Galáxia arrastou impressionante pluma de gás

Astrônomos descobriram uma cauda espetacular de gás com mais de 300.000 anos-luz vindo de uma galáxia próxima.

© CFHT/Coelum (NGC 4569 e IC 3583)

A pluma é constituída por gás de hidrogênio, elemento primordial na formação de novas estrelas, e é cinco vezes maior do que a própria galáxia.

A descoberta foi feita por uma equipe internacional de cientistas liderada pelo Dr. Alessandro Boselli do Laboratoire d'Astrophysique de Marseille na França.

“Os cientistas notaram há muito tempo que a galáxia NGC 4569 continha menos gás do que o esperado, mas não conseguiram ver onde ele tinha ido,” disse o astrofísico Luca Cortese do International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), que faz parte da equipe de pesquisa.

"Nós não temos a arma fumegante, a nítida evidência de remoção direta de gás da galáxia. Agora, com essas observações, temos visto pela primeira vez uma enorme quantidade de gás que cria um fluxo que arrasta atrás da galáxia," disse o Dr. Cortese.

A NGC 4569 fica no aglomerado de Virgem, um grupo de galáxias a 55 milhões de anos-luz da nossa Via Láctea. Ela está viajando através do aglomerado com cerca de 1.200 quilômetros por segundo, sendo que é este movimento que está causando a retirada do gás da galáxia.

A descoberta foi realizada quando a equipe de pesquisa estava utilizando uma câmera muito sensível no Canada France Hawaii Telescope para observar a NGC 4569 por um longo tempo.

A NGC 4569 pode ser a primeira de muitas galáxias encontrados que possuem longas caudas de gás que se estende a partir delas. Será possível encontrar características semelhantes em muitos outros aglomerados de galáxias.

Um artigo intitulado “Spectacular tails of ionised gas in the Virgo cluster galaxy NGC 4569” foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics. Uma cópia do documento está disponível no A&A.

Fonte: The University of Western Australia

As primeiras imagens diretas da atmosfera de um exoplaneta

Usando o telescópio espacial Hubble da NASA, os astrônomos da Universidade do Arizona tomaram as primeiras imagens diretas de um jovem exoplaneta gasoso conhecido como 2M1207b, localizado cerca de 160 anos-luz da Terra.

© ESO (ilustração do exoplaneta 2M1207b e sua estrela)

O exoplaneta tem quatro vezes a massa de Júpiter e orbita uma estrela anã marrom. E enquanto o nosso Sistema Solar possui 4,5 bilhões de anos de existência, o 2M1207b tem apenas dez milhões de anos de idade. Seus dias são curtos, com menos de 11 horas, e sua temperatura está quente formando bolhas de 1.427 graus Celsius. Suas pancadas de chuva vêm na forma de ferro líquido e vidro.

Os pesquisadores, liderados pelo estudante Yifan Zhou do Departamento de Astronomia Universidade do Arizona, foram capazes de deduzir o período de rotação do exoplaneta e entender melhor suas propriedades atmosféricas, incluindo suas nuvens desiguais, captando 160 imagens do alvo ao longo de dez horas. Este trabalho foi possível graças às capacidades de alta resolução e de alto contraste Wide Field Camera 3 do telescópio espacial Hubble.
"Compreender a atmosfera do exoplaneta foi um dos principais objetivos para nós. Isso pode nos ajudar a entender como as nuvens são formadas e se elas são homogêneas ou heterogêneas em todo o planeta", disse Zhou.

Até agora, nunca ninguém tinha utilizado o telescópio espacial Hubble para criar imagens diretas de um exoplaneta. Mesmo o maior telescópio na Terra não poderia tirar uma foto nítida de um exoplaneta tão longe quanto o 2M1207b, por isso os astrônomos criaram uma nova forma inovadora para mapear suas nuvens sem realmente vê-los em relevo acentuado, através da medida da mudança no seu brilho mudança ao longo do tempo.

"O resultado é muito emocionante. Isso nos dá uma nova técnica para explorar as atmosferas dos exoplanetas," disse Daniel Apai, professor assistente de astronomia e ciências planetárias da Universidade do Arizona e o pesquisador principal deste programa do Hubble.

De acordo com Apai, esta nova técnica de imagem fornece um método para mapear exoplanetas e é um passo importante para o discernimento, e colocando nossos planetas no contexto. Nosso Sistema Solar tem uma amostragem relativamente limitada de planetas, e não há nenhum planeta tão quente ou tão volumoso quanto o 2M1207b.
"O 2M1207b é provavelmente apenas o primeiro de muitos exoplanetas que seremos capazes de caracterizar e mapear", disse o astrônomo Glenn Schneider do Steward Observatory, co-autor do estudo com Adam Showman do Lunar and Planetary Laboratory.

"Será que esses mundos exóticos uniram padrões de nuvens como Júpiter? Como está o clima nesses mundos extremamente quentes, é semelhante ou diferente dos planetas mais frios em nosso próprio sistema solar? Observações como estas são fundamentais para responder a estas perguntas," disse Showman.

Zhou e seus colaboradores começaram a coletar dados para este projeto em 2014. Ele começou como um estudo piloto para demonstrar que o telescópio espacial Hubble e o telescópio espacial James Webb, que a NASA vai lançar no final de 2018, podem ser usados para mapear nuvens em outros planetas.

O sucesso deste estudo levam a um novo programa, maior: o programa Cloud Atlas do Hubble. Sendo um dos maiores programas focados em exoplanetas do Hubble, o Cloud Atlas representa uma colaboração entre 14 especialistas de todo o mundo, que agora estão criando mais imagens diretas de outros exoplanetas.

© ESO/VLT (exoplaneta 2M1207b em órbita da estrela anã marrom)

A imagem composta acima mostra o exoplaneta 2M1207b (a mancha vermelha no canto inferior esquerdo), em órbita da anã marrom 2M1207 (centro), o primeiro exoplaneta diretamente fotografado e o primeiro descoberto orbitando uma anã marrom. Ela foi fotografada pela primeira vez pelo VLT em 2004. A sua identidade planetária e características foram confirmadas após um ano de observações em 2005. O 2M1207b é um planeta semelhante a Júpiter, 5 vezes mais massivo do que Júpiter. Ele orbita a anã marron a uma distância 55 vezes maior do que a Terra ao Sol, quase duas vezes tanto quanto Netuno é do Sol. O sistema 2M1207 fica a uma distância de 230 anos-luz, na constelação de Hydra. A foto é baseado em três exposições do infravermelho próximo (nas bandas H, K e L), com a instalação do sistema de óptica adaptativa NACO no telescópio VLT Yepun de 8,2 m do Observatório Paranal do ESO.

