A galáxia oculta IC 342

Semelhante em tamanho às grandes e brilhantes galáxias espirais da nossa vizinhança, IC 342 está a apenas 10 milhões de anos luz de distância na direção da constelação boreal da Girafa (Camelopardalis).

 

  © Fabiomassimo Castelluzzo (IC 342)

A galáxia IC 342 é um universo particular que seria um objeto proeminente nos nossos céus noturnos, mas está obscurecida por um véu de estrelas, gases e poeira cósmica ao longo do plano da Via Láctea.

Mesmo que a luz da galáxia IC 342 esteja reduzida pelas nuvens cósmicas intervenientes, esta imagem telescópica profunda retrata seus aglomerados estelares azuis, a poeira e o brilho em tons de rosa das regiões de formação estelar, imersas nos braços espirais que se espalham a partir do núcleo da galáxia.

A IC 342 pode ter sofrido uma explosão recente de formação estelar e está perto o suficiente para ter influenciado gravitacionalmente a evolução do grupo local de galáxias e a nossa Via Láctea.

Fonte: NASA

O alinhamento dos cinco planetas mais próximos do Sol

Um alinhamento dos cinco primeiros planetas do nosso Sistema Solar pode ser visto a olho nu no horizonte, pouco antes do nascer do Sol, por volta das 5,5 hs da manhã.

© SkySafari (o alinhamento dos cinco planetas)

Os planetas Mercúrio, Vênus, Saturno, Marte e Júpiter estarão visíveis a olho nu no céu entre as direções Leste e Norte no horizonte. O fenômeno deve ocorrer até 20 de fevereiro deste ano.

A linha formada pelos planetas no céu segue de perto a eclíptica, o caminho aparente do Sol em relação às estrelas de fundo. O alinhamento será apenas visual no céu noturno, do ponto de vista de quem está aqui na Terra, sendo que os planetas não estarão realmente alinhados de fato.

O primeiro planeta a aparecer no horizonte será Júpiter, por volta das 23 hs. Em seguida, virão Marte, às 2 hs, Saturno, às 3 hs, Vênus, às 4 hs e, por último, Mercúrio que só deve despontar no horizonte por volta das 5,5 hs.

Os Vênus e Júpiter são os planetas mais facilmente identificáveis, mas Mercúrio o último planeta a aparecer será um pouco mais difícil de ser observado, devido a sua posição aparente no horizonte e de sua proximidade com o Sol, consequentemente seu tempo de visualização é curto.

No dia 6 de fevereiro deste ano ocorrerá o ápice do fenômeno, quando Mercúrio estará em elongação máxima, ou seja, atingirá seu ponto máximo no céu. Em 1 de fevereiro, a Lua estará ao lado de Marte, em seguida, na manhã seguinte, ela estará situada logo abaixo do Planeta Vermelho. Na manhã do dia 4 de fevereiro, a Lua na fase crescente estará perto de Saturno. Em seguida, em 6 de fevereiro, a Lua estará ao lado de Vênus e em 7 de fevereiro, a Lua com uma pequena fatia iluminada estará situada abaixo de Mercúrio.

Este o alinhamento destes cinco planetas que podem ser vistos a olho nu ocorreu pelo última vez em 2005, e deverá acontecer novamente em agosto deste ano e depois em outubro de 2018.

Fonte: Cosmo Novas & National Geographic

Lançado telescópio brasileiro para observação do Sol

A NASA, agência espacial norte-americana, lançou com êxito, no dia 18 de janeiro, um balão estratosférico que transporta dois equipamentos científicos voltados a estudar o Sol. O lançamento foi feito em McMurdo, base dos Estados Unidos na Antártica.

 

© NASA/SDO (explosão solar)

Um dos equipamentos é o Solar-T: um telescópio fotométrico duplo, projetado e construído no Brasil por pesquisadores do Centro de Radioastronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM), da Universidade Presbiteriana Mackenzie, em colaboração com colegas do Centro de Componentes Semicondutores da Universidade Estadual de Campinas (Unicamp).

