A fronteira do campo magnético interestelar

Imediatamente depois do seu lançamento em 2008, o IBEX (Interstellar Boundary Explorer) da NASA avistou algo curioso numa fatia fina do espaço: que mais partículas corriam por uma faixa longa mas estreita do céu do que em qualquer outro lugar.

© NASA/IBEX/Adler Planetarium (ilustração da heliosfera)

A origem desta faixa obtida pelo IBEX era desconhecida, mas a sua própria existência abriu portas para observar o que está fora do nosso Sistema Solar, do mesmo modo que gotas de chuva numa janela nos dizem mais sobre o tempo lá fora.

Agora, um novo estudo usa dados do IBEX e simulações da fronteira interestelar, situada na orla da bolha magnética gigante que rodeia o nosso Sistema Solar chamada heliosfera, para melhor descrever o espaço na nossa vizinhança galáctica. O estudo determina com precisão a força e a direção do campo magnético fora da heliosfera. Esta informação dá-nos um olhar sobre as forças magnéticas que dominam a galáxia, ensinando-nos mais sobre a nossa casa no espaço.

O estudo é baseado numa teoria particular da origem da faixa obtida pelo IBEX, na qual as partículas oriundas da faixa são na realidade material solar refletido de volta para nós depois de uma longa viagem até aos limites magnéticos do Sol. Em torno do Sol existe uma bolha gigante, a heliosfera, e esta está preenchida com o que é chamado vento solar, o fluxo constante de gás ionizado do Sol conhecido como plasma. Quando estas partículas alcançam a fronteira da heliosfera, o seu movimento torna-se mais complicado.

"A teoria diz que alguns prótons do vento solar são enviados de volta na direção do Sol como átomos neutros depois de uma série complexa de trocas de carga, criando a faixa IBEX," afirma Eric Zirnstein, cientista espacial do Southwest Research Institute (SwRI) em San Antonio, Texas, EUA, e autor principal do estudo. "As simulações e as observações do IBEX identificam este processo, que leva em algum lugar entre 3 e 6 anos, em média, como a causa mais provável da faixa IBEX."

Fora da heliosfera encontra-se o meio interestelar, que tem plasma com velocidades, densidades e temperaturas diferentes das do plasma do vento solar, bem como gases neutros. Estes materiais interagem com a borda da heliosfera para criar uma região chamada heliosfera interna, delimitada no interior pelo choque de terminação, que está duas vezes mais longe de nós do que a órbita de Plutão, e no exterior pela heliopausa, o limite entre o vento solar e o meio interestelar comparativamente denso.

Alguns prótons do vento solar que fluem para fora do Sol e para esta região fronteiriça ganham um elétron, tornando-os neutros e permitindo-lhes atravessar a heliopausa. Uma vez no meio interestelar, podem perder esse elétron novamente, fazendo-os girar em torno do campo magnético interestelar. Se essas partículas apanham outro elétron, no local e momento ideais, podem ser disparadas de volta para a heliosfera, viajando todo o caminho de volta até à Terra, onde colidem com o detetor do IBEX. As partículas transportam informações sobre toda aquela interação com o campo magnético interestelar e, quando atingem o detector, dão-nos uma visão sem precedentes sobre as características dessa região no espaço.

"A Voyager 1 é a única sonda que efetua observações diretas do campo magnético interestelar, e essas estão perto da heliopausa, onde é distorcido," comenta Zirnstein. "Mas esta análise fornece uma boa determinação da sua força e direção para mais longe."

As direções das diferentes partículas da faixa que são disparadas de volta para a Terra são determinadas pelas características do campo magnético interestelar. Por exemplo, as simulações mostram que a maioria das partículas energéticas vêm de uma região do espaço diferente da região das partículas menos energéticas, o que fornece pistas do modo como o campo magnético interestelar interage com a heliosfera.

Nesse estudo recente, tais observações foram usadas para semear simulações da origem da faixa. Não só essas simulações preveem corretamente as localizações das partículas neutras da faixa a diferentes energias, como o campo magnético interestelar deduzido concorda com as medições da Voyager 1, com o desvio dos gases neutros interestelares e com as observações de luz estelar polarizada distante.

