são observados nas frequências de rádio, diferentes daquelas usadas nesse projeto,” adicionou ela.

Uma explicação para discos de tamanhos maiores pode ser que em alguns sistemas, o campo magnético e o eixo de rotação da estrela estão desalinhados, uma configuração que reduz o efeito de freio magnético. Evidências para isto tem sido observada em alguns objetos.

Em outro estudo publicado em Dezembro de 2015, uma equipe usou dados do mesmo projeto para encontrar que o material caindo na direção de uma protoestrela está contorcendo as linhas de campo magnético e mudando sua configuração. Este estudo, que mediu o alinhamento do campo magnético perto da estrela, indica um mecanismo para minimizar o efeito de freio magnético.

Estas observações de discos ao redor de estrelas jovens sugerem que todos os elementos necessários para a formação de planetas estão presentes  bem no início da vida de uma estrela. Além disso, é provável que já existam partículas com centímetros de tamanho nestes jovens discos, significando que o crescimento de sólidos progride rapidamente,” disse Tobin.

As imagens para esse trabalho vieram de um projeto chamado VLA NAscent Diosk and Multiplicity Survey (VANDAM). Essa pesquisa usou 264 horas de observação do VLA, entre 2013 e 2015 para estudar protoestrelas na Nuvem Molecular de Perseus, a cerca de 750 anos-luz de distância da Terra. A Nuvem Molecular de Perseus, contém material de aproximadamente 10.000 sóis, e é uma das regiões mais próximas onde as estrelas de pouca massa e de massa intermediária estão se formando de forma ativa, e isso serve como um valioso laboratório para a compreensão do processo de formação de estrelas.

“Esta pesquisa amostrou o maior número de estrelas jovens, e revelou objetos mais apagados do que estudos anteriores. A informação que essa pesquisa forneceu melhorou e muito o nosso conhecimento,” disse Tobin.

“Os discos que nós estudamos são difíceis de serem observados já que eles são obscurecidos pela nuvem onde eles estão se formando, mas essas novas observações feitas com o VLA revelam os discos e fornecem dados críticos sobre o mecanismo de formação,” disse Segura-Cox.

Os pesquisadores apresentaram seus resultados na 227ª reunião da American Astronomical Society, em Kissimmee, na Flórida (EUA).

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

O nascimento turbulento de um quasar

A galáxia mais luminosa conhecida no Universo, o quasar W2246-0526, observado quando o Universo tinha menos de 10% da sua idade atual, é tão turbulenta que se encontra ejetando o seu fornecimento total de gás destinado a formação estelar, de acordo com novas observações obtidas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).

© ESO/NAOJ/NRAO/Dana Berry/SkyWorks (ilustração do quasar W2246-0526)

Os quasares são galáxias distantes que possuem buracos negros supermassivos nos seus centros, os quais libertam jatos poderosos de partículas e radiação. A maioria dos quasares brilha intensamente, mas uma pequena fração (apenas 1 em cada 3.000) destes objetos muito energéticos são de um tipo incomum conhecido por Hot DOGs (sigla em inglês para Hot, Dust-Obscured Galaxies), ou seja, galáxias quentes obscurecidas por poeira, incluindo a galáxia WISE J224607.57-052635.0 (ou simplesmente, W2246-0526).

Agora e pela primeira vez, uma equipe de pesquisadores liderada por Tanio Díaz-Santos, da Universidade Diego Portales em Santiago do Chile, utilizou as capacidades únicas do ALMA para observar o interior de W2246-0526 e traçar os movimentos dos átomos de carbono ionizado entre as estrelas da galáxia.
“Descobrimos enormes quantidades deste material interestelar num estado extremamente dinâmico e turbulento, deslocando-se pela galáxia com uma velocidade de cerca de dois milhões de quilômetros por hora,” explicou o autor principal do estudo, Tanio Díaz-Santos.
Os astrônomos pensam que este comportamento turbulento pode estar ligado à luminosidade extrema da galáxia. A W2246-0526 liberta tanta luz como cerca de 350 trilhões de Sóis. Este brilho surpreendente é gerado por um disco de gás que é superaquecido à medida que espirala em direção ao buraco negro supermassivo situado no núcleo da galáxia. Esta radiação vinda do imensamente brilhante disco de acreção no centro desta Hot DOG não escapa logo, sendo absorvida por uma espessa camada de poeira, que seguidamente re-emite esta energia sob a forma de radiação infravermelha. Devido à expansão do Universo, a radiação infravermelha emitida por W2246-0526, quando observada a partir da Terra, encontra-se deslocada para o vermelho, para os maiores comprimentos de onda do milímetro — precisamente onde o ALMA é sensível.
Esta energia infravermelha tem um impacto direto e violento em toda a galáxia. A região em torno do buraco negro é cerca de 100 vezes mais luminosa que todo o resto da galáxia, emitindo assim radiação intensa mas extremamente localizada que exerce uma pressão tremenda em toda a galáxia.
Na maioria dos quasares este quociente é muito mais modesto. Este processo de interação mútua entre o buraco negro central da galáxia e o resto do material é conhecido por feedback.