Fonte: University of Arizona & ESO

O gigante adormecido no centro de uma galáxia

A aparência plácida da NGC 4889 pode enganar o observador desavisado.

© Hubble (NGC 4889)

Mas, a galáxia elíptica mostrada nesta nova imagem efetuada pelo telescópio espacial Hubble guarda um segredo obscuro. No seu coração existe um dos buracos negros mais massivos já descobertos.

Localizado a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância no Aglomerado Coma, a gigantesca galáxia elíptica NGC 4889, a maior e mais brilhante galáxia vista nesta imagem, é a moradia de um buraco negro supermassivo quebrador de recordes. Com 21 bilhões de vezes a massa do Sol, este buraco negro tem um horizonte de eventos – a superfície de onde nem mesmo a luz pode escapar – com um diâmetro de aproximadamente 130 bilhões de quilômetros. Isto é cerca de 15 vezes o diâmetro da órbita de Netuno ao redor do Sol. Por comparação, o buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia, a Via Láctea, acredita-se que tenha uma massa de cerca de 4 milhões de vezes a massa do Sol e um horizonte de eventos com um tamanho equivalente a um quinto da órbita de Mercúrio.

Porém, o tempo quando o buraco negro da NGC 4889 engolia as estrelas e devorava poeira é passado. Os astrônomos acreditam que o gigantesco buraco negro parou de se alimentar, e está atualmente descansando. O ambiente dentro da galáxia está agora tão tranquilo que as estrelas estão se formando a partir do gás remanescente e não perturbado em torno do buraco negro.

Quando estava ativo o buraco negro supermassivo da NGC 4889 foi energizado pelo processo de acreção quente. Quando o material galáctico, como o gás, a poeira e outros detritos, caia vagarosamente em direção ao buraco negro, ele se acumulou e formou o disco de acreção. Orbitando o buraco negro, este disco de material em rotação foi acelerado pela imensa força gravitacional do buraco negro e foi aquecido a milhões de graus. Este material aquecido também expeliu jatos gigantescos e muito energéticos. Durante este período, os astrônomos teriam classificado a NGC 4889 como um quasar e o disco ao redor do buraco negro supermassivo teria emitido uma energia mil vezes maior do que a energia da Via Láctea.

O disco de acreção sustentou o apetite do buraco negro supermassivo até que o suprimento de material galáctico se exaurisse. Agora, descansando, enquanto espera o próximo lanche celeste, o buraco negro supermassivo está dormente. Contudo, sua existência permite que os astrônomos avancem no conhecimento sobre como e onde os quasares, estes objetos ainda misteriosos e elusivos, se formaram nos primeiros dias de existência do Universo.

Embora seja impossível observar diretamente um buraco negro, já que a luz não pode escapar da força gravitacional, sua massa pode ser indiretamente determinada. Usando instrumentos no observatório Keck II e o telescópio Gemini Norte, os astrônomos mediram a velocidade com a qual as estrelas estão se movendo ao redor do centro da NGC 4889. Estas velocidades, que dependem da massa do objeto que elas orbitam, revelaram a imensa massa do buraco negro supermassivo.

Fonte: ESA

Descoberto jato em buraco negro pela radiação remanescente do Big Bang

Um jato proveniente de um buraco negro muito distante sendo iluminado pelo brilho remanescente do Big Bang, conhecido como radiação Cósmica de Micro-ondas de Fundo (CMB), foi descoberto por astrônomos usando o observatório de raios X Chandra da NASA, quando observavam outra fonte no campo de visão do observatório.

© Chandra/DSS (jato de um buraco negro distante)

Jatos no Universo primordial como esse, conhecido como B 3 0727+409, fornece aos astrônomos uma maneira de pesquisar sobre o crescimento dos buracos negros numa época muito antiga do cosmos. A luz do B3 0727+409 foi emitida a cerca de 2,7 bilhões de anos depois do Big Bang, quando o Universo tinha somente um quinto da sua idade atual.

A imagem acima mostra os dados de raios X do Chandra que foram combinados com imagens ópticas obtidas pelo Digitized Sky Survey (DSS). Pode-se notar que as duas fontes perto do centro da imagem não representam uma fonte dupla mas sim um alinhamento do distante jato e da galáxia em primeiro plano. O detalhe mostra mais informações da emissão do jato de raios X detectado pelo Chandra. O comprimento do jato no B3 0727+409 é de no mínimo 300.000 anos-luz. Muitos jatos longos emitidos por buracos negros supermassivos já foram detectados no Universo próximo, mas como exatamente esses jatos emitem os raios X é um tema de muito debate ainda. No B3 0727+409, parece que a CMB está realçando os comprimentos de onda de raios X.

Os cientistas acreditam que à medida que os elétrons no jato voam do buraco negro numa velocidade próxima da velocidade da luz, eles se movem através de um mar de radiação de CMB e colidem com os fótons das micro-ondas. Isso realça a energia dos fótons na faixa dos raios X que são detectados pelo Chandra. Se esse for o caso, isso implica que os elétrons no jato B3 0727+409, precisam se manter movendo na velocidade próxima da velocidade da luz por centenas de milhares de anos-luz.

A significância dessa descoberta está no fato dos astrônomos terem essencialmente descoberto esse jato enquanto estavam observando o aglomerado de galáxias no campo. Historicamente, esses jatos distantes têm sido descobertos primeiramente nas ondas de rádio, e então nas observações de raios X para se procurar por emissões de energia mais altas. Se os jatos de raios X podem existir com partes muito fracas e não detectáveis de ondas de rádio, isso significa que podem existir muito mais desses jatos no Universo, mas os astrônomos ainda não procuraram por eles de forma sistemática.

