Identificado o gatilho da supernova mais nova da Via Láctea

Cientistas utilizaram os dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do Jansky Very Large Array do NSF para determinar a provável fonte da mais recente supernova na Via Láctea.

© Chandra/VLA (remanescente de supernova G1.9+0.3)

Os astrônomos tinham identificado anteriormente a G1.9+0.3 como a remanescente de supernova mais recente na nossa galáxia. Estima-se que ela tenha ocorrido a cerca de 110 anos atrás se observada desde o ponto de vista da Terra, numa região empoeirada da galáxia que bloqueia a luz visível que atinge a Terra. Essa imagem do Chandra mostra a G1.9+0.3 onde os raios X de baixa energia são mostrados em vermelho, os raios X de energia média são mostrados em verde e os raios X de alta energia são mostrados em azul.

A G1.9+0.3 pertence à categoria de supernovas classificadas como Tipo Ia, uma importante classe de supernovas que exibem padrões confiáveis no seu brilho que faz delas ferramentas valiosas para medir a taxa com a qual o Universo se expande. As supernovas do Tipo Ia ocorrem quando as anãs brancas, as partes remanescentes de estrelas parecidas com o Sol que já esgotaram seu combustível, explodem. Contudo, existe um debate sobre o que dispara essas explosões de anãs brancas. Duas ideias primárias são a acumulação de material na anã branca a partir de uma companheira ou a violenta fusão de duas anãs brancas.

Os pesquisadores nesse último estudo aplicaram uma nova técnica que poderia ter implicações para entender outras supernovas do Tipo Ia. Eles usaram dados de arquivos do Chandra e do VLA para examinar como a remanescente de supernova G1.9+0.3 em expansão interage com o gás e a poeira ao redor da explosão. A emissão de ondas de rádio e de raios X fornecem pistas sobre a causa da explosão. Em particular, um aumento no brilho das ondas de rádio e de raios X da remanescente de supernova com o tempo somente acontece se uma fusão de anã branca ocorrer.

Esse resultado implica que as supernovas do Tipo Ia são causadas pela colisão de anãs brancas, e o mecanismo onde a anã branca absorve material de uma estrela companheira. Isso é importante para identificar o mecanismo que dispara as supernovas do Tipo Ia, pois, se existe mais de uma causa, então a contribuição de cada uma pode mudar com o tempo, afetando seu uso como as chamadas “velas padrões” na cosmologia.

Um artigo descrevendo os resultados foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O mistério da migração dos Júpiteres quentes

Na última década assistimos a muitas descobertas exoplanetárias. Já foram confirmados, até agora, quase 2.000 exoplanetas - planetas fora do nosso Sistema Solar - e mais de 5.000 candidatos a exoplaneta foram identificados.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de uma atmosfera turbulenta de um planeta quente e gasoso)

Muitos destes mundos exóticos pertencem a uma classe conhecida como "Júpiteres quentes". Estes são gigantes gasosos como Júpiter, mas muito mais quentes, com órbitas que os levam muito perto das suas estrelas.

Ao início, os Júpiteres quentes eram considerados raros, uma vez que não temos nada do gênero no nosso próprio Sistema Solar. Mas à medida que iam sendo encontrados cada vez mais, além de muitos outros planetas mais pequenos que orbitam muito perto das suas estrelas, o nosso Sistema Solar começou a parecer o verdadeiro "desajustado".

"Nós pensávamos que o nosso Sistema Solar era normal, mas não é o caso," afirma Greg Laughlin, astrônomo da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz, EUA, coautor de um novo estudo do telescópio espacial Spitzer da NASA que pesquisa a formação dos Júpiteres quentes.

Por mais comuns que os Júpiteres quentes sejam agora, ainda estão envoltos em mistério. Como é que estes globos gigantescos se formam e como é que acabam incrivelmente tão perto das suas estrelas?

O telescópio Spitzer descobriu novas pistas, observando um Júpiter quente conhecido como HD 80606b, situado a 190 anos-luz da Terra. Este planeta é invulgar no sentido que tem uma órbita altamente excêntrica, quase como a de um cometa, balançando-se muito perto da sua estrela e depois afastando-se a distâncias muito maiores a cada 111 dias. Pensa-se que um lado do planeta é dramaticamente mais quente do que o outro durante as suas angustiantes aproximações. Na verdade, quando o planeta está mais próximo da estrela hospedeira, o lado voltado na sua direção aquece rapidamente até aos 1.100 graus Celsius.

"À medida que o planeta se aproxima da estrela, sente uma explosão de luz estelar, ou radiação. A atmosfera torna-se um caldeirão de reações químicas e os ventos superam a velocidade dos furacões," afirma Laughlin.

Pensa-se que HD 80606b esteja no processo de migrar de uma órbita mais distante até uma órbita muito mais íntima, típica dos Júpiteres quentes. Uma das principais teorias da formação de Júpiteres quentes afirma que os gigantes gasosos em órbitas distantes se tornam Júpiteres quentes quando as influências gravitacionais de estrelas ou planetas vizinhos os empurram para órbitas mais próximas. Os planetas começam em órbitas excêntricas e, ao longo de um período de centenas de milhões de anos, eles gradualmente assentem em órbitas apertadas e circulares.

"Pensa-se que este planeta foi apanhado no ato de migrar para o interior," comenta Julien de Wit do Instituto de Tecnologia de Massachusetts, em Cambridge, EUA, autor principal do novo trabalho. "Ao estudar este exoplaneta, podemos testar teorias sobre a formação dos Júpiteres quentes."

O Spitzer estudou o HD 80606b anteriormente em 2009. As observações mais recentes são mais detalhadas, graças a um maior tempo de observação, de 85 horas, e a melhorias na sensibilidade do Spitzer no diz respeito a exoplanetas.

"Os dados do Spitzer são pristinos," comenta de Wit. "E fomos capazes de observar o planeta desta vez durante muito mais tempo, o que nos dá mais detalhes sobre a sua temperatura mais fria e quão rápido ele aquece, arrefece e gira."

© NASA/JPL-Caltech/MIT (aquecimento e arrefecimento de exoplaneta durante sua órbita)

Uma questão fundamental abordada no novo estudo é: quanto tempo é que o HD 80606b leva para migrar de uma órbita excêntrica para uma órbita circular?