“Suspeitamos que esta galáxia estivesse numa fase de transformação da sua vida devido às enormes quantidades de energia infravermelha detectadas,” disse o co-autor do trabalho Peter Eisenhardt, cientista de projeto do WISE, do Jet Propulsion Laboratory da NASA, em Pasadena, Califórnia.
“O ALMA mostrou-nos agora que o forno devastador nesta galáxia faz com que ‘o caldo transborde’,” acrescentou Roberto Assef, também da Universidad Diego Portales e líder das observações ALMA.
Se estes movimentos turbulentos continuarem, a intensa radiação infravermelha irá fazer desaparecer todo o gás interestelar da galáxia. Modelos de evolução de galáxias baseados nestes novos dados do ALMA indicam que o gás interestelar está sendo ejetado pela galáxia em todas as direções.
“Se este efeito persistir, é possível que W2246-0526 se transforme num quasar mais tradicional,” concluiu Manuel Aravena, também da Universidade Diego Portales. “Apenas o ALMA, com a sua resolução sem precedentes, nos permite observar este objeto em alta definição e sondar um episódio tão importante da sua existência.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado "The Strikingly Uniform, Highly Turbulent Interstellar Medium of The Most Luminous Galaxy in the Universe”, de T. Díaz-Santos et al., que será publicado na revista especializada Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Siga uma caçada de planetas ao vivo

Acaba de ser lançada uma campanha única de divulgação científica que permitirá ao público de todo o mundo acompanhar cientistas enquanto procuram exoplanetas do tipo terrestre em torno da estrela mais próximo de nós, a Proxima Centauri.

© ESO (Pálido Ponto Vermelho)

A uma distância de apenas 4,2 anos-luz do Sol e situada na constelação do Centauro, Proxima Centauri é a estrela mais próxima do Sol que conhecemos. Observações anteriores mostraram pistas interessantes, se bem que mínimas, de uma pequena companheira em órbita desta anã vermelha. Esta nova campanha fará uma busca mais detalhada e sensível dos desvios do movimento orbital da estrela anã que podem revelar a presença de um planeta do tipo terrestre em sua órbita.
As observações serão feitas com o HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), montado no telescópio de 3,6 metros do ESO no Observatório de La Silla. Os dados do HARPS complementarão as imagens obtidas por uma quantidade de telescópios robóticos situados em todo o mundo.
Os telescópios que fazem parte do sistema BOOTES (Burst Optical Observer and Transient Exploring System) e a redeLCOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network) darão uma contribuição importante a este projeto medindo o brilho da Proxima Centauri todas as noites durante os dois meses e meio de duração do projeto. Estas observações ajudarão os astrônomos a determinar se as variações detectadas na órbita da estrela são causadas por um planeta em sua órbita ou serão antes devidas a efeitos na sua atmosfera turbulenta.

Após a obtenção dos dados pelos diversos telescópios, os astrônomos começarão a analisá-los e, nos meses que se seguirem, os métodos de investigação e as conclusões obtidas serão descritas num artigo científico que será submetido a uma revista especializada arbitrada por pares. Quando a comunidade científica tiver validado o trabalho de investigação, os resultados serão publicados, concluindo assim um longo e substancial programa de pesquisa científica.
Além de acompanhar as observações científicas à medida que forem chegando, a campanha de divulgação Pálido Ponto Vermelho dará ao público a oportunidade de ver como é que se faz ciência nos observatórios modernos e como é que as diferentes equipes de astrônomos com diferentes especialidades trabalham em conjunto para coletar, analisar e interpretar os dados que podem, ou não, confirmar a presença de um planeta do tipo da Terra em órbita da nossa estrela vizinha mais próxima.