Um artigo descrevendo estes resultados foi publicado no The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Primeira detecção da atmosfera de uma Super-Terra

Os astrônomos têm perscrutado as atmosferas dos exoplanetas tanto a partir de telescópios terrestres como através de observatórios espaciais.

  © ESA/M. Kornmesser (ilustração da Super-Terra 55 Cancri e em frente de sua estrela hospedeira)

A espectroscopia de transmissão nos permite observar o espectro da luz estelar em vários comprimentos de onda a medida que um exoplaneta em trânsito passa primeiramente à frente de sua estrela hospedeira e depois se move para trás da mesma. Agora nós temos notícias sobre uma inédita e bem-sucedida detecção de gases atmosféricos de uma Super-Terra por uma equipe de cientistas composto de pesquisadores da University College London (UCL) e da Catholic University of Leuven, na Bélgica, usando dados fornecidos pelo Hubble.

“Este é um resultado excitante porque é a primeira vez que fomos capazes de encontrar as assinaturas espectrais que mostram os gases presentes na atmosfera de uma Super-Terra. Nossa análise da atmosfera de 55 Cancri e sugere que o exoplaneta tem conseguido manter uma significante quantidade de hidrogênio e hélio fornecido pela nebulosa onde se formou,” disse Angelos Tsiaras, estudante de doutorado na UCL, que desenvolveu a análise e técnica juntamente com os colegas Dr. Ingo Waldmann e Marco Rocchetto da UCL Physics & Astronomy.

O sistema 55 Cancri dista 41 anos-luz do Sol. Trata-se de um sistema estelar binário que consiste de uma estrela anã amarela classe G (55 Cancri A) com massa 0,95 M_☉e uma estrela anã vermelha classe M (55 Cancri B) de massa 0,13 M_☉. São conhecidos cinco exoplanetas que orbitam 55 Cancri A, destes, o exoplaneta mais interno é a Super-Terra 55 Cancri e. Todos os cinco exoplanetas conhecidos orbitam a estrela maior 55 Cancri A, sendo que a estrela companheira menor 55 Cancri B fica distante cerca de 1.065 UA (unidades astronômicas).

Embora 55 Cancri e seja uma exoplaneta em trânsito, os cinco exoplanetas do sistema foram descobertos através da técnica da velocidade radial.

As temperaturas em 55 Cancri e atingem 2.000 graus Celsius em um mundo cujo ano leva somente 18 horas terrestres. Com a massa mínima estimada em 8,3 M⊕, o exoplaneta tem um diâmetro com cerca do dobro da Terra.

Tsiaras e sua equipe utilizaram o dispositivo Wide Field Camera 3 (WFC3) do Hubble, recuperando a assinatura espectral de 55 Cancri e através da captura de numerosas medições do espectro por rápidos escaneamentos do objeto em questão. O método especialmente permite a prevenção da saturação do detector. Os resultados foram então alimentados através de um software de empilhamento que removeu distorções sistemáticas causadas pelo método de escaneamento.

No caso de escaneamentos muito longos, devem ser consideradas as distorções geométricas (variações na dispersão ao longo da direção do escaneamento e inclinação do espectro) e os deslocamentos posicionais (horizontal e vertical), uma vez que produzem efeitos significativos no espectro espacialmente escaneado. Especialmente no caso dos escaneamentos rápidos, foi descoberto que os deslocamentos verticais são tão importantes quanto os horizontais, porque estão acoplados com o processo de leitura do detector, causando variações no tempo da exposição. As sistemáticas de longo termo que são dependentes do tempo parecem ter um comportamento diferente para cada canal de comprimento de onda.

Os dados resultantes mostram a abundância de hidrogênio e hélio na atmosfera de 55 Cancri e, mas, em contrapartida, a ausência de vapor d’água. Há evidências intrigantes que sugerem a presença de cianeto de hidrogênio (HCN) com a possível adição de outras moléculas tais como o monóxido de carbono (CO), o dióxido de carbono (CO₂) e o acetileno (C₂H₂). O gás HCN é considerado como um marcador de atmosferas ricas em carbono, o que é consistente com o que previamente era conhecido sobre esse exoplaneta. O 55 Cancri e algumas vezes foi chamado de ‘planeta diamante’ por causa da possibilidade de possuir um interior muito rico em carbono. O recente trabalho aponta na mesma direção, pois sugere que sua atmosfera tem uma alta proporção de carbono em relação ao oxigênio.

“Se a presença de cianeto de hidrogênio (HCN) e outras moléculas for confirmada pela nova geração de telescópios de infravermelho, tais evidências suportariam a teoria que este exoplaneta é de fato rico em carbono e um lugar bem exótico. Entretanto, o cianeto de hidrogênio ou ácido prússico é um composto extremamente venenoso, por isso não é um exoplaneta para se viver!” conclui o Professor Jonathan Tennyson da UCL.

O artigo assinado por Tsiaras et al., intitulado “Detection of an Atmosphere Around the Super-Earth 55 Cancri e”, foi aceito para publicação no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: Centauri Dreams

Estágios iniciais na formação de planetas em sistemas binários

Um dos grandes esforços dos astrônomos é entender como os planetas se formam em sistemas estelares binários.

© NRAO/ALMA/A. Isella/B. Saxton (imagem composta do sistema estelar binário HD 142527)

A imagem composta acima do sistema estelar binário HD 142527 a partir de dados captados pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra um arco distinto de poeira (vermelho) e um anel de monóxido de carbono (azul e verde). Os dois pontos no centro representam as duas estrelas no sistema.

Os primeiros modelos sugeriam quando o cabo de guerra gravitacional entre os dois corpos estelares colocaria os jovens planetas em órbitas excêntricas, possivelmente ejetando-os completamente de seus sistemas ou enviando-os em direção a se colidirem com suas estrelas. Evidências observacionais revelam que os planetas realmente se formam e se mantêm surpreendentemente em órbitas estáveis ao redor das estrelas duplas.

Para melhor entender como esses sistemas se formam e evoluem, os astrônomos estão usando o ALMA para olhar de forma detalhada o disco de formação de planetas ao redor do sistema binário HD 142527, localizado a cerca de 450 anos-luz de distância da Terra num aglomerado de estrelas jovens conhecido como Associação Scorpius-Centaurus.