No entanto, algumas simulações iniciais do campo magnético interestelar não chegam a alinhar. Essas estimativas pré-IBEX foram largamente baseadas em dois pontos de dados, as distâncias a que as Voyager 1 e 2 cruzaram o choque de terminação.

"A Voyager 1 cruzou o choque de terminação às 94 UA (unidades astronômicas) do Sol, e a Voyager 2 às 84 UA," comenta Zirnstein. Uma unidade astronômica é equivalente a cerca de 150 milhões de quilômetros, a distância média entre a Terra e o Sol. "Essa diferença de 1,5 bilhões de quilômetros foi explicada principalmente por um campo magnético forte e muito inclinado que empurra a heliosfera."

Mas essa diferença pode ser explicada se tivermos em consideração uma influência mais forte do ciclo do vento solar, que pode levar a mudanças na força do vento solar e assim alterar a distância ao choque de terminação nas direções das Voyager 1 e 2. As duas sondas Voyager fizeram as suas medições quase com três anos de intervalo, dando tempo suficiente ao vento solar variável para mudar a distância do choque de terminação.

"Os cientistas de campo estão desenvolvendo modelos mais sofisticados do vento solar dependente do tempo," afirma Zirnstein. As simulações geralmente combinam bem com os dados das Voyager.

"As novas descobertas podem ser usadas para melhor compreender como o nosso ambiente espacial interage com o ambiente interestelar além da heliopausa," comenta Eric Christian, cientista do programa IBEX no Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, no estado americano de Maryland, que não esteve envolvido neste estudo. "Por sua vez, a compreensão dessa interação pode ajudar a explicar, de uma vez por todas, o mistério do que provoca a faixa IBEX."

Um artigo sobre o estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

A formação acentuada de estrelas numa galáxia espiral

A festa ainda está acontecendo na galáxia espiral NGC 3310.

© Gemini (NGC 3310)

Há 100 milhões de anos aproximadamente a galáxia NGC 3310 provavelmente colidiu com uma galáxia menor fazendo com que a galáxia espiral maior acendesse em um tremendo surto de formação estelar.

A alteração da gravidade durante a colisão criou ondas de densidade que comprimiram as nuvens de gás existentes e acionaram a formação estelar.

A imagem acima obtida pelo Gemini North Telescope mostra a galáxia NGC 3310 em detalhes sutis, com codificação de cores de forma que os tons de rosa enfatizam a presença do gás enquanto que o branco e o azul destacam as estrelas.

Alguns dos aglomerados estelares da galáxia são bem jovens, indicando de alguma forma que as galáxias com surtos explosivos de formação estelar permanecem nesta situação por bastante tempo.

A galáxia espiral NGC 3310, visível através de telescópios de menor porte, tem um diâmetro estimado em 50.000 anos-luz, e está localizada a cerca de 50 milhões de anos-luz na direção da constelação da Ursa Maior.

Fonte: NASA

O novo retrato da Nebulosa da Alma

Estrelas estão se formando na Alma da Rainha da Etiópia (Cassiopeia), mais especificamente, dentro de uma grande região de formação estelar chamada de Nebulosa da Alma (IC 1848).

© Roberto Colombari (IC 1848)

Essa nebulosa reside na direção da constelação de Cassiopeia, que de acordo com a mitologia grega foi a vaidosa mãe de Andrômeda e esposa do Rei Cepheus, que governou as terras altas que envolviam o rio Nilo.

A imagem acima aparece em tons preponderantes de vermelho devido a emissão principal de uma específica tonalidade de luz gerada pelo hidrogênio gasoso excitado.

A Nebulosa da Alma hospeda diversos aglomerados estelares abertos, a poderosa fonte de emissão de rádio W5 e grandes bolhas remanescente de ventos gerados por jovens estrelas massivas.

  © Spitzer (W5)

A IC 1848 está localizada a 6.500 anos luz de distância e tem um diâmetro de cerca de 100 anos-luz, e geralmente a Nebulosa da Alma é retratada ao lado da sua vizinha celestial, a Nebulosa do Coração (IC 1805).