“É um risco envolver o público antes de sabermos o que é que as observações nos dirão, não podemos analisar os dados e tirar conclusões em tempo real. Quando publicarmos o artigo científico resumindo os resultados é perfeitamente possível que tenhamos que dizer que não conseguimos encontrar evidências da presença de um exoplaneta do tipo terrestre em torno de Proxima Centauri. Mas o fato de estarmos à procura de objetos tão pequenos com uma precisão tão extrema é verdadeiramente alucinante,” disse Guillem Anglada-Escude, o coordenador do projeto.
“Queremos compartilhar o entusiasmo da busca com as pessoas e mostrar-lhes como é que a ciência funciona nos bastidores, o processo de tentativa e erro e os esforços continuados que são necessários para conseguir fazer o tipo de descobertas que as pessoas ouvem normalmente nas notícias. Ao fazê-lo, esperamos encorajar mais pessoas para os temas ligadas à ciência e tecnologia,” acrescenta Guillem.
A campanha de divulgação Pálido Ponto Vermelho irá iluminar o lado geralmente desconhecido da procura de exoplanetas com material de apoio colocados nas redes sociais. Uma grande quantidade de posts em blogs sobre muitos assuntos, incluindo técnicas de busca de exoplanetas, o European Extremely Large Telescope do ESO (E-ELT) e a vida das estrelas, estão planejados e serão escritos por astrônomos, cientistas e engenheiros dos observatórios envolvidos na campanha, assim como por escritores de ciência, observadores e outros peritos nestes campos do conhecimento.
Haverá atualizações diárias nas redes sociais, mostrando ao público como é que as observações estão decorrendo e que eventos estão acontecendo nos três observatórios envolvidos. Para receber as atualizações, convidamos as pessoas a seguir a conta Twitter do Pálido Ponto Vermelho com a hashtag #PaleRedDot.
O nome da campanha inspirou-se na famosa imagem do “pálido ponto azul” obtida em 1990 pela sonda Voyager 1 a caminho do espaço interestelar. A frase foi mais tarde usada por Carl Sagan no seu artigo, Pálido Ponto Azul: Uma Visão do Futuro da Humanidade no Espaço. Como Proxima Centauri é uma estrela anã vermelha, os astrônomos pensam que um exoplaneta em sua órbita terá uma cor avermelhada. Ao mesmo tempo, tal como a imagem da Terra obtida pela Voyager foi um feito notável para a humanidade, encontrar um exoplaneta do tipo da Terra em torno da estrela mais próxima de nós seria um outro passo em frente para responder à maior questão da humanidade: Estaremos sós?
A campanha Pálido Ponto Vermelho terá início em 15 de janeiro de 2016 com as observações a começarem apenas três dias depois no Observatório de La Silla do ESO, situado na periferia do deserto chileno do Atacama, e prosseguindo até à primeira semana de abril. Espera-se que todos dos dados científicos obtidos no âmbito do projeto estejam no domínio público na segunda metade de 2016, de modo a poderem ser explorados por todos.

A campanha de divulgação é coordenada pela equipe do projeto com apoio dos departamentos de divulgação científica do ESO, Queen Mary University of London, Instituto de Astrofisica de Andalucia/CSIC, Université de Montpellier, Universidade de Goettingen, Universidad de Chile e Las Cumbres Observatory Global Telescope Network.

Fonte: ESO

Uma gêmea da Via Láctea varrida por um vento rapidíssimo de raios X

O observatório espacial XMM-Newton da ESA encontrou uma corrente de vento de gás de alta velocidade saindo do centro de uma galáxia espiral brilhante como a nossa que pode estar reduzindo sua capacidade de produzir novas estrelas.

© ESA (ilustração de um vento fluindo de um buraco negro no centro de uma galáxia espiral)

Não é incomum encontrar ventos quentes que sopram dos discos de material rodopiando em torno de buracos negros supermassivos no centro de galáxias ativas.

Se bastante poderosos, estes ventos podem influenciar seu ambiente de várias maneiras. O seu efeito principal é varrer reservatórios de gás que poderiam ter formado estrelas, mas também é possível que possam desencadear o colapso de algumas nuvens para formar estrelas.

Tais processos são fundamentais nas galáxias e buracos negros durante os 13,8 bilhões de anos da evolução do Universo. Mas, eles afetam apenas os maiores objetos, como enormes galáxias elípticas formadas através da colisão dramática e fusão de duas ou mais galáxias, que às vezes provocam os ventos poderosos o suficiente para influenciar na formação estelar.

Agora, pela primeira vez, esses ventos têm sido vistos em um tipo de galáxia ativa conhecida como Seyfert, que não parecem ter sofrido qualquer fusão. Quando observada na luz visível, quase todas as galáxias Seyfert tem uma forma espiral similar a Via Láctea. No entanto, ao contrário da Via Láctea, as galáxias Seyfert têm núcleos brilhantes que emitem em todo o espectro eletromagnético, um sinal de que os buracos negros supermassivos em seus centros não estão ociosos mas estão devorando seus arredores.

O buraco negro supermassivo no centro desta Seyfert particular, conhecido como IRAS17020+4544 e localizado a 800 milhões de anos-luz da Terra, tem uma massa de cerca de seis milhões de sóis, extraindo gás nas proximidades e fazendo-o brilhar moderadamente.