Uma forma de avaliar isto é olhar para quão "mole" é o planeta. Quando o HD 80606b passa perto da sua estrela, a gravidade espreme-o. Caso o planeta seja mais mais flexível, poderá melhor dissipar esta energia gravitacional sob a forma de calor. E quanto mais calor é dissipado, mais depressa o planeta fará a transição para uma órbita circular, um processo conhecido como circularização.

"Se pegarmos numa pequena bola tipo-esponja e a apertarmos muitas vezes muito depressa, vemos que ela aquece," afirma Laughlin. "Isto porque esta bola é muito boa na transferência de energia mecânica em calor."

Os dados do Spitzer mostram que o HD 80606b não dissipa muito calor quando é espremido pela gravidade durante os seus encontros próximos, portanto, não é mole, mas em vez disso mais duro como um todo. Isto sugere que o planeta não está circularizando a sua órbita tão depressa quanto o esperado e que poderá demorar outros 10 bilhões de anos, ou mais, para concluir a transição.

"Estamos começando a aprender quanto tempo demora a ocorrer a migração dos Júpiteres quentes," observa de Wit. "As nossas teorias diziam que não devia demorar assim tanto tempo porque não vemos a migração de Júpiteres quentes com muita frequência."

"As escalas longas de tempo que estamos observando aqui sugerem que um mecanismo de migração poderá não ser tão eficiente para a formação de Júpiteres quentes quanto pensávamos," comenta Laughlin.

O estudo do Spitzer sugere que as teorias concorrentes para a formação dos Júpiteres quentes, nas quais os gigantes gasosos se formam perto das suas estrelas, ou que suavemente espiralam para dentro com a ajuda de discos de formação planetária podem ser preferidas.

O novo estudo é também o primeiro a medir a rotação de um exoplaneta em órbita de uma estrela parecida com o Sol. O Spitzer observou mudanças no brilho do planeta à medida que este gira sob o seu próprio eixo, estabelecendo um período de rotação de 90 horas.

"Há cinquenta anos atrás estávamos, pela primeira vez, medindo a rotação dos planetas no nosso próprio Sistema Solar. Agora estamos fazendo o mesmo para planetas que orbitam outras estrelas. É bastante surpreendente," comenta Laughlin.

A rotação de 90 horas é muito mais lenta do que o previsto para o HD 80606b, o que é intrigante e acrescenta à duradoura mística dos Júpiteres quentes.

Um artigo sobre o estudo foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Uma galáxia anã distintamente desorganizada

Apesar de serem menos famosas do que suas primas galácticas elípticas e espirais, as galáxias anãs irregulares, tal como essa captada pelo telescópio espacial Hubble, são realmente um dos tipos de galáxias mais comuns no Universo.

© Hubble (galáxia anã UGC 4459)

Conhecida como UGC 4459, essa galáxia anã está localizada a aproximadamente 11 milhões de anos-luz de distância na constelação da Ursa Maior, uma constelação que também é o lar da Galáxia do Cata-Vento (M101), da Nebulosa da Coruja (M97), da Galáxia de Bode (M81), M82 e algumas outras galáxias que fazem parte do Grupo M81.

A aparência difusa e desorganizada é característica de uma galáxia anã irregular. Sem uma forma ou estrutura distinta, as galáxias anãs irregulares, têm sempre uma aparência caótica, sem um bulbo nuclear, um pacote central de estrelas, ou nenhum traço de braços espirais, as regiões de estrelas que se estendem do centro da galáxia. Os astrônomos suspeitam que algumas galáxias anãs irregulares foram em algum momento uma galáxia espiral ou elíptica, mas posteriormente foram deformadas pela força gravitacional de objetos próximos.

Rica com estrelas jovens azuis e estrelas vermelhas antigas, a UGC 4459 tem uma população estelar de poucos bilhões de estrelas. Embora pareça impressionante, isso é pouco se comparado com as 200 a 400 bilhões estrelas da Via Láctea.

As observações feitas com o Hubble têm mostrado que devido à perda de massas, a formação de estrelas é muito baixa se comparada com as estrelas maiores. Somente uma pequena parcela do seu gás original tem se transformado em estrelas. Assim, essas pequenas galáxias são interessantes para serem estudadas para melhor entender os ambientes primordiais e os processos de formação estelar.

Fonte: ESA

Hubble olha em um caleidoscópio cósmico

À primeira vista, este caleidoscópio cósmico em roxo, azul e rosa oferece uma beleza impressionante e serena imagem do cosmos.

© Hubble/Chandra/VLA (aglomerado de galáxias MACS J0416)

No entanto, esta névoa com múltiplas cores realmente marca o local de dois aglomerados de galáxias em colisão, formando um único objeto conhecido como MACS J0416.1-2403 (MACS J0416).

O MACS J0416 está localizado a cerca de 4,3 bilhões de anos-luz da Terra, na constelação de Eridanus. Esta imagem do aglomerado combina dados de três telescópios diferentes: o telescópio espacial Hubble (mostrando as galáxias e as estrelas), o observatório de raios X Chandra (emissão difusa em azul), e o Karl G. Jansky Very Large Array (emissão difusa em rosa). Cada telescópio mostra um elemento diferente do aglomerado, permitindo aos astrônomos estudar o MACS J0416 em detalhe.

Como em todos os aglomerados de galáxias, o MACS J0416 contém uma quantidade significativa de matéria escura, o que deixa uma marca detectável em luz visível ao distorcer as imagens de galáxias de fundo. Nesta imagem, esta matéria escura parece alinhar bem com o gás quente em tons de azul, sugerindo que os dois aglomerados ainda não colidiram. Se os aglomerados já tinham colididos com entre si, a matéria escura e o gás teriam sido separados. O MACS J0416 também contém outras características, tais como: um núcleo compacto de gás quente que provavelmente teria sido interrompido quando uma colisão havia ocorrido.

Junto com outros cinco grupos de galáxias, o MACS J0416 está desempenhando uma função de liderança no programa Hubble Frontier Fields, para o qual foi obtido esses dados. Devido à sua grande massa, o aglomerado funciona como uma lente gravitacional, convergindo a luz de objetos de fundo. Os astrônomos podem utilizar este fenómeno para encontrar galáxias que existiram apenas algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang.

Fonte: ESA

A grande nebulosa em Carina

Em uma das partes mais brilhantes da Via Láctea encontra-se uma nebulosa onde eventos excêntricos ocorrem.