  © Davide De Martin (IC 1805 e IC 1848)

Fonte: NASA

Buracos negros gêmeos podem ter nascido de uma única estrela

No dia 14 de setembro de 2015, o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) detectou ondas gravitacionais da fusão de dois buracos negros com 29 e 36 vezes a massa do Sol.

© Mark Garlick (colisão de buracos negros)

Espera-se que tal evento seja escuro, mas o telescópio espacial Fermi detectou uma explosão de raios gama apenas uma fração de segundo depois do sinal do LIGO. Uma nova pesquisa sugere que os dois buracos negros podem ser o resultado de uma única estrela massiva cuja morte gerou a explosão de raios gama.

"É o equivalente cósmico de uma mãe grávida de gêmeos," afirma o astrofísico Avi Loeb do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Normalmente, quando uma estrela gigante chega ao fim da vida, o seu núcleo colapsa num único buraco negro. Mas se a estrela girar muito depressa, o seu núcleo pode ser esticado para uma forma parecida com um haltere e fragmentar-se em dois pedaços, cada um formando o seu próprio buraco negro.

Uma estrela muito massiva forma-se muitas vezes da fusão de duas estrelas menores. E uma vez que as estrelas teriam que possuir um período de translação (uma em torno da outra) cada vez mais pequeno à medida que espiralavam em conjunto, seria de esperar que a estrela resultante girasse também muito rapidamente.

Depois da formação do par de buracos negros, o invólucro exterior da estrela dirigiu-se rapidamente na sua direção. A fim de poder alimentar tanto o evento de onda gravitacional como a explosão de raios gama, os buracos negros gêmeos devem ter nascido muito próximos um do outro, com uma separação inicial na ordem do tamanho da Terra, e fundiram-se em poucos minutos. O buraco negro singular e recém-formado, daí resultante, alimentou-se em seguida da matéria em queda, consumindo o equivalente a uma massa solar a cada segundo e sustentando jatos de matéria que foram expelidos para fora e que produziram a explosão.

O Fermi detetou a explosão apenas 0,4 segundos depois do LIGO ter detectado as ondas gravitacionais, e a partir da mesma área geral do céu. No entanto, o satélite europeu de raios gama INTEGRAL não confirmou o sinal.

"Mesmo que a detecção do Fermi seja falso alarme, os eventos futuros do LIGO devem ser monitorados para acompanhar radiação, independentemente se forem originários da fusão de buracos negros," explica Loeb.

Se forem detectadas mais explosões de raios gama a partir de eventos de ondas gravitacionais, estas poderão proporcionar um novo método promissor de medir distâncias cósmicas e a expansão do Universo. Ao avistar o brilho de uma explosão de raios gama e medir o seu desvio para o vermelho e comparando-o com a medição independente da distância pelo LIGO, os astrônomos podem restringir com precisão os parâmetros cosmológicos. "Os buracos negros astrofísicos são muito mais simples do que outros indicadores de distância, como as supernovas, uma vez que são totalmente definidos apenas pela sua massa e rotação," comenta Loeb.

"Este é um artigo científico com uma agenda, estimular trabalhos vigorosos de acompanhamento, no período crucial após a descoberta inicial do LIGO, onde o desafio é compreender todas as suas implicações. Se a história nos serve de guia, a abordagem múltipla defendida por Loeb, usando tanto ondas gravitacionais como radiação eletromagnética, promete mais uma vez uma visão profunda sobre a natureza física da notável fonte do LIGO," afirma Volker Bromm da Universidade do Texas em Austin.

A pesquisa foi aceita para publicação na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Procurando o Planeta 9

Usando observações da sonda Cassini, uma equipe de astrônomos do Observatório de Paris e do Observatório de la Côte d'Azur foi capaz de especificar as posições possíveis de um nono planeta no Sistema Solar.