O XMM-Newton descobriu que os ventos ao redor do buraco negro está se movendo entre 23.000 e 33.000 km/s, cerca de 10% da velocidade da luz.

Um achado importante é que o vento central é suficientemente energético para aquecer o gás na galáxia e suprimir a formação de estrelas, a primeira vez que foi visto em uma galáxia espiral relativamente normal.

"É o primeiro caso sólido de uma emissão de raios X ultrarrápido observado em uma galáxia Seyfert normal," diz Anna Lia Longinotti do Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica de Puebla, no México.

© SDSS/A. L. Longinotti (o vento peculiar de uma galáxia espiral)

A imagem acima mostra a análise do XMM-Newton das emissões de raios X que emanam em torno do buraco negro supermassivo no centro da galáxia espiral Seyfert IRAS17020+4544. A imagem da galáxia (mostrada à esquerda) foi obtida pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS). O núcleo ativo da galáxia é o local amarelo claro, no centro; os pontos vermelhos são estrelas em primeiro plano. O espectro mostra vários componentes diferentes (A-E) do fluxo de saída veloz. Características de absorção quente marcam as partes do fluxo de saída que estão se deslocando mais devagar (centenas a milhares km/s).

A galáxia tem uma outra surpresa: a emissão de raios X dos ventos ultrarrápidos de núcleos galácticos são normalmente dominados por átomos de ferro com muitos de seus elétrons despojados para fora, mas os ventos desta galáxia são bastante incomuns, exibindo elementos mais leves, como oxigênio; nenhum ferro foi detectado.

Porque a galáxia é muito semelhante à nossa, isso levanta questões sobre a história da Via Láctea e do papel do seu buraco negro central.

"Sabemos, também graças a resultados recentes obtidos pelo XMM-Newton, que o buraco negro de quatro milhões de massas solares em nossa própria galáxia passou por fases de atividades muito mais fortes, até mesmo apenas algumas centenas de anos atrás," diz Matteo Guainazzi, astrônomo da ESA e atualmente no Institute of Space and Astronautical Science da Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA).

"O XMM-Newton continua fazendo descobertas com potencial para questionar a nossa compreensão de como as estrelas em uma galáxia e o buraco negro supermassivo em seu centro evoluem ao longo da história do Universo," diz Norbert Schartel, cientista da ESA.

Um artigo que descreve os resultados intitulado “X-ray high-resolution spectroscopy reveals feedback in a Seyfert Galaxy from an ultra fast wind with complex ionization and velocity structure” foi publicado na revista Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

Primeira luz de futura sonda de buracos negros

Observar buracos negros é o objetivo principal do instrumento GRAVITY recentemente instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile.

© ESO/GRAVITY/M. McCaughrean (estrelas duplas do Aglomerado do Trapézio em Órion)

Durante as primeiras observações, o GRAVITY combinou de forma bem sucedida a radiação estelar obtida pelos quatro telescópios auxiliares do VLT. A enorme equipe de astrônomos e engenheiros, liderada pelo Instituto Max Planck de Física Extraterrestre em Garching (Alemanha), que concebeu e construiu o GRAVITY, encontra-se bastante satisfeita com o desempenho do instrumento. Durante os testes iniciais, o GRAVITY fez já algumas descobertas importantes, tratando-se do mais poderoso instrumento instalado até hoje no interferômetro do VLT.

O instrumento GRAVITY combina a radiação captada por vários telescópios para formar um telescópio virtual com um diâmetro que pode ir até aos 200 metros, utilizando uma técnica conhecida por interferometria, a qual permite aos astrônomos detectar muito mais detalhes em imagens de objetos astronômicos do que o que seria possível com um único telescópio.
Desde o verão de 2015 que uma equipe internacional de astrônomos e engenheiros, liderada por Frank Eisenhauer do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, está instalando o instrumento em túneis especialmente adaptados, situados por baixo do VLT no Observatório do Paranal do ESO, no norte do Chile. Esta é a primeira fase do comissionamento do GRAVITY no Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI), tendo sido agora atingido um importante marco no programa.

“Durante a primeira luz, e pela primeira vez na história da interferometria de linha de base longa da astronomia óptica, o GRAVITY fez exposições de vários minutos, ou seja, uma centena de vezes maiores do que o que era possível anteriormente,” comentou Frank Eisenhauer. “O GRAVITY abrirá as portas da interferometria óptica a observações de objetos muito mais fracos, levando a sensibilidade e precisão da astronomia de elevada resolução angular a novos limites, para muito além do que existe atualmente.”
No âmbito das primeiras observações, a equipe observou cuidadosamente estrelas brilhantes e jovens, no conhecido Aglomerado do Trapézio, situado no coração da região de formação estelar de Órion. E logo com estes primeiros dados, o GRAVITY fez uma pequena descoberta: uma das componentes deste aglomerado é uma estrela dupla. A recentemente descoberta estrela dupla é a Theta¹ Orionis F e as observações foram feitas com o auxílio da estrela próxima mais brilhante, Theta¹ Orionis C, que serviu como estrela de referência.