O outro equipamento é o experimento de raios X e gama GRIPS (sigla em inglês de Gamma-ray Imager / Polarimeter for Solar Flares), da University of California em Berkeley, nos Estados Unidos, no qual o Solar-T foi acoplado.

Desenvolvido com apoio da FAPESP, por meio de um Projeto Temático e de um Auxílio à Pesquisa-Regular, o Solar-T é o primeiro instrumento científico do gênero construído no país, após 15 anos de pesquisa e desenvolvimento.

Além da FAPESP, o projeto contou com recursos do Fundo Mackenzie de Pesquisa (MackPesquisa), do Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq), da Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (Capes), da NASA, do AFOSR (sigla em inglês de Air Force Office of Scientific Research), dos Estados Unidos, e do Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (Conicet), da Argentina.

“O desenvolvimento do Solar-T representa uma oportunidade de qualificação brasileira em tecnologia espacial avançada que pode dar origem a novos projetos em satélites, por exemplo, e contribuições para a Estação Espacial Internacional”, disse Pierre Kaufmann, pesquisador do CRAAM e coordenador do projeto.

“Estamos desenvolvendo um projeto em colaboração com o Instituto Lebedev de Moscou para instalar telescópios de detecção de frequências em terahertz na Estação Espacial Internacional, e o sucesso da missão do Solar-T é uma condição necessária para qualificarmos a tecnologia que desenvolvemos”, afirmou.

O balão estratosférico transportando o Solar-T e o GRIPS – que juntos pesam mais de 3 toneladas – está voando a uma altitude de 40 mil metros e circum-navegará a Antártica por um período entre 20 e 30 dias.

Enquanto sobrevoar o continente gelado, o Solar-T deverá captar a energia que emana das explosões solares em duas frequências inéditas, de 3 e 7 terahertz (THz), que correspondem a uma fração da radiação infravermelha distante.

Situada no espectro eletromagnético entre a luz visível e as ondas de rádio, essa faixa de radiação permite observar mais facilmente a ocorrência de explosões associadas aos campos magnéticos das regiões ativas do Sol, que muitas vezes lançam em direção à Terra jatos de partículas de carga negativa (elétrons) aceleradas a grandes velocidades.

Nas proximidades do planeta, essas partículas atrapalham o funcionamento de satélites de telecomunicações e de GPS e produzem as auroras austrais e boreais.

A radiação das explosões nessa faixa do infravermelho distante também torna possível uma nova abordagem para investigar fenômenos que produzem energia em regiões ativas que ficam entre a superfície do Sol, a fotosfera, onde a temperatura não passa dos 5,7 mil graus, e as camadas superiores e mais quentes: a cromosfera, onde as temperaturas alcançam 20 mil graus, e a coroa, que está a mais de 1 milhão de graus.

“Essas frequências de 3 e 7 terahertz são impossíveis de serem medidas a partir do nível do solo porque são bloqueadas pela atmosfera. É necessário ir para o espaço para medi-las”, disse Kaufmann.

Para fazer as medições, o Solar-T conta com um aparato composto por dois fotômetros (medidores de intensidade de fótons), coletores e filtros para bloquear radiações de frequências indesejáveis (infravermelho próximo e luz visível), que poderiam mascarar o fenômeno, e selecionar as frequências de 3 e 7 terahertz.

Os dados coletados pelo telescópio fotométrico são armazenados em dois computadores a bordo do equipamento e transmitidos compactados à Terra, por meio de um sistema de telemetria, valendo-se da rede de satélites Iridium. Os dados transmitidos à Terra são gravados em dois computadores no CRAMM.

“A transmissão dos dados obtidos pelo Solar-T para a Terra garante a obtenção das informações coletadas caso não seja possível recuperar os computadores a bordo do equipamento, porque as chances são muito baixas”, afirmou Kaufmann. “A Antártica é maior do que o Brasil, tem pouquíssimos lugares de acesso e não há como controlar o lugar onde o balão deve cair.”

De acordo com o pesquisador, os dois fotômetros THz, os computadores de dados e o sistema de telemetria do Solar-T estão funcionando normalmente, alimentados por duas baterias carregadas com energia capturada por painéis solares.