© Caltech/R. Hurt (ilustração do Planeta 9)

Os objetos do Cinturão de Kuiper, corpos pequenos parecidos com Plutão localizados além de Netuno, têm uma distribuição especial que é difícil de explicar por puro acaso. Foi isto que levou Konstantin Batygin e Mike Brown (Caltech, nos EUA) a propor, num artigo publicado no dia 20 de janeiro de 2016 na revista The Astronomical Journal, a existência de um nono planeta com 10 vezes a massa da Terra cujas perturbações sobre os objetos do Cinturão de Kuiper levaram à sua atual distribuição. Por meio de simulações numéricas, determinaram a órbita possível deste planeta. Para ser capaz de reproduzir a distribuição observada dos objetos do Cinturão de Kuiper, esta órbita, com um semieixo maior de 700 UA, deve ser muito excêntrica (e=0,6) e inclinada (30º em relação à eclíptica), mas o estudo de Batygin e Brown não propôs restrições sobre a atual posição do planeta. Isto não facilita a tarefa dos observadores que precisam procurar em todas as direções possíveis, em longitude, para tentar descobrir este planeta.

Desde 2003 que A. Fienga (astrônomo do Observatório de la Côte d'Azur), J. Laskar (astrônomo do Observatório de Paris e diretor de pesquisa do Centre National de la Recherche Scientifique) e a sua equipe estão desenvolvendo as efemérides planetárias INPOP, que calculam o movimento dos planetas no Sistema Solar com a maior precisão possível. Em particular, usando dados da sonda Cassini (NASA/ESA/ASI), conhece-se a distância entre a Terra e Saturno com uma incerteza de aproximadamente 100 metros. Os pesquisadores tiveram a ideia de usar o modelo INPOP para testar a possibilidade de acrescentar um nono planeta ao Sistema Solar, como proposto por Batygin e Brown.

No recente estudo, a equipe francesa mostra que, dependendo da posição do planeta a partir do seu periélio, o nono planeta induz perturbações na órbita de Saturno que podem ser detectadas através da análise dos dados de rádio da sonda Cassini, que orbita Saturno desde 2004. Os cientistas foram capazes de calcular o efeito induzido pelo nono planeta e comparar a órbita perturbada com os dados da Cassini. Para ângulos periélicos inferiores a 85º ou superiores a -65º, as perturbações induzidas pelo nono planeta são inconsistentes com as distâncias observadas da Cassini. O resultado é o mesmo para o setor de -130º a -100º. Este resultado permite excluir metade das direções em longitude, na qual o planeta poderá não ser encontrado. Por outro lado, verifica-se que, para algumas direções, a adição do nono planeta reduz as discrepâncias entre o modelo calculado pelos astrônomos e os dados observados, em comparação com o modelo que não inclui o nono planeta. Isto torna plausível, portanto, a presença do nono planeta para um ângulo periélico entre 108º e 129º, com uma probabilidade máxima para 117º.

© Observatoire de Paris (análise dos dados de rádio da sonda Cassini)

Análise dos dados de rádio da sonda Cassini, que define áreas proibidas (vermelho) onde as perturbações criadas pelo planeta são inconsistentes com as observações, e uma área provável (verde) onde a adição do planeta melhora a previsão do modelo, reduzindo as diferenças entre os cálculos e os dados da Cassini. A posição dos resíduos mínimos e máximos é a localização mais provável do planeta (P9). A escala está em Unidades Astronômicas.

A existência de um nono planeta só poderá ser confirmada com observações diretas, mas ao restringir as possíveis direções para pesquisa, a equipe faz aqui uma contribuição importante na sua procura.

A órbita sugerida do Planeta Nove coloca-o muito longe do Sol, tão longe que quase não reflete luz suficiente para ser detectado. Por isso, os astrônomos estão usando truques. Em vez de observarem no visível, estão à procura de outros sinais improváveis que podem ajudar a diminuir a área de pesquisa.

Nicolas Cowan da Universidade McGill em Montreal, Canadá, e colegas, calcularam que deverá emitir o seu próprio tipo de sinal detectável em ondas de rádio. O planeta proposto será grande o suficiente para ter retido uma pequena quantidade de calor durante sua formação. Usando Urano e Netuno como modelos, a equipe calculou que o planeta deverá ter uma temperatura poucas dezenas de graus acima do zero absoluto, o que significa que irradia fracas ondas milimétricas de rádio.