A chave do sucesso passou por conseguir estabilizar o telescópio virtual durante tempo suficiente, com o auxílio da luz de uma estrela de referência, de modo a obter uma exposição profunda de um segundo objeto muito mais fraco. Além disso, os astrônomos conseguiram também estabilizar a radiação dos quatro telescópios em simultâneo, um fato que nunca tinha sido conseguido anteriormente.
O GRAVITY consegue medir as posições de objetos astronômicos com muita precisão e obtém também imagens e espectroscopia interferométricas. O GRAVITY pretende medir as posições de objetos com escalas da ordem dos 10 microsegundos de arco e obter imagens com uma resolução de 4 milisegundos de arco. Como referência podemos dizer que o instrumento veria objetos do tamanho de edifícios na Lua e poderia localizá-los com uma precisão de alguns centímetros. Imagens com tão elevada resolução têm imensas aplicações, mas o enfoque principal no futuro será o estudo do meio que rodeia os buracos negros.
Em particular, o GRAVITY observará o que acontece no campo gravitacional extremamente forte que existe próximo do horizonte de eventos do buraco negro supermassivo que se situa no centro da Via Láctea; daí o nome escolhido para o instrumento. Trata-se de uma região dominada pela teoria da relatividade geral de Einstein. Adicionalmente, este instrumento observará também detalhes ligados à acreção de massa e a jato, processos que ocorrem tanto em torno de estrelas jovens como em regiões que rodeiam os buracos negros supermassivos situados nos centros de outras galáxias. Será também um excelente instrumento para observar os movimentos de estrelas binárias, exoplanetas e discos estelares jovens e fazer imagens da superfície das estrelas.
Até agora, o GRAVITY foi testado com os quatro telescópios auxiliares de 1,8 metros. As primeiras observações do GRAVITY com os quatro telescópios principais de 8 metros do VLT estão planejadas para a segunda metade de 2016.

Fonte: ESO

Identificado aglomerado de galáxias massivo mais distante

O Universo primitivo era uma mistura caótica de gás e matéria que só começou a coalescer em galáxias distintas centenas de milhões de anos após o Big Bang.

 

  © Chandra/Hubble/Spitzer (aglomerado de galáxias IDCS 1426)

Estas galáxias demoraram vários bilhões de anos para se agruparem em aglomerados gigantescos; era o que os cientistas pensavam.

Agora, astrônomos do Massachusetts Institute of Technology (MIT), da Universidade do Missouri, da Universidade da Flórida, entre outras instituições, detectaram um enorme aglomerado de galáxias formado apenas 3,8 bilhões de anos após o Big Bang. Localizado a 10 bilhões de anos-luz da Terra e potencialmente contendo milhares de galáxias individuais, a megaestrutura é mais ou menos 250 trilhões de vezes mais massiva que o Sol, ou 1.000 vezes mais massiva que a Via Láctea.

O aglomerado de galáxias, denominado IDCS J1426.5+3508 (ou IDCS 1426), é o mais massivo já descoberto nos primeiros 4 bilhões de anos do Universo.

O IDCS 1426 parece estar passando por uma quantidade substancial de convulsões; foram observados um nó brilhante de raios X, ligeiramente fora do centro do aglomerado de galáxias, indicando que o núcleo do aglomerado pode ter-se deslocado cerca de cem mil anos-luz do seu centro. Os cientistas supõem que o núcleo pode ter sido desalojado por uma violenta colisão com outro aglomerado de galáxias, fazendo com que o gás dentro do aglomerado se deslocasse, como vinho num copo que mudou subitamente de posição.

Michael McDonald, professor assistente de física e membro do Kavli Center for Astrophysics and Space Research do MIT, diz que uma tal colisão pode explicar como o IDCS 1426 foi formado tão rapidamente no início do Universo, num instante em que as galáxias individuais estavam começando a tomar forma.

Os aglomerados de galáxias são aglomerados de centenas até milhares de galáxias ligadas pela gravidade. São as maiores estruturas do Universo, e aqueles localizados relativamente perto, como o aglomerado de Virgem, são extremamente brilhantes e fáceis de detectar no céu.