© Damian Peach (NGC 3324 e NGC 3372)

A NGC 3372, conhecida como a Grande Nebulosa em Carina, é o lar de estrelas massivas e nebulosas em mutação.

A nebulosa do Buraco da Fechadura (NGC 3324), a estrutura brilhante pouco acima do centro da imagem, abriga várias dessas estrelas massivas e tem mudado sua própria aparência.

A Nebulosa de Carina se estende por mais de 300 anos-luz e está situada a 7.500 anos-luz de distância na constelação de Carina.

Eta Carinae, a estrela mais enérgica na nebulosa, foi uma das estrelas mais brilhantes no céu na década de 1830, mas depois evanesceu drasticamente. Eta Carinae é a estrela mais brilhante perto do centro da imagem, à esquerda da Nebulosa do Buraco da Fechadura. Enquanto Eta Carinae pode estar à beira de uma explosão de supernova, imagens de raios X indicam que grande parte da Grande Nebulosa Carina tem sido uma verdadeira fábrica de supernova.

Fonte: NASA

Auroras em raios X no planeta Júpiter

As tempestades solares estão provocando auroras de raios X em Júpiter, que são cerca de oito vezes mais brilhantes do que o normal, sobre uma grande área do planeta e centenas de vezes mais energéticas do que as auroras boreais da Terra, de acordo com um novo estudo da NASA usando dados do observatório de raios X Chandra.

© JAXA (ilustração da magnetosfera de Júpiter)

É a primeira vez que as auroras de Júpiter foram estudadas em luz de raios X quando uma tempestade solar gigante chegou ao planeta.

O Sol constantemente ejeta fluxos de partículas para o espaço através do vento solar. Às vezes, as tempestades gigantes, conhecidas como ejeções de massa coronal (CMEs), entram em erupção e os ventos tornam-se muito mais fortes. Estes eventos comprimem a magnetosfera de Júpiter, a região do espaço controlado pelo campo magnético de Júpiter, mudando sua fronteira com o vento solar para dentro por mais de um 1,5 milhão de quilômetros. Este novo estudo constatou que no limite a interação desencadeia os raios X em auroras de Júpiter, que cobrem uma área maior do que a superfície da Terra.

© Chandra/Hubble (auroras em Júpiter)

Estas imagens compostas mostram Júpiter e suas auroras durante e após a chegada de uma CME em Júpiter em outubro de 2011. Nestas imagens, dados de raios X de Chandra (roxo) foram sobrepostos em uma imagem óptica do telescópio espacial Hubble. O painel do lado esquerdo revela a atividade de raios X quando a CME atingiu Júpiter, e o do lado direito retrata a atividade de raios X dois dias depois após o CME diminuir. O impacto da CME na aurora de Júpiter foi monitorada em raios X emitidos durante duas observações de 11 horas. Os cientistas pretendem coletar dados da atividade de raios X sobre o campo magnético, magnetosfera e aurora de Júpiter usando o Chandra e XMM-Newton da ESA.

Um artigo descrevendo estes resultados foi publicado no Journal of Geophysical Research.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics & Marshall Space Flight Center

Antigo gelo polar revela inclinação da Lua

Um novo estudo fornece evidências de que o eixo de rotação da Lua deslocou-se cerca de cinco graus aproximadamente há três bilhões de anos atrás.

© U. Arizona/J. Keane (ilustração do Oceanus Procellarum)

A imagem acima mostra um vasto ponto de acesso de intenso vulcanismo debaixo da região escura da Lua, conhecida como Oceanus Procellarum (área vermelha à direita) que resultou de menor densidade do que em outras partes do satélite da Terra. Para restaurar o equilíbrio, o eixo da Lua foi desviado de cinco graus. Traços de depósitos de gelo de água perto dos pólos delineam o movimento a partir do local antigo (azul) para o pólo atual (verde).

A evidência desse movimento é registada na distribuição do gelo lunar antigo, evidência de entrega de água ao Sistema Solar jovem.

"A mesma face da Lua nem sempre apontou para a Terra," afirma Matthew Siegler do Instituto de Ciência Planetária em Tucson, Arizona, EUA. "À medida que o eixo mudou, também mudou a cara que vemos na Lua. Como que virou o nariz para a Terra."

Esta pesquisa interdisciplinar foi realizada em várias instituições como parte do SSERVI (Solar System Exploration Research Virtual Institute) da NASA com base no Centro de Pesquisa Ames da NASA em Silicon Valley, no estado americano da Califórnia.

A água gelada pode existir no satélite natural da Terra em áreas permanentemente à sombra. Se o gelo na Lua é exposto à luz direta do Sol, evapora-se para o espaço. As evidências mostram que uma mudança no eixo de rotação ocorrida há bilhões de anos atrás permitiu com que a luz solar atingisse áreas anteriormente à sombra e que provavelmente continham gelo.

Os cientistas descobriram que a água gelada que sobreviveu a esta mudança efetivamente descreve um caminho ao longo do que o eixo se moveu. Eles corresponderam o percurso com modelos que preveem a localização do gelo estável e inferiram que o eixo da Lua se moveu cerca de cinco graus. Esta é a primeira evidência física de que a Lua sofreu uma mudança dramática de orientação e implica que a maior parte do gelo polar na Lua tem bilhões de anos.

"As novas descobertas são uma visão convincente do passado dinâmico da Lua," afirma a Dra. Yvonne Pendleton, diretora do SSERVI, que apoia a pesquisa lunar e planetária como meio de avançar a exploração humana do Sistema Solar através da descoberta científica.

Os pesquisadores analisaram dados de várias missões da NASA, incluindo a Lunar Prospector, LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter), LCROSS (Lunar Crater and Observation Sensing Satellite) e GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory), para construir o caso para uma mudança na orientação da Lua. A topografia do instrumento LOLA (Lunar Orbiter Laser Altimeter) e medições térmicas do Diviner lunar radiometer, ambos a bordo da LRO, foram usadas para ajudar à interpretação dos dados de nêutrons da Lunar Prospector que suportam a hipótese de desvio polar.

Siegler percebeu que as distribuições observadas do gelo, em cada dos polos lunares, pareciam estar mais relacionadas entre si do que se pensava anteriormente. Siegler e o Richard Miller, da Universidade do Alabama em Hunstville, descobriram que as concentrações de gelo deslocaram-se de cada polo à mesma distância, mas em direções exatamente opostas, sugerindo que o eixo de rotação, no passado, era diferente do que vemos hoje. Uma mudança na inclinação significa que algum do gelo depositado há muito tempo atrás evaporou-se quando exposto à luz solar, mas aquelas áreas que permanecem à sombra permanente, entre a orientação antiga e a nova, ainda conservam o seu gelo e, assim, indicam o que aconteceu.