Existem vários telescópios que estudam os céus nestes outros comprimentos de onda, apesar dos astrônomos caçadores de planetas normalmente não os usarem. Ao invés, estes telescópios são usados, por exemplo, para estudar a radiação cósmica de fundo em micro-ondas, o remanescente da primeira luz deixada para trás pelo Big Bang, que está na mesma região do espectro.

Os cosmólogos usam telescópios como o BICEP2 e o Planck para mapear a radiação e aprender mais sobre o Universo. Normalmente não se preocupam com meros planetas. A observação de um único ponto brilhante nestes comprimentos de onda não é suficiente para detectar um planeta, uma vez que pode ser apenas parte da radiação de fundo. Mas o movimento de um planeta deverá ajudar a destacar-se do fundo. Trabalhando com Nathan Kaib da Universidade de Oklahoma, EUA, a equipe calculou que a velocidade do Planeta Nove através do céu deverá ser diferente das dos milhares de asteroides igualmente brilhantes, tornando-o mais fácil de detectar com apenas alguns meses de observações.

Muitos telescópios usados para estudar a radiação cósmica de fundo em micro-ondas estão situados no polo sul com um campo de visão estreito. Isto é ideal para a cosmologia, mas não tão bom para a caça planetária; podem não estar apontando na direção do Planeta Nove. Os telescópios futuros irão procurar zonas mais amplas do céu, aumentando as hipóteses de avistar o planeta.

Este trabalho foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics no dia 22 de fevereiro de 2016.

Fonte: Observatoire de Paris

Resolvido o mistério da fonte de ondas de rádio no Universo distante

Pela primeira vez, uma equipe de cientistas rastreou a localização de uma explosão de rádio rápidas (FRB) em uma galáxia elíptica.

© J.-C. Cuillandre (galáxia elíptica M87)

A galáxia elíptica M87 mostrada acima é peculiar, aparecendo perto do centro do aglomerado de Virgem, e mostra um número invulgarmente elevado de aglomerados globulares, que são visíveis como pontos fracos que rodeiam o centro brilhante.

Uma enorme massa de estrelas emitiu ondas de rádio que se originou no Universo distante. As explosões de rádio rápidas emitem tanta energia em um milésimo de segundo enquanto o Sol emite em 10.000 anos, mas o fenômeno físico que lhes causa é desconhecido. A descoberta foi feita usando telescópios de rádio do Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO), no leste da Austrália e o telescópio japonês Subaru do National Astronomical Observatory, no Havaí.

Apenas 16 explosões foram já encontrados, mas os astrônomos estimam que elas podem ocorrer 10.000 vezes por dia por todo o céu. As explosões de rádio rápidas podem ser usadas para encontrar matéria no Universo que tinha "desaparecida". O Universo contém 70% de energia escura, 25% de matéria escura e 5% de matéria comum. Mas quando elas se somam a matéria que podemos ver nas estrelas, galáxias e gás de hidrogênio, são encontradas apenas metade da matéria comum, o resto não tem sido visto diretamente.

O telescópio Parkes detectou a FRB 150418 em 18 de abril de 2015. Duas horas depois, o telescópio de CSIRO Compact Array, 400 km ao norte de Parkes, se observou a emissão de rádio. A fonte de rádio durou seis dias antes de desaparecer. A explosão FRB 150418 foi utilizada como uma ferramenta para "pesar" o Universo, ou pelo menos a matéria normal que ele contém.

Enquanto isso, no Havaí o telescópio óptico Subaru de 8,2 metros também encontrou uma galáxia elíptica que pode ser combinada com a fonte de rádio vista pelo CSIRO Compact Array. Seu redshift (0,492) indica que está a cerca de seis bilhões de anos-luz de distância. A galáxia é antiga, e o seu período privilegiado para a formação de estrelas já foi ultrapassado. Isso pode significar que a FRB resultou de duas estrelas de nêutrons se colidindo em vez do recente nascimento de estrelas.

No futuro próximo, o Australian SKA Pathfinder (ASKAP) do CSIRO deve auxiliar na busca de explosões de rádio rápidas.

A descoberta foi publicada na revista Nature.