O sistema HD 142527 inclui uma estrela principal com um pouco mais de duas vezes a massa do nosso Sol e uma companheira menor com apenas um terço da massa do Sol. Elas são separadas por cerca de 1,6 bilhões de quilômetros, um pouco mais da distância entre o Sol e Saturno. Estudos anteriores do ALMA desse mesmo sistema revelaram detalhes impressionantes sobre a estrutura dos discos internos e externos do sistema.

“Esse sistema binário tem sido por muito tempo conhecido como um sistema que abriga uma coroa de formação de planetas de gás e poeira,” disse Andrea Isella, um astrônomo da Rice University em Houston, no Texas. “As novas imagens do ALMA revelam detalhes anteriormente não observados sobre o processo físico que regula a formação dos planetas ao redor desse e talvez de muitos outros sistemas binários.”

Os planetas se formam de discos expansivos de gás e poeira que circundam estrelas jovens. Pequenos grãos de poeira e pacotes de gás se juntam pela gravidade, formando aglomerações cada vez maiores e eventualmente asteroides e planetas. Os detalhes desse processo não são bem entendidos. Estudando uma grande quantidade de discos protoplanetários com o ALMA, os astrônomos esperam entender melhor as condições que existiam no momento da formação de planetas pelo Universo.

As novas imagens de alta resolução obtidas pelo ALMA do HD 142527 mostram um vasto anel elíptico em torno da estrela dupla. O disco começa incrivelmente distante da estrela central, cerca de 50 vezes a distância Terra-Sol. A maior parte do disco consiste de gases incluindo duas formas de monóxido de carbono, 13CO e C180, mas existe uma escassez notável desses gases dentro de um grande arco de poeira que se estende por quase um terço do caminho ao redor do sistema estelar.

Essa nuvem de poeira em forma de lua crescente pode ser o resultado de forças gravitacionais únicas em estrelas binárias, e pode também ser a chave para a formação de planetas. Essa falta de gases flutuando livremente, é provavelmente o resultado do congelamento e da formação de uma fina camada de gelo nos grãos de poeira.

“A temperatura é tão baixa que o gás se transforma em gelo e adere aos grãos,” disse Isella. “Esse processo provavelmente aumenta a capacidade para que os grãos de poeira se unam novamente, fazendo deles um forte catalisador para a formação de planetesimais, e posteriormente em planetas.”

“Nós temos estudado discos protoplanetários por no mínimo 20 anos,” disse Isella. “Existem entre poucas centenas e poucos milhares de discos que nós possamos observar novamente com o ALMA para encontrar novos e surpreendentes detalhes. Essa é a beleza do ALMA. Cada vez que você adquire um novo dado, é como se estivesse abrindo um presente. Você não sabe o que tem dentro do embrulho.”

Fonte: Astronomy Now

Ondas gravitacionais são detectadas no Universo

Após uma série de rumores nos últimos meses, um consórcio internacional de cientistas, integrado por pesquisadores do Brasil, do projeto LIGO (Laser Interferometer Gravitacional-wave Observatory), confirmou ter obtido a primeira detecção direta de ondas gravitacionais geradas pela colisão e fusão de dois buracos negros.

© Ames Research Center/PRL (simulações numéricas das ondas gravitacionais)

A imagem acima mostra simulações numéricas das ondas gravitacionais emitidas pela fusão de dois buracos negros. Os contornos coloridos em torno de cada buraco negro representam a amplitude da radiação gravitacional, as linhas azuis representam as órbitas dos buracos negros e, as setas verdes, suas rotações.

As ondas gravitacionais são oscilações do espaço-tempo que foram previstas há um século pelo físico Albert Einstein.

A existência de ondas gravitacionais foi demonstrada pela primeira vez nas décadas de 1970 e 1980 por Joseph Taylor Jr. e colegas. Taylor e Russell Hulse descobriram, em 1974, um sistema binário composto por um pulsar em órbita de uma estrela de nêutrons. Taylor e Joel M. Weisberg descobriram, em 1982, que a órbita do pulsar estava diminuindo ligeiramente ao longo do tempo devido à libertação de energia sob a forma de ondas gravitacionais. Pela descoberta do pulsar e pela demonstração que tornaria possível esta medição de onda gravitacional em particular, Hulse e Taylor receberam o Prêmio Nobel da Física em 1993.

A nova descoberta do LIGO é a primeira observação das próprias ondas gravitacionais, feita através da medição dos pequenos distúrbios que as ondas fazem no espaço e no tempo à medida que passam através da Terra.

Usando detectores gêmeos do projeto LIGO, situados um em Livingston, em Louisiana, e o outro em Hanford, em Washington, nos Estados Unidos, a três mil quilômetros de distância um do outro, os pesquisadores afirmaram ter observado, pela primeira vez, ondas gravitacionais a partir de um evento cataclísmico, denominado GW 150914, em uma galáxia distante mais de 1 bilhão de anos-luz da Terra.

As ondas gravitacionais foram detectadas em 14 de setembro de 2015, às 6h51 no horário de Brasília, pelos detectores do LIGO. A última tomada de dados terminou agora em janeiro e a análise completa deverá ser publicada em abril.

Os pesquisadores afirmaram que as ondas gravitacionais foram produzidas durante os momentos finais da fusão de dois buracos negros que giraram um em torno do outro, como dois piões, irradiando energia como ondas gravitacionais. Estas ondas gravitacionais têm um som característico, chamado de sinal sonoro, que pode ser usado para medir as massas de dois objetos. Após girarem em torno um do outro, os dois buracos negros se fundiram em um único e mais massivo buraco negro em rotação.

Estima-se que a energia de pico liberada sob a forma de ondas gravitacionais durante os momentos finais da fusão dos buracos negros foi dez vezes maior do que a luminosidade combinada de todas as galáxias no Universo observável.

Os buracos negros têm apenas 150 quilômetros de diâmetro, mas um com 29 e outro com 36 vezes a massa do Sol. Quando se fundem há uma grande explosão de ondas gravitacionais. A energia despendida na geração das ondas gravitacionais detectadas explica porque o buraco negro resultante da fusão ficou com 62 vezes a massa do Sol, três sóis a menos do que a soma dos dois originais.