Um corpo planetário pode deslocar o seu eixo quando há uma enorme alteração na distribuição de massa. O pesquisador James Keane, da Universidade do Arizona em Tucson, modelou o modo como as mudanças no interior lunar podem ter afetado a rotação e inclinação da Lua. Ao fazê-lo, descobriu que a região Procellarum no lado visível da Lua era a única característica que poderia coincidir com a direção e quantidade de mudança no eixo indicadas perto dos polos. Além disso, as concentrações de material radioativo na região Procellarum são suficientes para ter aquecido uma porção do manto lunar, provocando uma alteração de densidade significativa o suficiente para reorientar a Lua.

A imagem abaixo mostra uma secção cruzada que atravessa a Lua, realçando a natureza antipodal dos voláteis polares da Lua (púrpura). A reorientação desse antigo polo (seta vermelha) até ao polo atual (seta azul) foi alimentada pela formação e evolução da região Procellarum, a região no lado visível da Lua associada com uma alta abundância de calor radioativo que produz elementos (verde), um alto fluxo de calor e antiga atividade vulcânica.

© U. Arizona/J. Keane (inclinação da Lua)

Parte deste material aquecido do manto derreteu e veio até à superfície para formar as manchas escuras visíveis que preenchem as grandes bacias lunares que chamamos de mares.

"Estes achados podem abrir a porta a novas descobertas sobre a evolução do interior da Lua, bem como à origem da água na Lua e na Terra primitiva," conclui Siegler.

Um artigo sobre o estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: University of Arizona

A formação de estrelas no Universo foi reduzida por quasares antigos

A diminuição na formação de estrelas nos primordios do Universo foi elucidada por pesquisadores.

© Johns Hopkins University (ilustração do vento galáctico aquecido emanado de quasar brilhante)

As galáxias atingiram o seu ápice na formação de estrelas a cerca de 11 bilhões de anos atrás, e então essa taxa de formação começou a ficar mais lenta.

Essa questão que vem intrigando os astrofísicos por muitos anos, parece ter atualmente um motivo. A resposta pode estar na energia dos quasares dentro das galáxias onde as estrelas estão nascendo. A intensa radiação e os ventos em escala galáctica emitidos pelos quasares aqueceram as nuvens de gás e poeira. O calor evita que o material esfrie e forme nuvens mais densas, e eventualmente estrelas.

Para chegar a essa conclusão, os cientistas observaram 17.468 galáxias e descobriram um traçador de energia, conhecido como efeito Sunyaev-Zel’dovich (efeito SZ).

O fenômeno que recebeu esse nome em homenagem aos dois físicos que previram esse efeito a aproximadamente 50 anos atrás, aparece quando os elétrons de alta energia, perturbam a Radiação Cósmica Micro-ondas de Fundo (CMB), uma radiação remanescente do nascimento superaquecido do Universo a 13,8 bilhões de anos atrás.

Os níveis de energia térmica foram analisados para ver se eles surgiam acima do que era previsto para cessarem a formação das estrelas. Um grande número de galáxias foi analisado para dar ao estudo uma confiabilidade estatística.

Para que o retorno de energia possa parar a formação de estrelas, ele precisa acontecer de maneira vasta no Universo. Para realizar essas medidas de temperaturas que mostrassam o efeito SZ, a equipe usou informações adquiridas por dois telescópios, um telescópio óptico no Apache Point Observatory no Novo México e o Atacama Cosmology Telescope no norte do Chile, e o instrumento Spectral and Photometric Imaging Receiver (SPIRE) a bordo do Herschel Space Observatory da ESA.

A utilização de vários instrumentos com diferentes intensidades na pesquisa do efeito SZ é algo relativamente novo. Esse é um tipo diferente de termômetro.

Embora essa não seja uma descoberta totalmente conclusiva, pois serão necessárias mais análises, pode ser a primeira evidência observacional convincente da presença do retorno de energia dos quasares, quando o Universo tinha somente um quarto da sua idade atual, quando a formação de estrelas era mais vigorosa.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Detectado um flash de luz de uma companheira de supernova

Uma equipe de astrônomos, incluindo Robert P. Kirshner e Peter Challis do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), detectou um flash de luz de uma companheira de supernova.

© CfA/P. Challis (supernova SN 2012cg)

O ponto azul-branco no centro desta imagem é a supernova SN 2012 cg. Esta supernova está tão distante que a sua galáxia hospedeira, a espiral NGC 4424, aparece aqui apenas como um esfregaço prolongado de luz roxa.

Esta é a primeira vez que os astrônomos têm testemunhado o impacto da explosão de uma estrela em sua vizinha. Ela fornece a melhor evidência do tipo de sistema estelar binário que leva à supernovas de Tipo Ia. Este estudo revela as circunstâncias para a morte violenta de algumas estrelas anãs brancas e fornece compreensão mais profunda para a sua utilização como ferramentas para traçar a história da expansão do Universo. Estes tipos de explosões estelares permitiram a descoberta da energia escura, expansão acelerada do Universo que é um dos maiores problemas na ciência hoje.

O assunto de como surgem supernovas de Tipo Ia tem sido um tópico de debate entre os astrônomos.

“Nós pensamos que as supernovas Tipo Ia surgem de explosão de anãs brancas com uma companheira binária,” disse Howie Marion da Universidade do Texas em Austin (UT Austin), o principal autor do estudo. “A teoria remonta de 50 anos ou mais, mas não houve qualquer evidência concreta de uma estrela companheira antes deste momento."

Os astrônomos têm analisado ideias concorrentes, debatendo se o companheiro era uma estrela normal ou outra anã branca.

“Esta é a primeira vez que um tipo Ia tem sido associada com uma estrela companheira binária,” disse o membro da equipe e professor de astronomia J. Craig Wheeler (UT Austin).

A teoria indaga que a estrela progenitora do binário com supernovas de Tipo Ia resultam de uma violenta explosão de uma estrela anã branca. Deve ser adicionada massa a essa anã branca, retirada da estrela companheira, para provocar a sua explosão. Quando o fluxo de massa atinge seu limite, a anã branca está suficientemente quente e densa para inflamar o carbono e oxigênio em seu interior, iniciando uma reação termonuclear que faz com que a anã branca exploda como uma supernova Tipo Ia.