Fonte: Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation

Concurso Insight Astronomy Photographer of the Year

O Observatório Real de Greenwich, em associação com a empresa Insight Investment e a BBC Sky at Night Magazine, anunciou as datas para o concurso Insight Astronomy Photographer of the Year 2016.

© Michael Goh (a Via Láctea sobre os Pináculos na Austrália)

A sua busca global anual das mais bonitas e espetaculares visões do cosmos, sejam elas fotografias notáveis de enormes galáxias, a milhões de anos-luz de distância ou imagens surpreendentes do céu noturno, muito mais perto de nós.
Já na sua oitava edição, este concurso altamente popular começará a receber candidaturas a partir de segunda-feira, dia 29 de fevereiro e terá um prêmio monetário para todos os vencedores, sendo que o vencedor final do concurso receberá 10.000 libras.
O Concurso Insight Astronomy Photographer of the Year 2016 tem nove categorias principais:

• Paisagens do céu: imagens de paisagens urbanas ou campestres do crepúsculo e do céu noturno, onde apareçam a Via Láctea, rastros de estrelas, chuvas de meteoros, conjunções, nascer de constelações, halos e nuvens mesosféricas polares (noctilucentes), juntamente com elementos terrestres.
• Auroras: fotografias que mostrem atividade auroral
• Pessoas e Espaço: fotografias do céu noturno que incluam pessoas ou um elemento humano interessante.
• O Sol: imagens do Sol, incluindo eclipses solares e trânsitos.
• A Lua: imagens da Lua, incluindo eclipses lunares e ocultações de planetas.
• Planetas, Cometas e Asteroides: todo o restante Sistema Solar, incluindo planetas e seus satélites, cometas, asteroides e outras formas de detritos zodiacais.
• Estrelas e Nebulosas: objetos do espaço profundo que se encontrem na Via Láctea, incluindo estrelas, aglomerados estelares, restos de supernovas, nebulosas e outros fenômenos intergaláticos.
• Galáxias: objetos do espaço profundo que se encontrem para além da Via Láctea, incluindo galáxias, aglomerados de galáxias e associações estelares.
• Jovem Astrofotógrafo do Ano: fotografias tiradas por aspirantes a astrônomos com idade inferior a 16 anos.

Há também dois prêmios especiais: o Prêmio Sir Patrick Moore para a melhor fotografia tirada por um astrofotógrafo amador que tenha começado este hobby no último ano e que não tenha participado ainda neste concurso e o Robotic Scope, que premia a melhor fotografia obtida com o auxílio de um de entre um número cada vez maior de telescópios controlados por computador, situados em locais especiais em todo o mundo, aos quais qualquer pessoa pode ter acesso através da internet.
As fotografias têm que ser submetidas até 14 de abril de 2016 e as imagens vencedoras estarão em exposição no Observatório Real de Greenwich a partir de 17 de setembro de 2106.
Os fotógrafos podem concorrer online através do site do Royal Museums Greenwich. Cada participante pode submeter um máximo de cinco imagens.
O Observatório Europeu do Sul (ESO) junta-se à edição de 2016 deste concurso, contribuindo com um membro do júri do seu Departamento de Educação e Divulgação Científica (ePOD). Um ganhador do prêmio Turner, o artista Wolfgang Tillmans, fará também parte do júri deste ano.
“Estamos muito entusiasmado com a perspectiva do Observatório Europeu do Sul contribuir para esta excelente iniciativa, que faz com que as pessoas levantem os olhos para o céu, encorajando-as a, não só apreciar e compreender a beleza do Universo onde vivemos, mas também captá-la e compartilhá-la com os outros,” disse a coordenadora para a comunidade do ESO, Oana Sandu.
Os vencedores serão anunciados numa cerimônia que se realizará no Observatório Real de Greenwich em 15 de setembro de 2016. As fotografas vencedoras estarão em exibição no Centro de Astronomia a partir do dia 17 de setembro de 2016.

Fonte: ESO

Observe o trânsito de Mercúrio a partir do Chile

O ESO está organizando o seu primeiro encontro de redes sociais nos seus locais no Chile de modo a coincidir com o trânsito de Mercúrio de 2016.