"No Universo próximo, se olharmos para um aglomerado de galáxias, basicamente vemos os outros, parecem todos bastante uniformes. Mas quanto mais para trás olhamos, mais diferentes começam a ser," afirma McDonald.

No entanto, encontrar aglomerado de galáxias mais distantes no espaço, e para trás no tempo, é uma tarefa complexa e incerta.

Em 2012, cientistas usando o telescópio espacial Spitzer da NASA detectaram pela primeira vez os sinais de IDCS 1426 e fizeram algumas estimativas iniciais da sua massa.

Para obter uma estimativa mais precisa da massa do aglomerado de galáxias, McDonald e colegas usaram dados de vários dos grandes observatórios da NASA: o Observatório Keck, o Observatório de raios X Chandra e o telescópio espacial Hubble.

Tanto o Hubble como o Keck recolheram dados visíveis do aglomerado de galáxias, que os pesquisadores analisaram para determinar a quantidade de luz distorcida em torno do aglomerado de galáxias como resultado da gravidade, um fenõmeno conhecido como lente gravitacional. Quanto mais massivo o aglomerado, mais força gravitacional exerce, e mais luz dobra.

Também estudaram dados de raios X obtidos pelo Observatório Chandra a fim de obter a temperatura do aglomerado de galáxias. Os objetos com uma alta temperatura emitem raios X e, quanto mais quente é um aglomerado de galáxias, mais o gás no aglomerado é comprimido, tornando-o mais massivo.

A partir dos dados em raios X, McDonald e colegas também calcularam a quantidade de gás no aglomerado, que pode ser uma indicação da quantidade de matéria e massa no aglomerado de galáxias.

Usando todos os três métodos, o grupo calculou aproximadamente a mesma massa, cerca de 250 trilhões de vezes a massa do Sol. Agora, a equipe está à procura de galáxias individuais no aglomerado para ter uma noção de como estas megaestruturas se podem formar no Universo jovem.

Uma imagem ainda melhor de IDCS 1426 em 2018 poserá ser obtida com o lançamento do telescópio espacial James Webb, um telescópio infravermelho centenas de vezes mais sensível que o Spitzer, telescópio este que foi o primeiro a detectar o aglomerado de galáxias.

"As pessoas tinham quase posto de lado esta ideia de encontrar aglomerado de galáxias no visível e no infravermelho, em favor de assinaturas em raios X e no rádio," observa McDonald.

Portanto, é necessário diversificar um pouco a região espectral para encontrar estes objetos.

McDonald e colegas apresentaram os seus resultados a semana passada na 227ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Kissimmee, Flórida (EUA).

Esta pesquisa foi aceita para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Maior mapa de idades da Via Láctea revela seu crescimento

Apresentado na 227ª reunião da Sociedade Astronômica Americana que decorreu na semana passada em Kissimmee, no estado da Flórida, uma equipe liderada por Melissa Ness do Instituto Max Planck para Astronomia (MPIA) em Heidelberg, Alemanha, criou o primeiro gráfico de crescimento para a nossa Via Láctea.

© MPIA/G. Stinson (gráfico de crescimento da Via Láctea)

O gráfico, que usa as idades de mais de 70.000 estrelas e abrange cerca de 50.000 anos-luz, ajuda-nos a ler a história de como a nossa Galáxia cresceu desde a sua infância até à espiral que vemos hoje. Os pontos vermelhos mostram estrelas formadas quando a Via Láctea era jovem e pequena, enquanto os pontos azuis mostram estrelas formadas mais recentemente, quando a Via Láctea já era grande e madura. A escala de cores mostra quantos milhares de milhões de anos passaram desde a formação dessas estrelas.

"Perto do centro da nossa Galáxia, vemos estrelas velhas formadas quando era pequena e jovem. Mais para o exterior, vemos estrelas jovens. Nós concluímos que a nossa Galáxia cresceu para fora," afirma Ness, autora principal do estudo. "Para ver isto, precisávamos de um mapa de idades que abrangia grandes distâncias, e é isso que esta nova descoberta nos fornece."

Os pesquisadores mapearam a Galáxia observando gigantes vermelhas, estrelas brilhantes nos estágios finais das suas vidas que podem ser observadas a grandes distâncias do nosso Sol, até aos alcances muito internos e externos da Via Láctea. "Se soubermos a massa de uma gigante vermelha, sabemos a sua idade usando o relógio de fusão dentro de cada estrela," afirma Marie Martig, autora principal de um estudo relacionado e participante do estudo de Ness. "A determinação das massas de gigantes vermelhas tem sido, historicamente, muito difícil, mas os levantamentos da Galáxia tornaram possíveis novas técnicas revolucionárias."