Causadas por alguns dos fenômenos mais violentos do Cosmos, como colisões e fusões de estrelas massivas compactas, a existência das ondas gravitacionais foi prevista por Einstein, em 1915, em sua Teoria da Relatividade Geral.

O cientista postulou que objetos massivos acelerados distorciam o espaço-tempo, produzindo mudanças no campo gravitacional que se deslocam para fora da massa e viajam à velocidade da luz através do Universo, levando informações sobre suas origens, além de pistas valiosas sobre a natureza da própria gravidade. Estas ondas gravitacionais têm amplitude um milhão de vezes menor do que o diâmetro de um próton e chegam à Terra com uma amplitude muito pequena.

Para tentar detectar e localizar fontes de ondas gravitacionais, os pesquisadores usaram uma técnica conhecida como interferometria a laser, que utiliza detectores distantes entre si para medir as diferenças das observações. Por intermédio dos detectores do LIGO, que foram desenvolvidos e são operados pelo Massachusetts Institute of Technology (MIT) e o California Institute of Technology (Caltech), ambos dos Estados Unidos, foi possível observar as ondas gravitacionais produzidas pela colisão e fusão de dois buracos negros há cerca de 1,3 bilhão de anos-luz da Terra que foram convertidas em trechos de som.

Na próxima campanha de observação do LIGO, que começará nos próximos meses, também haverá a participação de outro detector de ondas gravitacionais, o italiano VIRGO.

Um artigo intitulado “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger” foi publicado na revista Physical Review Letters. Os pesquisadores devem publicar nos próximos meses mais doze outros resultados da colaboração.

Uma publicação elaborada em conjunto pela Astronomy e Discovery referente ao centenário das ondas gravitacionais pode ser vista a seguir.

 

Fonte: Astronomy & Discovery

Um momento de brilho de uma estrela

Uma estrela recém formada ilumina as nuvens cósmicas à sua volta nesta nova imagem obtida no observatório de La Silla do ESO, no Chile.

© ESO (jovem estrela ilumina nebulosa de reflexão IC 2631)

As partículas de poeira nas enormes nuvens que rodeiam a estrela HD 97300 difundem a sua luz, tal como acontece com os faróis de um carro num nevoeiro, criando assim uma nebulosa de reflexão. Embora a estrela HD 97300 se encontre nas luzes da ribalta por agora, a própria poeira que a torna tão proeminente anuncia o nascimento de futuras estrelas, que potencialmente lhe roubarão o protagonismo.

A região resplandescente que se observa nesta nova imagem obtida com o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros é uma nebulosa de reflexão chamada IC 2631. Estes objetos são nuvens de poeira cósmica que refletem a radiação de uma estrela próxima, criando um magnífico espetáculo de luz. A IC 2631 é a nebulosa mais brilhante situada no Complexo do Camaleão, uma enorme região de nuvens de gás e poeira que abrigam várias estrelas recém nascidas e estrelas ainda em formação. O complexo situa-se a cerca de 500 anos-luz de distância na constelação austral do Camaleão.

A IC 2631 está iluminada pela estrela HD 97300, uma das estrelas mais jovens, mais massiva e mais brilhante da vizinhança. Esta região encontra-se repleta de material adequado à formação de estrelas, como é evidente pela presença das nebulosas escuras que se vêem na imagem por cima e por baixo da IC 2631. As nebulosas escuras são tão densas em gás e poeira que bloqueiam a radiação emitida pelas estrelas de fundo.

Apesar da sua presença dominante, a importância da HD 97300 deve ser colocada em perspectiva, já que se trata de uma estrela T Tauri, a primeira fase visível para estrelas relativamente pequenas. À medida que estas estrelas vão evoluindo e atingem a fase adulta, perdem massa e diminuem. No entanto, durante a fase de T Tauri as estrelas ainda não se contraíram até ao tamanho moderado que apresentarão durante bilhões de anos como estrelas da sequência principal.

Estas estrelas têm já uma temperatura à superfície semelhante à que terão na fase de sequência principal e, uma vez que os objetos T Tauri são essencialmente versões grandes da sua fase posterior, parecem mais brilhantes na sua juventude fora de proporções do que na sua maturidade. Estes objetos ainda não começaram a queimar hidrogênio em hélio nos seus núcleos, como as estrelas normais de sequência principal, mas começam já a “movimentar os seus músculos térmicos”, gerando calor a partir da contração.

As nebulosas de reflexão, como a que foi criada por HD 97300, apenas dispersam a radiação estelar de volta para o espaço. A radiação estelar mais energética, tal como a radiação ultravioleta emitida por estrelas jovens muito quentes, pode ionizar o gás circundante, fazendo com que este emita radiação e dando assim origem a nebulosas de emissão. Estas nebulosas de emissão indicam sempre a presença de estrelas mais quentes e mais poderosas que, durante a sua vida adulta, podem ser observadas a milhares de anos-luz de distância. A HD 97300 não é tão poderosa e o seu momento de protagonismo não está destinado a durar.

Fonte: ESO

Descobertas galáxias escondidas atrás da Via Láctea

Quase 900 galáxias próximas e escondidas têm sido estudadas por uma equipe internacional de astrônomos, levando uma nova luz sobre o entendimento do Grande Atrator, uma concentração difusa de massa a 250 milhões de anos-luz de distância, que está puxando a nossa Via Láctea, e milhares de outras galáxias em sua direção.

© ICRAR (ilustração do Grande Atrator)

Usando um receptor instalado no rádio telescópio Parkes de 64 m, pertencente à instituição Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO) na Austrália, a equipe foi capaz de ver através das estrelas e da poeira da nossa galáxia, vasculhando assim uma região inexplorada do espaço, conhecida pelos astrônomos como “Zona de Anulação”.

“Nós descobrimos 883 galáxias, um terço das quais nunca tinham sido vistas anteriormente,” disse o Professor Lister Staveley-Smith, membro da equipe, do ARC Centre of Excellence for All-sky Astrophysics (CAASTRO) e da University of Western Australia, um dos nós do International Centre for Radio Astronomy Research.

“A Via Láctea é muito bonita, e lógico é muito interessante estudá-la, mas ela bloqueia completamente a visão de galáxias mais distantes, atrás dela. Os cientistas têm tentado descobrir algo sobre o Grande Atrator desde que grandes desvios na expansão universal foram descobertos nos anos de 1970 e 1980,” disse Staveley-Smith.