Durante muito tempo, a principal teoria diz que a companheira era uma estrela gigante vermelha antiga que inchou e perdeu material para a anã branca, mas as observações recentes praticamente descartou essa noção. No gigante vermelha é visto. O novo trabalho apresenta evidências de que a estrela fornecendo massa ainda está queimando hidrogênio em seu centro, ou seja, que esta estrela companheira ainda está no auge da vida.

“Se um branco explode anão ao lado de uma estrela comum, você deve ver um pulso de luz azul que resulta de aquecimento que o companheiro. Isso é o que os teóricos previram e isso é o que nós vimos,” de acordo com Kirshner.

A supernova SN 2012cg está localizada a 50 milhões de anos-luz de distância na constelação de Virgem, e foi descoberta em 17 de Maio de 2012 pelo Lick Observatory Supernova Search. A equipe de Marion começou a estudá-la no dia seguinte com os telescópios do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

A equipe continuou observando o brilho da supernova durante várias semanas usando muitos telescópios diferentes, incluindo o telescópio de 1,2 metros Fred Lawrence Whipple Observatory e seu instrumento KeplerCam, o telescópio espacial de raios gama Swift, o telescópio Hobby-Eberly no McDonald Observatory, entre outros.

A equipe encontrou evidências nas características da luz a partir da Supernova, indicando que poderia ser causada por uma companheira do binário. Especificamente, foi descoberto um excesso de luz azul proveniente da explosão. Este excesso é compatível aos modelos amplamente aceitos criados por U.C. Berkeley astrônomo Dan Kasen da U.C. Berkeley.

"A supernova está fundindo-se com a estrela companheira. O lado da estrela companheira que é atingido fica quente e brilhante. O excesso de luz azul está vindo do lado da estrela companheira que fica aquecido," explicou Wheeler.

Combinado com os modelos, as observações indicam que a estrela companheira binária tem uma massa mínima de seis sóis.

"Esta é uma interpretação que é consistente com os dados", disse Jeffrey Silverman, membro da equipe e pesquisador pós-doutorado na UT Austin. Salientando que não é uma prova concreta do tamanho exato da companheira, como viria de uma fotografia do sistema de estrelas binárias.

O trabalho foi publicadono periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Os confins do Grupo Local

A imagem a seguir mostra a galáxia solitária chamada Wolf-Lundmark-Melotte (WLM).

© ESO/VST (galáxia Wolf-Lundmark-Melotte)

Embora se considere que este objeto faz parte do nosso Grupo Local de dezenas de galáxias, WLM encontra-se isolada na periferia do grupo, sendo um dos seus membros mais remotos. De fato, esta galáxia é tão pequena e afastada que pode nunca ter interagido com outras galáxias do Grupo Local, ou talvez até com qualquer outra galáxia na história do Universo.

Como uma tribo isolada vivendo no interior da Amazônia ou numa ilha na Oceania, a galáxia WLM oferece uma visão rara sobre a natureza primordial das galáxias que foram pouco perturbadas pelo meio ao seu redor.
A WLM foi descoberta em 1909 pelo astrônomo alemão Max Wolf e identificada como galáxia cerca de 15 anos depois pelos astrônomos Knut Lundmark e Philibert Jacques Melotte, o que explica o seu nome incomum. Esta galáxia tênue está situada na constelação da Baleia, a cerca de três milhões de anos-luz de distância da Via Láctea, a qual é uma das três galáxias espirais dominantes do Grupo Local.
A WLM é muito pequena e sem estrutura, daí a sua classificação de galáxia anã irregular. Mede cerca de 8.000 anos-luz no seu maior comprimento, uma medida que inclui um halo de estrelas extremamente velhas descoberto em 1996.
Os astrônomos pensam que pequenas galáxias primordiais semelhantes interagiram gravitacionalmente umas com as outras e em muitos casos se fundiram, dando origem a galáxias compostas muito maiores. Ao longo de bilhões de anos, este processo de fusão formou as grandes galáxias elípticas e em espiral que hoje parecem ser bastante comuns no Universo moderno. Este tipo de congregação de galáxias é semelhante à maneira como as populações humanas se deslocaram ao longo de milhares de anos e se juntaram em povoações cada vez maiores, dando eventualmente origem às atuais megacidades.
A WLM, no entanto, desenvolveu-se isoladamente, longe da influência de outras galáxias e das suas populações estelares. Assim, tal como uma população humana escondida, com contatos limitados com o exterior, a WLM representa um “estado de natureza” relativamente imperturbável, onde quaisquer mudanças que vão ocorrendo ao longo da sua vida são praticamente independentes da atividade que ocorre em outros locais.
Esta pequena galáxia apresenta um extenso halo de estrelas vermelhas muito tênues, que se estende na escuridão do espaço à sua volta. Este tom avermelhado é indicativo da idade avançada das estrelas. É provável que este halo tenha se originado na formação inicial da própria galáxia, fornecendo-nos assim pistas interessantes sobre os mecanismos que deram origem às primeiras galáxias.
As estrelas no centro da WLM parecem ser mais jovens e mais azuis em termos de cor. Nesta imagem, as nuvens cor de rosa correspondem a regiões onde a radiação intensa emitida pelas estrelas jovens ionizou o hidrogênio gasoso ambiente, fazendo-o brilhar com um característico tom avermelhado.
Esta imagem detalhada foi captada pela câmera de grande angular OmegaCAM, uma câmera enorme montada no telescópio de rastreio do VLT (VST) do ESO no Chile, um telescópio de 2,6 metros dedicado exclusivamente a rastreios no visível do céu noturno. Os 32 detectores CCD da OmegaCAM criam imagens de 256 megapixels, o que nos dá uma vista de grande angular muito detalhada do cosmos.

Fonte: ESO

O flash inicial da explosão de uma estrela

Com o telescópio espacial Kepler, os astrônomos capturam, pela primeira vez no visível, o flash brilhante da onda de choque de uma explosão estelar.