A equipe começou com espectros retirados de um dos estudos constituintes do SDSS, o APOGEE (Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment). "O APOGEE é o levantamento ideal para este trabalho porque pode obter espectros de alta qualidade para 300 estrelas simultaneamente numa grande área do céu," afirma Steve Majewski da Universidade de Virgínia e pesquisador principal do APOGEE. "Vendo tantas estrelas ao mesmo tempo significa que a obtenção do espectro de 70.000 estrelas é realmente possível com um único telescópio num espaço de poucos anos."

As idades das estrelas não podem ser medidas apenas com os espectros do APOGEE, mas a equipe do levantamento percebeu que as curvas de luz do satélite Kepler, uma missão espacial da NASA cujo objetivo principal é encontrar planetas ao redor de estrelas, podia fornecer o elo perdido entre os espectros do APOGEE e as idades das estrelas. Portanto, o APOGEE observou milhares de gigantes vermelhas que também tinham sido observados pelo Kepler. Depois de combinarem a informação dos espectros do APOGEE com as curvas de luz do Kepler, os pesquisadores puderam então aplicar os seus métodos para medir idades para todas as 70.000 gigantes vermelhas, uma amostragem de todas as partes da Galáxia.

"Na Via Láctea podemos ler claramente a história de como as galáxias se formam num Universo com grandes quantidades de matéria escura," comenta Ness. "Tendo em conta que podemos ver tantas estrelas individuais na Via Láctea, podemos traçar o seu crescimento em detalhes sem precedentes. Este mapa enorme acaba por ser muito importante."

Fonte: Sloan Digital Sky Survey & Max Planck Institute for Astronomy

Galáxia anã gera ondulações nos subúrbios da Via Láctea

Ondulações no gás localizado no disco externo da nossa galáxia, têm intrigado os astrônomos, desde que elas foram reveladas pela primeiras vez por observações feitas em ondas de rádio, a uma década atrás.

© Gemini Observatory (simulação da distribuição de gás e das estrelas)

A animação acima mostra uma simulação computacional da distribuição de gás (à esquerda) e das estrelas (à direita) após a Via Láctea ser perturbada pela galáxia anã satélite.

Agora, os astrônomos acreditam que encontraram a responsável, uma galáxia anã, contendo um material escuro e invisível, que passou perto dos subúrbios da nossa galáxia a alguns milhões de anos atrás.

A pesquisa, liderada por Sukanya Chakrabarti, do Rochester Institute of Technology, apresenta a primeira explicação plausível para as ondulações galácticas. “É como se fosse jogar uma pedra num lago e gerar as ondas”, disse Charkrabarti, durante a conferência de imprensa realizada na 227ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Kissimmee, na Flórida (EUA).

“Óbvio, nós não estamos falando de um lago, mas sim da nossa galáxia, que tem dezenas de milhares de anos-luz de diâmetro e é feita de estrelas e gás, mas o resultado é o mesmo: ondulações!” disse Charkrabarti, e adicionou que seu trabalho é parte de uma nova disciplina chamada de sismologia galáctica. “Esta é realmente a primeira aplicação não teórica deste campo, onde nós podemos inferir coisas sobre a composição invisível das galáxias, analisando os sismos galácticos”.

Para chegar a esta conclusão, a equipe de pesquisa estudou um trio de estrelas, chamadas de variáveis Cefeidas, que são parte da provável galáxia anã, agora estimada a uma distância de 300.000 anos-luz da nossa galáxia, na direção da constelação da Norma. “Nós temos uma boa ideia da distância para estas estrelas, pois o brilho intrínseco das variáveis Cefeidas, depende do seu período de pulsação, que conseguimos medir com precisão”, disse Chakrabarti. “O que eu queria saber era o quão rápido estas estrelas estavam quando passaram pela nossa galáxia, com esta informação nós podemos começar a entender a dinâmica e por fim saber quanta matéria escura existe”.

Para fazer isso, Chakrabarti e sua equipe focou em três Cefeidas na pequena galáxia. Usando observações espectroscópicas, obtidas pelo Observatório Gemini e também pelo telescópio Magellan e pelo espectrógrafo WiFeS, os pesquisadores descobriram que as estrelas estão todas vagando a velocidades similares, cerca de 200 quilômetros por segundo. “Isto realmente implica que estas estrelas fazem parte de um sistema organizado e que se move rapidamente, e que nós acreditamos, seja uma galáxia anã. É também muito provável que esta galáxia satélite, tenha raspado na nossa galáxia a milhões de anos atrás e deixado estas ondulações”, disse Chakrabarti.