Logo após o rastreador de explosões solares ter sido acionado, no dia seguinte ao do lançamento do balão estratosférico, o equipamento já começou a enviar dados para a Terra.

Os dados terão que ter precisão de apontamento e rastreio do Sol de mais ou menos meio grau. Esse nível de precisão deverá ser assegurado por um sistema automático de apontamento e rastreio do GRIPS, com o qual o Solar-T está alinhado.

“Por enquanto, ainda não houve nenhuma grande explosão solar captada pelo Solar-T. Mas, caso ocorra, o equipamento poderá detectá-la e enviar os dados para analisarmos”, disse Kaufmann.

Fonte: FAPESP (Agência)

A vizinha limpa e arrumada da Via Láctea

Muitas galáxias encontram-se cheias de poeira, enquanto outras apresentam ocasionais faixas escuras de fuligem cósmica opaca espiralando entre o gás e as estrelas.

© ESO (galáxia anã IC 1613)

No entanto, o alvo desta nova imagem, obtida pela câmera OmegaCAM montada no telescópio de rastreio do VLT no ESO, no Chile, é bastante peculiar, a pequena galáxia chamada IC 1613 é uma maníaca por limpeza!

A IC 1613 contém muito pouca poeira cósmica, o que permite aos astrônomos explorar o seu conteúdo com bastante facilidade. Não é apenas uma questão de aparência; a limpeza desta galáxia é vital para a compreendermos o Universo que nos rodeia.

A IC 1613 é uma galáxia anã situada na constelação da Baleia. Esta imagem do VST mostra a beleza pouco convencional deste objeto, deixando-nos observar suas estrelas todas espalhadas e gases rosa brilhante, em grande detalhe.
O astrônomo alemão Max Wolf descobriu o fraco brilho da IC 1613 em 1906. Em 1928, o seu compatriota Walter Baade utilizou o poderoso telescópio de 2,5 metros instalado no Observatório de Mount Wilson, na Califórnia, conseguindo observar as estrelas individuais. A partir destas observações os astrônomos concluíram que esta galáxia deveria estar muito perto de nós, uma vez que apenas era possível resolver estrelas individuais com tamanho aparente de alfinetes nas galáxias mais próximas.
Desde este momento, os astrônomos confirmaram que IC 1613 é efetivamente um membro do Grupo Local, uma coleção de mais de 50 galáxias que inclui a nossa galáxia, a Via Láctea. A IC 1613 situa-se a 2,3 milhões de anos-luz de distância de nós, sendo relativamente bem estudada devido à sua proximidade. Os astrônomos descobriram que se trata de uma anã irregular, a qual não apresenta muitas das características encontradas em outras galáxias pequenas, como por exemplo um disco estrelado.
No entanto, o que falta em forma à IC 1613 é compensado em termos de limpeza. Sabemos a distância à IC 1613 com elevado grau de precisão, parcialmente devido aos níveis anomalamente baixos de poeira que se encontram lá e ao longo da nossa linha de visada, algo que permite observações muito mais claras. A poeira cósmica é composta por vários elementos pesados, tais como o carbono e o ferro, assim como por moléculas maiores e mais granuladas. Não só bloqueia a radiação, dificultando a observação de objetos envoltos em poeira, como dispersa de forma preferencial a radiação mais azul. Como resultado, a poeira cósmica faz os objetos parecerem mais vermelhos do que na realidade são, quando observados através dos nossos telescópios. Este avermelhamento deve ser considerado quando estudam estes objetos, mas mesmo assim, quanto menor o avermelhamento, mais precisas serão as observações.
A segunda razão da distância ser conhecida com tanta precisão deve-se ao fato desta galáxia abrigar uma quantidade de estrelas de dois tipos: variáveis Cefeides e variáveis RR Lyrae. Estes tipos de estrelas pulsam de forma ritmada, crescendo em brilho e tamanho de forma característica a intervalos regulares. Além das duas Nuvens de Magalhães, IC 1613 é a única galáxia anã irregular no Grupo Local onde se identificaram estrelas variáveis do tipo RR Lyrae.
Como sabemos por experiência cotidiana na Terra, os objetos que brilham, tais como as lâmpadas ou as chamas das velas, parecem mais fracos à medida que nos afastamos deles. Os astrônomos usam esta regra simples da lógica para descobrir quão distantes é que os objetos no Universo estão realmente, desde que saibam quão brilhantes são na realidade, ou seja, desde que conheçam o seu brilho intrínseco.
As variáveis Cefeides e RR Lyrae têm a propriedade especial do seu período de aumento e diminuição de brilho estar diretamente ligado ao seu brilho intrínseco. Por isto, ao ser medido quão rápido flutuam é possível o seu brilho intrínseco. Comparando depois este valor ao brilho aparente medido, podemos saber quão distantes é que se encontram, de modo a parecerem tão tênues quando observados.
As estrelas para as quais se conhece o seu brilho intrínseco funcionam como velas padrão, um pouco como uma vela com determinado brilho atuaria para se calcular intervalos de distância baseados no brilho observado do cintilar da sua chama.
Usando velas padrão, tais como as estrelas variáveis que se encontram na IC 1613 e as menos comuns explosões de supernova do tipo Ia, que podem ser observadas ao longo de maiores distâncias cósmicas foi construída uma escada de distância cósmica, que penetra o espaço cada vez mais profundamente.
Há décadas atrás a IC 1613 ajudou os astrônomos a determinar como usar estrelas variáveis para mapear a grande extensão do Universo. Nada mau para uma pequena galáxia sem forma!