© NASA (ilustração do momento em que uma estrela se transforma em supernova)

Uma equipe internacional liderada por Peter Garnavich, professor de astrofísica da Universidade de Notre Dame no estado americano de Indiana, analisou luz captada de 500 galáxias distantes pelo Kepler a cada 30 minutos ao longo de um período de três anos, pesquisando por entre cerca de 50 trilhões de estrelas. Eles estavam à procura de sinais de enormes explosões que assinalam a morte de uma estrela, fenômeno a que chamamos supernovas.

Em 2011, duas destas estrelas titânicas, chamadas supergigantes vermelhas, explodiram no campo de visão do Kepler. O primeiro colosso, KSN 2011a, tem quase 300 vezes o tamanho do nosso Sol e está a uns meros 700 milhões de anos-luz da Terra. O segundo, KSN 2011d, tem cerca de 500 vezes o tamanho do nosso Sol e está a 1,2 bilhões de anos-luz de distância.

"Para colocar o seu tamanho em perspectiva, a órbita da Terra ao redor do Sol caberia confortavelmente dentro destas estrelas colossais," comenta Garnavich.

Quer seja um acidente de avião, de carro ou uma supernova, a captura de imagens de eventos súbitos e catastróficos é extremamente difícil mas tremendamente útil para perceber a causa. Tal como a difusão de câmaras móveis tornou os vídeos forenses mais comuns, o olhar firme do Kepler permitiu, finalmente, a visualização de uma onda de choque de uma supernova assim que chegou à superfície de uma estrela. A libertação da onda de choque, propriamente dita, dura apenas cerca de 20 minutos, de modo que a captura do flash de energia é um marco de investigação para os astrônomos.

"Para vermos algo que acontece em escalas de tempo de minutos, como a libertação da onda de choque, precisamos de ter uma câmara que monitoriza continuamente o céu," afirma Garnavich. "Nós não sabemos quando é que uma supernova está prestes a ocorrer, e a vigilância do Kepler permitiu-nos ser uma testemunha da explosão."

As supernovas deste gênero, conhecidas como Tipo II, começam quando a fornalha interna de uma estrela esgota o seu combustível nuclear, fazendo que o seu núcleo colapse à medida que a gravidade assume liderança.

As duas supernovas têm boas correspondências com os modelos matemáticos das explosões do Tipo II, reforçando as teorias existentes. Mas também revelaram o que poderá vir a ser uma variedade inesperada nos detalhes individuais destes eventos estelares cataclísmicos.

Embora ambas as explosões ostentassem um poder energético semelhante, na mais pequena das supergigantes não foi observado o momento da libertação da onda de choque. Os cientistas pensam que é provavelmente devido à estrela menor estar rodeada por gás, talvez o suficiente para mascarar a onda de choque quando atingiu a superfície da estrela.

A compreensão da física destes eventos violentos permite aprender mais sobre o modo como as sementes da complexidade química e da própria vida foram espalhados no espaço e no tempo na nossa Galáxia, a Via Láctea.

"Todos os elementos pesados no Universo vêm de explosões de supernovas. Por exemplo, toda a prata, o níquel e o cobre na Terra, e até nos nossos corpos, veio da agonia explosiva da morte das estrelas," afirma Steve Howell, cientista de projeto para as missões Kepler e K2 da NASA no Centro de Pesquisa Ames em Silicon Valley, Califórnia. "A vida existe por causa das supernovas."

Garnavich faz parte de uma equipe de pesquisa conhecida como KEGS (Kepler Extragalactic Survey). A equipe está quase terminando a mineração de dados da missão primária do Kepler, que terminou em 2013 com a avaria das rodas de reação que ajudam a manter o observatório apontado. No entanto, com o reinício do Kepler pela missão K2 da NASA, a equipe está agora vasculhando ainda mais dados em busca de eventos de supernovas em galáxias ainda mais distantes.

"Enquanto o Kepler abriu a porta para a observação do desenvolvimento destes eventos espetaculares, a missão K2 vai empurrá-la ainda mais na observação de outras dúzias de supernovas," comenta Tom Barclay, pesquisador no Centro de Pesquisa Ames. "Estes resultados são um preâmbulo tentador do que está para vir com o K2!"

Fonte: Ames Research Center

Um exoplaneta excêntrico dá sinais de luz refletida

Uma equipe de astrônomos liderados por Stephen Kane, da Universidade Estatal de São Francisco, EUA, avistou um exoplaneta a cerca de 117 anos-luz da Terra que possui a órbita mais excêntrica vista até agora.

© NASA (ilustração do exoplaneta excêntrico)

Além do mais, Kane e colegas foram capazes de detectar um sinal de luz refletida do exoplaneta conhecido como HD 20782 b, uma emissão de luz estelar que ressaltou para fora atmosfera do planeta excêntrico enquanto este fazia a sua maior aproximação à estrela.

Neste caso, "excêntrico" não se refere a um estado de espírito, mas ao invés descreve quão elíptica é a órbita do planeta em torno da sua estrela hospedeira. Enquanto os planetas no nosso Sistema Solar têm órbitas quase circulares, já foram descobertos vários exoplanetas com órbitas altamente elípticas ou excêntricas.

O HD 20782 b tem a órbita mais excêntrica conhecida, com uma excentricidade medida de 0,96. Isto significa que o planeta se move quase numa elipse achatada, percorrendo uma enorme distância para longe da sua estrela e depois fazendo uma passagem íntima, veloz e furiosa no periélio.

O HD 20782 b proporciona uma oportunidade de observação particularmente lucrativa para o estudo da atmosfera de um planeta altamente excêntrico, um tipo não visto no nosso próprio Sistema Solar. Ao estudar a luz refletida por HD 20782 b, os astrônomos podem aprender mais sobre a estrutura e composição de uma atmosfera planetária que pode resistir a uma breve, mas alucinante, exposição à sua estrela.

No ponto mais distante da sua órbita, o exoplaneta está a 2,5 vezes a distância entre o Sol e a Terra. Na sua maior aproximação, passa a 0,06 vezes dessa mesma distância Terra-Sol, muito mais próximo que Mercúrio está do Sol. "Tem aproximadamente a massa de Júpiter, mas balança-se em redor da sua estrela como se fosse um cometa," salienta Kane, professor assistente de física e astronomia.

Uma observação anterior do HD 20782 b sugeriu que o exoplaneta poderia ter uma órbita extremamente excêntrica. Kane e colegas foram capazes de confirmar a sua excentricidade extrema e o resto dos seus parâmetros orbitais como parte do levantamento TERMS (Transit Ephemeris Refinement and Monitoring Survey), um projeto liderado por Kane para detectar planetas extrassolares que passam em frente das suas estrelas.