“Nós não entendemos na verdade o que está causando essa aceleração gravitacional na Via Láctea, ou de onde essa força está vindo. Nós sabemos que nessa região existem algumas grandes coleções de galáxias que nós chamamos de aglomerados ou super aglomerados, e que a Via Láctea está se movendo na direção delas a mais de 2 milhões de quilômetros por hora”.

O Professor Staveley-Smith e seus colegas também identificaram algumas novas estruturas que poderiam ajudar a explicar o movimento da nossa Galáxia, incluindo três concentrações de galáxias e dois novos aglomerados.

“Existem novas concentrações de galáxias (chamadas de NW1, NW2 e NW3) que são fundamentais para confirmar o cruzamento diagonal da Parede do Grande Atrator, entre os Aglomerados Norma e o CIZA J1324.7-5736,” disse ele.

“Contribuidores para a densidade acima do nomal nessa área, são dois novos aglomerados (chamados de CW1 e CW2) na chamada Parede Centaurus, um dos quais forma parte do longo filamento que domina a céu do sul a velocidades de 3.000 km/s, e a sugestão de outra Parede no Grande Atrator em longitudes levemente maiores”.

“Os astrônomos têm tentado mapear a distribuição escondida atrás da Via Láctea por décadas,”disse o Professor Renée Kraan-Korteweg, um astrônomo na University of Cape Town, na África do Sul .

“Nós usamos uma grande quantidade de técnicas mas somente as observações de rádio realmente tiveram sucesso e permitiram que nós pudéssemos enxergar através da espessa camada de estrelas e poeira”.

“Uma galáxia normal contém 100 bilhões de estrelas, portanto descobrir centenas de novas galáxias escondidas atrás da Via Láctea, aponta para uma grande quantidade de massa, que era desconhecida até agora”.

Um artigo foi publicadono periódico Astronomical Journal.

Fonte: International Centre for Radio Astronomy Research

Planetas parecidos com a Terra têm interiores similares

As crianças aprendem na escola a estrutura básica da Terra: uma fina crosta exterior, um manto espesso e um núcleo com o tamanho de Marte. Mas será que esta estrutura é universal?

 

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de planeta parecido com a Terra)

Será que os exoplanetas em torno de outras estrelas têm as mesmas três camadas? Uma nova pesquisa sugere que a resposta é sim, que terão interiores muito semelhantes ao da Terra.

"Queríamos ver quão parecidos com a Terra são estes planetas rochosos. E parece que são muito parecidos com a Terra," afirma Li Zeng do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), autor principal do estudo.

Para chegar a esta conclusão, Zeng e outros pesquisadores aplicaram um modelo computacional conhecido como Preliminary Reference Earth Model (PREM), que é o modelo padrão para o interior da Terra. Ajustaram o modelo para acomodar massas e composições diferentes, e aplicaram-no a seis exoplanetas rochosos conhecidos cujas massas e tamanhos são bem conhecidos.

Eles descobriram que todos os outros planetas, apesar das suas diferenças em relação à Terra, têm um núcleo de níquel/ferro que corresponde a cerca de 30% da massa do planeta. Em comparação, cerca de um-terço da massa da Terra está no seu núcleo. A massa restante está no manto e na crosta, tal como a Terra.

"Nós só conhecemos bem a estrutura da Terra há aproximadamente cem anos. Agora podemos calcular as estruturas de planetas em torno de outras estrelas, apesar de não os podermos visitar," acrescenta Zeng.

O novo código também pode ser aplicado a mundos gelados mais pequenos, como luas ou planetas anões no Sistema Solar exterior. Por exemplo, ao inserir a massa e o tamanho de Plutão, a equipe determina que cerca de um-terço é gelo (principalmente água gelada, mas também amônia e metano gelado).

O modelo assume que os exoplanetas distantes têm composições químicas semelhantes à da Terra. Tal é razoável com base nas abundâncias relevantes dos elementos químicos essenciais como ferro, magnésio, silício e oxigênio em sistemas próximos. No entanto, planetas que se formem em regiões mais ou menos ricas em metais da Galáxia podem mostrar estruturas interiores diferentes. A equipe espera explorar estas questões em pesquisas futuras.

O artigo que descreve este trabalho, da autoria de Li Zeng, Dimitar Sasselov e Stein Jacobsen, foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal e está disponível online.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Fusão de galáxias em Eridanus

A imagem abaixo obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA e ESA, mostra uma galáxia peculiar conhecida como NGC 1487, encontrando-se cerca de 30 milhões de anos-luz de distância na constelação austral de Eridanus.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 1487)

Ao invés de vê-la como um objeto celeste, na verdade é melhor pensar nisso como um evento. Aqui, estamos assistindo duas ou mais galáxias se unindo para formar uma única nova galáxia. Cada galáxia perdeu quase todos os vestígios de sua aparência original, onde estrelas e gás foram arrastados pela gravidade em um elaborado turbilhão cósmico.

Exceto quando uma galáxia é muito maior que a outra, elas são sempre perturbadas pela violência do processo de fusão. Como resultado, é muito difícil determinar precisamente o que as galáxias originais pareciam e, de fato, quantos delas haviam. Neste caso, é possível que nós estamos vendo a fusão de várias galáxias anãs que anteriormente foram aglutinadas em um pequeno grupo.

Embora as estrelas amarelas e vermelhas mais velhas pode ser vistas nas regiões exteriores da nova galáxia, sua aparência é dominada por grandes áreas de estrelas azuis brilhantes, iluminando as manchas de gás que lhes deu vida. Esta explosão de formação estelar provavelmente pode ter sido provocada pela fusão.

Fonte: ESA

Encontrado seis novos pulsares de milissegundo

Uma equipe de astrônomos utilizou o catálogo de fontes de raios gama do telescópio espacial Fermi, compilado com base em 4 anos de observações, para identificar 34 das 1.000 fontes de raios gama de origem desconhecida como potenciais pulsares com períodos de rotação na ordem dos milissegundos.