Fonte: ESO

Descoberto exoplaneta com a maior órbita conhecida

O objeto de massa planetária J2126, anteriormente pensado como sendo um planeta solitário, orbita sua estrelaprogenitora na maior órbita já descoberta até agora no Universo, de acordo com uma equipe de astrônomos liderada pelo Dr. Niall Deacon, da Universidade de Hertfordshire, no Reino Unido.

© University of Hertfordshire/Neil Cook (ilustração do exoplaneta J2126)

O exoplaneta 2MASS J21265040-8140293 (J2126), tem cerca de 13 vezes a massa de Júpiter. Sua órbita é de aproximadamente 6.900 UA (Unidades Astronômicas) de distância da sua estrela, a TYC 9486-927-1, uma estrela ativa, de rotação rápida e classificada como sendo do tipo anã-M.

Esta é uma órbita 6.900 vezes maior que a distância da Terra ao Sol, ou seja, aproximadamente 1 trilhão de quilômetros. Nesta sua órbita, o planeta leva 900.000 anos para completar uma volta ao redor da sua estrela.

O planeta foi registrado pela primeira vez em 2008 pelo astrônomo Neill Reid do Space Telescope Science Institute.

Em 2014, uma equipe de astrônomos do Canadá identificou ele como sendo o possível membro de um grupo de estrelas com 45 milhões de anos de vida e anãs marrons conhecido como Tucana Horologium Association. Isto fez com que o objeto fosse muito jovem e tivesse pouca massa para ser classificado como um planeta solitário.

Até agora, ninguém havia sugerido que o J2126 e a estrela TYC 9486-927-1 estivessem conectados de alguma forma.

O Dr. Deacon e seus colegas da Alemanha, Austrália e dos EUA, descobriram que esses dois objetos estão se movendo através do espaço, juntos, e estão a uma distância de 104 anos-luz do Sistema Solar, implicando que eles estão sim associados.

“Este é o maior sistema planetário já encontrado e ambos os membros são bem conhecidos por 8 anos, mas ninguém até então tinha feito a conexão entre eles antes”, disse o Dr. Deacon.

“O planeta não é solitário como nós pensávamos anteriormente, mas ele certamente está numa relação de grande distância com a sua estrela”.

De acordo com a equipe, o J2126, tem uma massa, uma idade, um tipo espectral e uma temperatura, semelhante a um exoplaneta muito bem estudado, o Beta Pictoris b.

“Comparado ao Beta Pictoris b, o J2126 está mais de 700 vezes mais distante de sua estrela, mas como esse imenso sistema planetário se formou e sobreviveu ainda permanece uma questão em aberto”, disse o Dr. Simon Murphy, membro da equipe, da Universidade Nacional Australiana.