Usando estes novos parâmetros para calendarizar as suas observações, os cientistas também usaram um telescópio espacial para recolher dados de luz do planeta à medida que este passava mais próximo da estrela. Foram capazes de detectar uma mudança no brilho que parece ser um sinal de luz refletida pela atmosfera do planeta.

A luz refletida poderá dizer mais sobre o modo como a atmosfera de um exoplaneta como HD 20782 b responde quando passa a maior parte do seu tempo longe da estrela, e em seguida, tem uma passagem muito próxima e acalorada pela estrela.

A porcentagem de luz refletida por um planeta, ou quão brilhante aparece no céu, é determinada em parte pela composição da sua atmosfera. Os planetas envoltos em nuvens de partículas geladas, como Vênus e Júpiter, por exemplo, são muito refletivos. Mas se um planeta como Júpiter se deslocasse muito perto do Sol, o calor removeria o material gelado das suas nuvens.

Em alguns dos exoplanetas do tamanho de Júpiter que trilham pequenas órbitas circulares, este fenômeno parece "roubar" partículas refletivas das atmosferas, fazendo com que os planetas pareçam "escuros". Mas no caso do HD 20782 b, "a atmosfera do planeta não tem hipótese de responder," afirma Kane. "O tempo que leva para dar a 'volta' à estrela é tão pequeno que não há tempo para remover todos aqueles materiais gelados que tornam a atmosfera tão refletiva."

Os astrônomos não podem determinar a composição exata da atmosfera do HD 20782 b, mas esta observação nova sugere que pode ter uma cobertura altamente refletiva como a de Júpiter.

Os exoplanetas como HD 20782 b contêm uma "arca do tesouro" de perguntas para os astrônomos, realça Kane. "Quando vemos um planeta como este numa órbita excêntrica, pode ser muito difícil explicar como chegou a esta forma," explica. "É como olhar para a cena de um crime, como aquelas pessoas que estudam padrões de sangue nas paredes. Sabemos que algo de mau aconteceu, mas precisamos de descobrir o que provocou tal coisa."

Kane acrescenta que, no caso do HD 20782 b, existem alguns possíveis "suspeitos". Pode ser que originalmente houvessem mais planetas no sistema. Um desenvolveu uma órbita instável e aproximou-se demasiado de HD 20782 b. Esta colisão poderá ter expelido um planeta para fora do sistema e empurrado o HD 20782 b para a sua órbita excêntrica. O exoplaneta encontra-se num sistema binário, por isso também pode ser o caso que a segunda estrela no binário fez uma aproximação que enviou HD 20782 b para uma órbita menos circular.

Kane faz parte da equipe científica de duas missões espaciais em desenvolvimento: O TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA e o CHEOPS (Characterizing ExOPLanet Satellite) da ESA, que terão os seus olhos apontados para o HD 20782 b depois do lançamento em 2018.

A descoberta foi anunciada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: San Francisco State University

A geração de protoestrelas na nebulosa escura LDN 1768

A região escura que serpenteia por esta imagem de um campo de estrelas na constelação de Ofiúco não é exatamente o que parece.

© ESO/ALMA (LDN 1768)

Embora pareça não existir estrelas neste local, o fato é que elas estão escondidas por trás desta densa nuvem de poeira que bloqueia a luz. Esta nuvem escura em particular chama-se LDN 1768.
Apesar da sua aparência simples, as nebulosas escuras como LDN 1768 são de grande interesse para os astrônomos, já que é nestes lugares que as estrelas se formam. No interior destas enormes maternidades estelares encontram-se protoestrelas, estrelas na fase mais jovem das suas vidas, ainda formando-se a partir do gás e da poeira da nuvem.
As protoestrelas são relativamente frias e ainda não começaram a produzir energia suficiente para emitirem radiação visível. Emitem no entanto radiação nos comprimentos de onda do submilímetro, a qual não é detectada pelo olho humano. Felizmente, ao contrário da radiação visível, a luz no submilímetro não é absorvida pela poeira ao seu redor. Utilizando telescópios especiais sensíveis à radiação submilimétrica, tais como o observatório Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), podemos ver além da poeira e descobrir muito mais sobre as protoestrelas situadas no interior da nuvem.
Eventualmente, as protoestrelas irão se tornar suficientemente densas e quentes para dar início as reações nucleares que produzirão radiação visível, começando assim a brilhar. Quando isto acontece, a estrela “sopra" para longe o casulo de poeira que a rodeia e faz com que o restante gás emita radiação, criando assim um belo espetáculo luminoso conhecido por região H II.

Fonte: ESO

O W de Cassiopeia

Um familiar zigue-zague, com a forma de W, na constelação meridional de Cassiopeia é perfilada por cinco estrelas brilhantes neste amplo mosaico colorido.

© Rogelio Bernal Andreo (o W de Cassiopeia)

Estendendo-se cerca de 15 graus pelos ricos campos estelares, a cena celeste inclui nuvens escuras, nebulosas brilhantes e aglomerados de estrelas ao longo da Via Láctea. Em tons de amarelo-laranja aparece destacada a estrela Shedar, alfa de Cassiopeia. A estrela gigante amarelada é mais fria do que o Sol, com mais de 40 vezes o diâmetro solar, e tão luminosa que brilha na noite terrestre desde os seus 230 anos-luz de distância. A estrela massiva no centro do W é a brilhante Gama Cas, que está a cerca de 550 anos-luz de distância. A estrela azulada Gamma Cas é muito mais quente que o Sol. A intensa radiação ultravioleta desta estrela ioniza os átomos de hidrogêniodas nuvens interestelares próximas para produzir emissão H-alfa vermelha visível, quando os átomos se recombinam com elétrons. Naturalmente, os observadores noturnos no sistema estelar Alpha Centauri também verão o contorno reconhecível traçado por estrelas brilhantes de Cassiopeia. Mas a partir de sua perspectiva, de apenas 4,3 anos-luz de distância, veriam o nosso Sol como uma sexta estrela brilhante em Cassiopeia, estendendo-se o padrão em zigue-zague pouco além da margem esquerda deste imagem.

Fonte: NASA

Descoberta fonte que acelera raios cósmicos no centro da Via Láctea

Há já mais de dez anos que o observatório H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) tem vindo a mapear o centro da nossa Galáxia em raios gama altamente energéticos.