© NASA (ilustração de um pulsar de milissegundo)

Observações subsequentes obtidas com o radiotelescópio de 305 metros de Arecibo, em Porto Rico, permitiram a identificação conclusiva de 6 dos candidatos como pulsares com períodos de rotação entre 1,99 e 4,66 milissegundos, ou seja, giram entre 502 e 215 vezes por segundo. Um dos pulsares faz parte de um sistema triplo, orbitando à distância um par de anãs brancas. Os restantes fazem parte de sistemas binários compactos com estrelas companheiras normais e períodos orbitais inferiores a 8 horas.

Pulsares são estrelas de nêutrons que emitem pulsos de radiação periódicos quando observadas a partir da Terra. Esta radiação tem origem numa região da superfície ou da vizinhança da estrela de nêutrons, provavelmente junto aos pólos magnéticos, e é normalmente emitida em várias bandas do espectro electromagnético. Em algumas estrelas de nêutrons, durante a rotação, esta região emissora fica alinhada com a nossa linha de visão, dando origem aos referidos pulsos de radiação com um intervalo igual ao período de rotação da estrela. A periodicidade destes pulsos é incrivelmente precisa, superando os melhores relógios atômicos.

Os pulsares perdem energia rotacional gradualmente ao longo de milhões de anos. Essa energia é transferida através do intenso campo magnético da estrela para um vento de partículas e radiação que dele emana. Como resultado, a maioria dos pulsares conhecidos têm períodos de rotação modestos, entre o décimo de segundo e alguns segundos. No início dos anos 80, foi descoberto um pulsar que girava 642 vezes por segundo, ou seja, com um período de rotação de 1,5 milissegundos. Desde então foram descobertos mais de 200 destes pulsares de milissegundo, estando o recorde em 761 rotações por segundo. Isto é metade da velocidade rotacional necessária para desintegrar o pulsar devido à ação da força centrífuga. Os pulsares que giram tão rapidamente ficam achatados nos pólos, assumindo a forma de um elipsóide. Esta alteração da simetria esférica e a sua grande massa em movimento propicia a perda de uma fração importante da sua energia por emissão de ondas gravitacionais.

A explicação para a existência destes pulsares começou a ser esboçada com a observação de que todos eles faziam parte de sistemas binários muito compactos com estrelas normais, anãs brancas ou mesmo outras estrelas de nêutrons. Em particular, os astrônomos notaram que estes pulsares de milissegundo eram particularmente abundantes em aglomerados globulares, tais como: M5 e M28 que têm 8 cada. A densidade estelar nestes aglomerados é das mais elevadas na Via Láctea e a probabilidade de um pulsar capturar uma estrela vizinha para formar um sistema binário compacto é significativa.

Num destes sistemas binários o pulsar “canibaliza” a sua estrela companheira, capturando material das suas camadas exteriores. Este material forma um disco que gira a grande velocidade em torno do pulsar e transfere momento angular para o mesmo, fazendo o pulsar rodar mais depressa. Este processo de amplificação da velocidade de rotação termina quando a estrela companheira, consumida pelo vento de partículas e radiação intensa provenientes do pulsar, fica reduzida a um cadáver estelar.

De acordo com os cientistas, 17 outras fontes ainda não identificadas indicadas pelo LAT são provavelmente pulsares de milissegundo e precisam de observações de acompanhamento para eliminar as incertezas. Em geral, 30% dos pulsares de milissegundo conhecidos ao longo do disco têm sido detectados em fontes anteriormente não identificados em raios gama apontado pelo Fermi. Estes resultados precursores necessitam de mais descobertas futuras em relação à rotação rápida das estrelas de nêutrons.

Fonte: Phys.org

Lua foi gerada por colisão frontral entre a Terra e planeta em formação

Segundo geoquímicos da Universidade da Califórnia, Los Angeles (UCLA), a Lua foi formada por uma violenta colisão de frente entre a Terra primitiva e um "embrião planetário" chamado Theia aproximadamente 100 milhões de anos depois da formação do nosso planeta.

© William K. Hartmann (ilustração do evento que produziu a Lua)

Os cientistas já sabiam deste acidente a alta velocidade, que ocorreu quase há 4,5 bilhões de anos atrás, mas muitos pensavam que a Terra colidiu com Theia a um ângulo de 45 graus ou mais, uma poderosa colisão de lado. Novas evidências divulgadas agora reforçam consideravelmente o caso de um choque frontal.

Os pesquisadores analisaram sete rochas trazidas para a Terra da Lua pelas missões Apollo 12, 15 e 17, bem como seis rochas vulcânicas do manto da Terra, cinco do Havaí e uma do estado americano do Arizona.

A chave para a reconstrução do impacto gigante foi uma assinatura química revelada nos átomos de oxigênio das rochas (o oxigênio constitui 90% do volume das rochas e 50% do seu peso). Mais de 99,9% do oxigênio da Terra é ¹⁶O, assim chamado porque cada átomo contém 8 prótons e 8 nêutrons. Mas também existem pequenas quantidades de isótopos de oxigênio mais pesados: ¹⁷O, que tem um nêutron extra, e ¹⁷O, que tem dois nêutrons extra.

A Terra, Marte e outros corpos planetários no nosso Sistema Solar têm, cada um, uma taxa única de ¹⁷O para ¹⁶O, cada um, uma "impressão digital" distinta.

Em 2014, uma equipe de cientistas alemães divulgou na revista Science que a Lua também tem o sua própria e única taxa de isótopos de oxigênio, diferente do da Terra. A nova pesquisa descobriu que tal não é o caso.

"Nós não vemos nenhuma diferença entre os isótopos de oxigênio da Terra e da Lua; são indistinguíveis," afirma Edward Young, autor principal do novo estudo e professor de geoquímica e cosmoquímica na UCLA.

A equipe de pesquisa de Young usou tecnologia de ponta para fazer medições extraordinariamente precisas e cuidadosas, e verificou-as com o novo espectrõmetro de massa da universidade.

O fato de que o oxigênio nas rochas da Terra e da Lua partilham assinaturas químicas foi muito revelador. Caso a Terra e Theia tivessem colidido num golpe lateral, a vasta maioria da Lua seria principalmente constituída pelo corpo Theia, e a Terra e a Lua teriam diferentes isótopos de oxigênio. Uma colisão de frente, no entanto, provavelmente teria resultado na composição química semelhante da Terra e da Lua.