Um artigo sobre o assunto foi aceito para publicação na Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: New Scientist

Aglomerados de galáxias revelam novas impressões sobre a matéria escura

A matéria escura é um fenômeno cósmico misterioso que corresponde a 27% de toda a matéria e energia.

© NASA/ESA/JPL-Caltech/Yale/CNRS (Abell 1689)

Embora a matéria escura esteja sempre à nossa volta, não a podemos ver ou sentir. Mas os cientistas podem inferir a presença da matéria escura observando como a matéria normal se comporta em torno dela.

Os aglomerados de galáxias, que consistem em milhares de galáxias, são importantes para explorar a matéria escura porque residem numa região onde tal matéria é mais densa do que a média. Pensa-se que quanto mais massivo é o aglomerados de galáxias, mais matéria escura tem no seu ambiente. Mas uma nova pesquisa sugere que a ligação é mais complicada do que isso.

"Os aglomerados de galáxias são como as grandes cidades do nosso Universo. Da mesma forma que podemos olhar para as luzes de uma cidade à noite, a partir de um avião, e inferir o seu tamanho, estes aglomerados dão-nos uma ideia da distribuição da matéria escura que não podemos ver," afirma Hironao Miyatake do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia.

Um novo estudo, liderado por Miyatake, sugere que a estrutura interna de um aglomerado de galáxias está ligada ao ambiente de matéria escura em seu redor. Esta é a primeira vez que se mostra que uma propriedade, além da massa do aglomerado, está associada com a matéria escura.

Os pesquisadores estudaram cerca de 9.000 aglomerados de galáxias do catálogo de galáxias SDSS (Sloan Digital Sky Survey) DR8 e dividiram-nos em dois grupos consoante as suas estruturas internas: um, no qual as galáxias individuais dentro dos aglomerados estavam mais espalhadas, e o outro no qual estavam agrupadas mais intimamente. Os cientistas usaram uma técnica chamada lente gravitacional, observando como a gravidade dos aglomerados curva a luz de outros objetos, para confirmar que ambos os grupos tinham massas semelhantes.

Mas quando os cientistas compararam os dois grupos, encontraram uma diferença importante na distribuição dos aglomerados de galáxias. Normalmente, os aglomerados de galáxias estão separados dos outros, em média, por 100 milhões de anos-luz. Mas para o grupo de aglomerados com galáxias mais próximas umas das outras, havia menos aglomerados vizinhos a esta distância do que no grupo com aglomerados mais dispersos. Por outras palavras, o ambiente de matéria escura em seu redor determina quão agrupado é o aglomerados de galáxias.

"A diferença é o resultado dos diferentes ambientes de matéria escura em que os grupos de aglomerados de galáxias se formam. Os nossos resultados indicam que a ligação entre um aglomerado de galáxias e a matéria escura ao redor não se caracteriza apenas pela massa do aglomerado, mas também pela sua história de formação," comenta Miyatake.

David Spergel, professor de astronomia na Universidade de Princeton em Nova Jersey, acrescenta: "estudos observacionais anteriores haviam mostrado que a massa dos aglomerados de galáxias é o fator mais importante na determinação das suas propriedades globais. O nosso trabalho mostra que a 'idade também conta': aglomerados mais jovens vivem em ambientes diferentes de matéria escura em grande escala do que os aglomerados mais velhos."

Os resultados estão em linha com as previsões da teoria principal acerca das origens do nosso Universo. Depois de um evento chamado inflação cósmica, um período de menos de um bilionésimo de segundo após o Big Bang, existiram pequenas mudanças na energia do espaço chamadas flutuações quânticas. Estas mudanças, em seguida, desencadearam uma distribuição não uniforme da matéria. Os cientistas dizem que os aglomerados de galáxias que vemos hoje resultaram de flutuações na densidade da matéria no início do Universo.

"A ligação entre a estrutura interna dos aglomerados de galáxias e a distribuição da matéria escura em torno é uma consequência da natureza das flutuações de densidade iniciais estabelecidas antes do Universo ter sequer um segundo de idade," explica Miyatake.