© ESO (trânsito de Mercúrio de 2016)

O #MeetESO será um encontro dedicado exclusivamente aos utilizadores entusiastas das redes sociais dos países ESON que gostam de compartilhar informações sobre astronomia. Os participantes selecionados devem viajar para o Chile entre 7 e 12 de Maio de 2016.
O #MeetESO levará os participantes até ao Very Large Telescope (VLT), o observatório terrestre de luz visível mais avançado do mundo, e ao Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), o maior projeto da astronomia terrestre em existência.
Os participantes viajarão até ao deserto mais árido do planeta e subirão 5.000 metros acima do nível do mar. Ficarão hospedados na Residência do ESO, o hotel dos astrônomos e o edifício que parece ter explodido num dos filmes de James Bond. O programa inclui ainda: observações noturnas a partir de um dos melhores locais da Terra, observações diurnas do trânsito de Mercúrio, uma visita à plataforma e sala de controle do VLT, uma visita às antenas do ALMA, conversas com o pessoal que trabalha no ESO e no ALMA.
Ao contrário de um tweet-up normal, serão escolhidos para o #MeetESO apenas 8 participantes, pois o local do encontro é muito isolado. Quem quiser ter a possibilidade de ser escolhido deve preencher este formulário. Os interessados devem ainda ler os critérios de elegibilidade neste link. Os finalistas serão anunciados no início de março.

Os 8 participantes terão que pagar sua passagem de ida e volta para o Chile, mas o ESO cobrirá todas as despesas de transporte entre os vários locais no Chile, assim como a estadia e alimentação durante toda a visita.

Fonte: ESO

Uma supernova brilha através de uma poeirenta galáxia

Telescópios em todo o planeta têm rastreado uma supernova brilhante que surgiu em uma poeirenta galáxia vizinha.

© Hubble/Howard Hedlund/Dave Jurasevich (supernova SN2016adj)

A poderosa explosão estelar foi observada pela primeira vez no início deste mês, em 8 de fevereiro de 2016.

A galáxia vizinha é a fotogênica Centaurus A, visível inclusive por binóculos e conhecida pelos seus impressionantes filamentos de poeira escura que absorve a luz que cruza seu centro.

A galáxia Centaurus A é retratada aqui em uma imagem dos arquivos de alta resolução do telescópio espacial Hubble, com uma imagem ampliada da supernova feita a partir do observatório terrestre de Las Campanas, dois dias após sua descoberta.

Designada por SN2016adj, a supernova é realçada em destaque, tendo aparecido justamente na direção à esquerda de uma brilhante estrela da via Láctea visível em primeiro plano.

A supernova é provavelmente do tipo IIb, uma supernova de colapso do núcleo estelar. Trata-se de um fenômeno de grande interesse astronômico por ter ocorrido tão perto e porque está sendo observada através de um conhecido filamento de poeira cósmica pertencente a  Centaurus A, a galáxia que reside a cerca de 13 milhões de anos luz da Terra.

As observações atuais e futuras desta supernova poderão fornecer novas pistas sobre o destino das estrelas massivas e como os elementos encontrados na Terra foram formados.

Fonte: NASA

Terminado rastreio ATLASGAL da Via Láctea

Uma nova imagem espetacular da Via Láctea foi divulgada para marcar o término do rastreio ATLASGAL (APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy).

© ESO/ATLASGAL (o plano austral da Via Láctea)

O telescópio APEX, instalado no Chile, mapeou pela primeira vez no submilímetro, a região do espectro eletromagnético entre a radiação infravermelha e as ondas de rádio, a área total do plano galático visível a partir do hemisfério sul, com mais detalhes do que obtido em rastreios recentes feitos a partir do espaço. O telescópio pioneiro APEX de 12 metros permite aos astrônomos estudar o Universo frio: gás e poeira com temperaturas de apenas algumas dezenas de graus acima do zero absoluto.