"Theia foi bem misturado tanto na Terra como na Lua e uniformemente disperso entre os dois," comenta Young. "Isto explica porque é que não vemos uma assinatura diferente de Theia na Lua em relação à Terra."

Theia, que não sobreviveu à colisão (exceto que agora compõe grande parte da Terra e da Lua), estava crescendo e provavelmente ter-se-ia tornado um planeta caso a colisão não tivesse ocorrido. Young e outros cientistas pensam que o corpo tinha aproximadamente o mesmo tamanho que a Terra; outros acham que era mais pequeno, talvez parecido com Marte.

Outra questão interessante é saber se a colisão com Theia removeu qualquer água que a Terra primitiva pudesse conter. Depois da colisão, talvez dezenas de milhões de anos mais tarde, pequenos asteroides provavelmente atingiram a Terra, incluindo aqueles ricos em água. As colisões de corpos em crescimento ocorreram com muita frequência naquela época, embora Marte tivesse evitado grandes colisões.

A colisão frontal foi inicialmente proposta em 2012 por Matija Cuk, agora no Instituto SETI, e Sarah Stewart, professora na Universidade Davis da Califórnia; e, separadamente durante o mesmo ano, por Robin Canup do SwRI (Southwest Research Institute).

O recente estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: University of California, Los Angeles

Estrelas massivas em nebulosa

Estrelas massivas se encontram dentro da NGC 6357, uma extensa nebulosa de emissão a cerca de 6.500 anos luz na direção da constelação do Escorpião (Scorpius).

© Johannes Schedler (nebulosa NGC 6357)

De fato, posicionado próximo ao centro desta imagem da NGC 6357, o aglomerado estelar Pismis 24 inclui algumas das mais massivas estrelas conhecidas na galáxia, estrelas com cerca de 100 vezes a massa do Sol.

A brilhante região central da nebulosa também contêm pilares de poeira de gás molecular, provavelmente escondendo massivas protoestrelas dos curiosos olhos que se utilizam de instrumentos ópticos.

As formas intrincadas da nebulosa são esculpidas pelos ventos estelares e pela energética radiação emanada pelas recém-formadas estrelas massivas que limpam o gás e poeira original e abastecem o brilho nebular.

Melhorando a aparência cavernosa da nebulosa, os dados de imagem de banda estreita foi incluído nesta imagem composta em um esquema da paleta de cores do Hubble.

A emissão dos elementos enxofre, hidrogênio e oxigênio são mostradas, respectivamente, em tons de vermelho, verde e azul.

Esta visão telescópica sedutora se estende por cerca de 50 anos-luz à distância estimada da nebulosa NGC 6357.

Fonte: NASA

Explosão de buraco negro na radiogaláxia Pictor A

No filme Guerra nas Estrelas protagoniza a fictícia “Estrela da Morte”, que pode disparar raios poderosos de radiação no espaço. No entanto, no Universo existem fenômenos que muitas vezes ultrapassam a ficção científica.

© Chandra/ATCA (radiogaláxia Pictor A)

A galáxia Pictor A, é um destes objetos impressionantes. Esta galáxia localiza-se a cerca de 500 milhões de anos-luz da Terra e possui um buraco negro supermassivo no seu centro. Uma grande quantidade de energia gravitacional é lançada à medida que o material cai em direção ao horizonte de eventos, o ponto sem volta ao redor do buraco negro. Esta energia produz um enorme jato de partículas que viajam com velocidade próxima da velocidade da luz no espaço intergaláctico.

Para obter imagens deste jato, os cientistas usaram o observatório de raios X Chandra da NASA várias vezes durante 15 anos. Os dados do Chandra, em azul, foram combinados com os dados obtidos em ondas de rádio a partir do Australia Telescope Compact Array (ATCA), em vermelho, nesta nova imagem composta.

Ao estudar os detalhes da estrutura vista tanto em raios X como em ondas de rádio, os cientistas esperam entender melhor estas imensas explosões colimadas.

O jato emitido para a direita na Pictor A, é um dos mais próximo de nós. Este jato representa uma emissão contínua de raios X por uma distância de 300.000 anos-luz. Por comparação, a Via Láctea como um todo tem 100.000 anos-luz de diâmetro. Devido à sua relativa proximidade e à capacidade do Chandra de fazer imagens detalhadas em raios X, os cientistas estão conseguindo ver aspectos detalhados dos jatos e testar as ideias de como as emissões de raios X são produzidas.

Além do proeminente jato observado apontando para o lado direito, os pesquisadores reportaram a evidência de outro jato apontando na direção oposta, conhecido como “jato contrário”. Os dados obtidos pelo Chandra, foram os primeiros a confirmarem a presença deste jato contrário. O motivo de o jato contrário ser muito mais fraco do que o jato para a direita se deve provavelmente ao fato do seu movimento ser para longe da linha de visão da Terra.

As propriedades detalhadas do jato e do jato contrário observadas com o Chandra mostram que suas emissões de raios X provavelmente veem dos elétrons que fazem um movimento espiral ao redor das linhas do campo magnético, um processo chamado de emissão síncroton. Neste caso, os elétrons precisam ser continuamente reacelerados à medida que eles se movem ao longo do jato. Como isto ocorre ainda é algo não muito bem entendido.

Ao testarem as hipóteses, os pesquisadores descartaram um mecanismo diferente para produzir a emissão de raios X dos jatos. Neste cenário, os elétrons voando para longe do buraco negro no jato a uma velocidade próxima da velocidade da luz, se movem através de um oceano de radiação cósmica de fundo (CMB), a radiação remanescente da fase quente inicial do Universo depois do Big Bang. Quando um elétron em alta velocidade colide com um destes fótons da CMB, ele pode aumentar drasticmanete a energia do fóton na banda dos raios X.

O brilho dos raios X do jato depende da potência no feixe de elétrons e na intensidade da radiação de fundo. O brilho relativo dos raios X emanado do jato e do jato contrário na Pictor A não se ajustam com o que é esperado neste processo envolvendo a CMB e isto, efetivamente elimina esta hipótese como sendo a fonte da produção de raios X no jato.

Fonte: Marshall Space Flight Center