Os pesquisadores vão continuar explorando estas ligações.

"Os aglomerados de galáxias são janelas notáveis sobre os mistérios do Universo. Ao estudá-los, podemos aprender mais sobre a evolução da estrutura em larga escala do Universo e sobre a sua história, bem como da matéria escura e da energia escura," conclui Miyatake.

O novo estudo foi publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Os deslumbrantes diamantes do aglomerado estelar Trumpler 14

As estrelas singulares são muitas vezes negligenciadas em favor de seus primos cósmicos maiores, mas quando elas se unem, elas criam cenas verdadeiramente, de tirar o fôlego, e chegam até mesmo a rivalizar com as mais brilhantes nebulosas e galáxias.

© Hubble/Jesús Maíz Apellániz (aglomerado estelar Trumpler 14)

Esta imagem realizada pelo telescópio espacial Hubble mostra o aglomerado estelar Trumpler 14. Este é um dos maiores aglomerados de estrelas brilhantes, quentes e massivas na Via Láctea. Ele possui algumas das estrelas mais luminosas da nossa galáxia.

Aproximadamente 1.100 aglomerados estelares abertos já foram descobertos na Via Láctea, embora, acredita-se que existam muito mais. O Trumpler 14 é um desses, localizado a cerca de 8.000 anos-luz de distância da Terra na direção do centro da bem conhecida Nebulosa Carina.

Com apenas 500.000 anos de existência, uma pequena fração da idade do aglomerado aberto das Plêiades, que tem 115 milhões de anos, o Trumpler 14 não é somente um dos mais populosos aglomerados dentro da Nebulosa Carina, mas também é um dos mais jovens. Contudo, ele é bem rápido em recuperar o tempo perdido, formando estrelas numa taxa incrível, criando assim um visual deslumbrante.

© ESO (aglomerado estelar Trumpler 14 na Nebulosa Carina)

Essa região do espaço abriga uma das mais altas concentrações de estrelas massivas e luminosas de toda a Via Láctea, uma espetacular família de estrelas jovens, brilhantes e azul esbranquiçadas. Estas estrelas estão rapidamente consumindo seus vastos suprimentos de hidrogênio, e têm somente alguns milhões de anos de vida antes de encontrarem sua morte e explodirem como supernovas. Entretanto, apesar de sua juventude, estas estrelas estão criando um grande impacto em seu ambiente. Elas estão literalmente criando ondas!

À medida que as estrelas arremessam partículas em alta velocidade para fora de suas superfícies, fortes ventos estelares vagam pelo espaço. Esses ventos colidem com o material ao redor, gerando ondas de choque que aquecem o gás a milhões de graus e disparam intensas explosões de raios X. Estes fortes ventos estelares criam cavidades nas nuvens de gás e poeira próximas, e iniciam o processo de formação de novas estrelas.

A forma de arco peculiar da nuvem visível na parte inferior da imagem, acredita-se seja resultado desse vento. Esta característica provavelmente é uma onda de choque criada pelo vento fluindo de uma estrela próxima, a Trumpler 14 MJ 218. Os astrônomos têm observado essa estrela se movendo através do espaço a uma velocidade impressionante de 350.000 quilômetros por hora, esculpindo os aglomerados ao redor de gás e poeira.

Os astrônomos estimam que por volta de 2.000 estrelas residam dentro do Trumpler 14, variando de tamanho de menos de um décimo até algumas dezenas de vezes a massa do Sol. A mais proeminente estrela no Trumpler 14, e a estrela mais brilhante nessa bela imagem do Hubble, é a supergigante HD 93129Aa.

As estrelas HD 93129Aa e HD 93129Ab fazem parte do sistema estelar binário HD 93129AaAb. A estrela HD 93129Aa é uma estrela do tipo O que é cerca de 2,5 milhões de vezes mais brilhante do que o Sol, e tem uma massa 80 vezes maior. Ela tem uma temperatura de superfície de mais de 50.000 graus. A HD 93129Aa é uma das estrelas mais brilhante e mais quente de toda a Via Láctea.

Fonte: ESA

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