O APEX, o telescópio Atacama Pathfinder EXperiment, situa-se a 5.100 metros de altitude no planalto do Chajnantor, na região chilena do Atacama. O rastreio ATLASGAL tirou partido das características únicas neste telescópio para fornecer imagens detalhadas da distribuição de gás denso e frio situado no plano da Via Láctea. O mapa foi construído a partir de observações individuais do APEX, de radiação com um comprimento de onda de 870 µm (0,87 milímetros). As novas imagens incluem a maior parte das regiões de formação estelar existentes na Via Láctea austral. A parte norte da Via Láctea já tinha sido mapeada pelo Telescópio James Clerk Maxwell e outros telescópios, no entanto o céu austral é particularmente importante uma vez que inclui o Centro Galático e está também acessível a observações de seguimento detalhadas feitas pelo ALMA.
Os novos mapas ATLASGAL cobrem uma área do céu de 140 graus de comprimentos por 3 de largura, quatro vezes maior que os primeiros mapas divulgados deste rastreio. A primeira divulgação de dados cobria uma área de aproximadamente 95 graus quadrados, era uma tira muito longa e fina de 2 graus por 40 centrada no plano galáctico. Os mapas finais cobrem agora uma área de 420 graus quadrados, o que corresponde a mais de quatro vezes o valor inicial. Os novos mapas têm também uma qualidade superior, já que algumas áreas foram novamente observadas para se obter uma qualidade de dados mais uniforme em toda a área mapeada.
O rastreio ATLASGAL é o projeto do APEX com maior sucesso, com cerca de 70 artigos científicos associados já publicados. O seu legado irá expandir-se ainda mais agora que todos os dados foram reduzidos e colocados à disposição de toda a comunidade astronômica. Os dados estão disponíveis no arquivo ESO.
No coração do APEX encontram-se os seus instrumentos muito sensíveis. Um deles, a câmera LABOCA (LArge BOlometer Camera), foi usado no rastreio ATLASGAL. A LABOCA mede a radiação captada registrando os minúsculos aumentos de temperatura que esta causa nos seus detectores, podendo assim detectar emissão das faixas escuras de poeira fria que obscurecem a radiação estelar.
Esta nova divulgação dos dados ATLASGAL vem complementar observações obtidas com o satélite Planck da ESA. Os dados Planck cobrem todo o céu, mas a sua resolução espacial é baixa. Os dados ATLASGAL cobrem apenas o plano galático mas têm maior resolução angular. Combinar ambas as observações resulta num excelente alcance dinâmico espacial. A combinação dos dados Planck e APEX permitiu aos astrônomos detectar radiação emitida ao longo de uma maior área do céu e estimar assim a fração de gás denso existente na Galáxia interna. Os dados ATLASGAL foram também utilizados para criar um censo completo de nuvens frias de grande massa, onde novas gerações de estrelas estão se formando.
“O ATLASGAL fornece importantes pistas sobre onde a próxima geração de estrelas de grande massa e aglomerados se formam. Ao combinar estas observações com os dados Planck, podemos agora obter uma conexão com as estruturas de larga escala de nuvens moleculares gigantes,” diz Timea Csengeri do Instituto Max Planck de Rádio Astronomia (MPIfR), Bonn, Alemanha, que liderou o trabalho de combinação dos dados APEX e Planck.
O telescópio APEX celebrou recentemente dez anos de pesquisas bem sucedidas do Universo frio. Este telescópio desempenha um papel importante não só como desbravador de terreno mas também como infraestrutura complementar do ALMA, o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, que também se encontra situado no planalto do Chajnantor. O APEX baseia-se numa antena protótipo construída para o projeto ALMA e tem encontrado muitos objetos que o ALMA pode depois estudar com mais detalhe.
Leonardo Testi do ESO, membro da equipe ATLASGAL e Cientista de Projeto europeu do ALMA, conclui: “O ATLASGAL permitiu-nos obter um novo olhar sobre o meio interestelar denso da nossa própria galáxia, a Via Láctea. A divulgação do rastreio completo abre a possibilidade de trabalhar sobre esta incrível base de dados, esperando-se novas descobertas. Muitas equipes de cientistas já estão utilizando os dados ATLASGAL para planejar novas observações com o ALMA.”

Fonte: ESO

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