“Esta nova, e potencialmente poderosa forma de estudar como as estrelas, o gás e a poeira são distribuídos nas galáxias é realmente muito animadora”, disse Chris Davis, diretor do programa no U.S. National Science Foundation, que financia cerca de 65% do Gemini, como parte de uma parceria internacional, bem como este programa de pesquisa. “Conhecida como sismologia galáctica, ela pode traçar, tanto o material visível como o invisível, incluindo a elusiva matéria escura. É uma excelente maneira para melhor entender como as galáxias e as galáxias anãs satélites e vizinhas se interagem”.

O astrônomo do Observatório Gemini Rodolfo Angeloni, refez as observações utilizando o telescópio Gemini Sul no Chile. Ele adicionou que o Gemini Sul é unicamente bem equipado para fazer esse tipo de observação. “A combinação dos espelhos cobertos de prata do Gemini e a versatilidade do espectrógrafo infravermelho Flamingos-2, realmente tornaram este trabalho possível. Estes são alvos especialmente apagados e remotos, e nós temos realmente que levar nossos instrumentos ao limite operacional”.

A equipe planeja continuar este trabalho observando mais estrelas variáveis Cefeidas, no halo da nossa galáxia. “Deve existir ainda uma população de variáveis Cefeidas que não foi descoberta, que se formaram de uma galáxia anã rica em gás caindo no halo da nossa galáxia”, disse Chakrabarti. “Com as capacidades dos telescópios atuais e dos instrumentos neles acoplados, nós devemos ser capazes de amostrar de maneira suficiente o halo da Via Láctea, para que possamos fazer estimativas razoáveis da quantidade de matéria escura, um dos grandes mistérios na astronomia de hoje”.

Fonte: Gemini Obervatory

A Nebulosa Califórnia

O que a Califórnia está fazendo no espaço?

© Farmakopoulos Antonis (NGC 1499)

Vagando através do Braço de Órion da galáxia espiral Via Láctea, esta nuvem cósmica tem a forma parecida com o estado da Califórnia na costa oeste dos Estados Unidos. O nosso Sol e consequentemente o Sistema Solar também localiza-se no Braço de Órion a apenas 1.500 anos-luz de distância da Nebulosa Califórnia. Esta nebulosa também conhecida como NGC 1499 é uma clássica nebulosa de emissão com aproximadamente 100 anos-luz de comprimento. Na imagem acima, o brilho mais proeminente da Nebulosa Califórnia é vermelho, brilho esse característico dos átomos de hidrogênio recombinando com elétrons perdidos que são retirados ou ionizados pelo brilho estelar energético.

A estrela que provavelmente mais contribui com energia para ionizar a maior parte do gás da nebulosa é a brilhante, quente e azulada Xi Persei, logo à direita da nebulosa. A Nebulosa Califórnia é um alvo tradicional para a astrofotografia que pode ser observada e registrada com um telescópio de campo vasto e sendo observada a partir de um local distante da poluição luminosa, apontando o telescópio na direção da constelação de Perseus, não muito longe das Plêiades.

Fonte: NASA

A supermassiva galáxia espiral NGC 4845

Esta imagem do telescópio espacial Hubble da NASA e ESA mostra a galáxia espiral NGC 4845, localizada a cerca de 65 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Virgo (A Virgem).

 

  © Hubble (galáxia espiral NGC 4845)

A orientação da galáxia claramente revela a sua bela estrutura espiral, um disco plano de poeira circundando um brilhante bulbo galáctico.

O centro brilhante da NGC 4845 abriga um gigantesco buraco negro. A presença de um buraco negro em galáxias distantes como a NGC 4845 pode ser inferida do seu efeito nas estrelas mais internas da galáxia. Essas estrelas experimentam uma forte atração gravitacional do buraco negro supermassivo e começam a girar ao redor do centro da galáxia com uma velocidade muito maior do que as estrelas mais externas.

A partir da investigação do movimento dessas estrelas centrais, os astrônomos podem estimar a massa do buraco negro central; para a NGC 4845 esse buraco negro tem uma massa de centenas de milhares de vezes a massa do Sol. Essa mesma técnica foi usada para descobrir o buraco negro supermassivo central da nossa Via Láctea, o Sagittarius A*, que tem cerca de 4 milhões de vezes a massa do Sol.

O núcleo galáctico da NGC 4845 não é apenas supermassivo, mas também muito faminto. Em 2013, os pesquisadores estavam observando outra galáxia, quando eles notaram uma violenta labareda (flare) no centro da NGC 4845. A flare veio do buraco negro central enquanto ele se alimentava e consumia um objeto muitas vezes mais massivo que Júpiter. Uma anã marrom, ou um grande planeta simplesmente passou muito perto e foi devorado pelo buraco negro do núcleo da NGC 4845.

Fonte: ESA