© Mark A. Garlick (ilustração de nuvens moleculares gigantes que rodeiam o Centro Galáctico)

Na imagem acima as nuvens moleculares gigantes que rodeiam o Centro Galáctico são bombardeadas por prótons altamente energéticos acelerados na vizinhança do buraco negro central, que subsequentemente brilham em raios gama.

Estes raios gama são produzidos por raios cósmicos oriundos da região mais interna da Via Láctea. Uma análise detalhada dos dados mais recentes do H.E.S.S. revela pela primeira vez uma fonte desta radiação cósmica em energias nunca antes observadas na Via Láctea: o buraco negro supermassivo no centro da Galáxia, que provavelmente acelera os raios cósmicos até energias 100 vezes superiores àquelas obtidas no maior acelerador de partículas da Terra, o LHC (Large Hadron Collider) no CERN (European Organization for Nuclear Research).

A Terra é constantemente bombardeada por partículas de alta-energia (prótons, elétrons e núcleos atômicos) de origem cósmica, partículas que compõem a chamada "radiação cósmica". Estes raios cósmicos são eletricamente carregados e são, portanto, fortemente desviados pelos campos magnéticos interestelares que permeiam a nossa Galáxia. O seu percurso através do cosmos é randomizado por estes desvios, o que torna impossível a identificação direta das fontes astrofísicas responsáveis pela sua produção. Assim, durante mais de um século, a origem dos raios cósmicos continua sendo um dos mistérios mais duradouros da ciência.

Felizmente, os raios cósmicos interagem com a luz e o gás na vizinhança das suas fontes, produzindo raios gama. Estes raios gama viajam em linhas retas e não são desviados pelos campos magnéticos, podendo, portanto, ser traçados até à sua origem. Quando um raio gama altamente energético atinge a Terra, interage com uma molécula na atmosfera superior, produzindo uma chuva de partículas secundárias que emitem um curto pulso de "luz de Cherenkov". Ao detectar estas emissões de luz usando telescópios equipados com grandes espelhos, foto-detectores sensíveis e eletrônica avançada, foram identificadas, ao longo das três últimas décadas, mais de 100 fontes de raios gama. O observatório H.E.S.S. na Namíbia representa a última geração destas redes de telescópios. É operado por cientistas de 42 instituições em 12 países, com contribuições principais de MPIK Heidelberg, Alemanha, CEA e CNRS, França.

Hoje sabemos que os raios cósmicos com energias até cerca de 100 TeV (tera elétron-volt) são produzidos na nossa Galáxia por objetos como remanescentes de supernovas e nebulosas alimentadas por ventos de pulsares. Os argumentos teóricos e as medições diretas dos raios cósmicos que alcançam a Terra indicam, no entanto, que as fábricas de raios cósmicos na nossa Galáxia devem ser capazes de fornecer partículas com, pelo menos, até 1 PeV (peta elétron-volt). Apesar de muitos aceleradores multi-TeV terem sido descobertos nos últimos anos, até agora a procura das fontes dos raios cósmicos galácticos mais energéticos foi infrutífera.

Observações detalhadas do Centro Galáctico, feitas pelo H.E.S.S. ao longo dos últimos 10 anos, finalmente fornecem indicações diretas da aceleração de raios cósmicos até níveis PeV. Durante os primeiros três anos de observações, o H.E.S.S. descobriu uma fonte muito poderosa de raios gama na região do Centro Galáctico, bem como emissão difusa de raios gama das nuvens moleculares gigantes que o rodeiam numa zona com aproximadamente 500 anos-luz de diâmetro. Estas nuvens moleculares são bombardeadas por raios cósmicos que se deslocam quase à velocidade da luz, que produzem raios gama através das suas interações com a matéria nas nuvens. Uma notavelmente boa coincidência espacial entre os raios gama observados e a densidade de material nas nuvens indica a presença de um ou mais aceleradores de raios cósmicos nessa região. No entanto, a natureza da fonte permanecia um mistério.

Observações mais profundas obtidas pelo H.E.S.S. entre 2004 e 2013 lançaram nova luz sobre os processos que alimentam os raios cósmicos na região. De acordo com Aion Viana (MPIK, Heidelberg), "a quantidade sem precedentes de dados e o progresso feito nas metodologias permite-nos medir simultaneamente a distribuição espacial e a energia dos raios cósmicos." Com estas medições únicas, os cientistas do H.E.S.S. conseguiram, pela primeira vez, identificar a origem destas partículas: "em algum lugar entre os 33 anos-luz centrais da Via Láctea, existe uma fonte astrofísica capaz de acelerar prótons para energias de aproximadamente 1 PeV, continuamente, durante pelo menos 1.000 anos," explica Emmanuel Moulin (CEA, Saclay). Numa analogia com o "Tevatron", o primeiro acelerador de partículas construído pelo Homem que alcançou energias de 1 TeV, esta nova classe de acelerador cósmico foi apelidada de "Pevatron". "Com o H.E.S.S., somos agora capazes de rastrear a propagação dos prótons PeV na região central da Galáxia," acrescenta Stefano Gabici (CNRS, Paris).

O centro da nossa Galáxia é o lar de muitos objetos capazes de produzir raios cósmicos altamente energéticos, incluindo, em particular, um remanescente de supernova, uma nebulosa alimentada por ventos de um pulsar e um aglomerado compacto de estrelas massivas. No entanto, "o buraco negro supermassivo localizado no centro da Galáxia, chamado Sgr A*, é a fonte mais plausível dos prótons PeV," afirma Felix Aharonian (MPIK, Heidelberg e DIAS, Dublin), acrescentando que "várias possíveis regiões de aceleração podem ser consideradas, quer na proximidade imediata do buraco negro, quer mais longe, onde uma fração do material que cai para o buraco negro é expelido de volta para o ambiente, iniciando-se assim a aceleração de partículas."

A medição H.E.S.S. dos raios gama pode ser usada para inferir o espetro dos prótons que foram acelerados pelo buraco negro central, revelando que Sgr A* está provavelmente acelerando prótons para energias a níveis PeV. Atualmente, estes prótons não conseguem explicar o fluxo total de raios cósmicos detectados na Terra. Se, no entanto, o nosso buraco negro central tivesse sido mais ativo no passado, então poderia ser realmente responsável pela maior parte dos raios cósmicos galácticos que são observados hoje na Terra. A ser verdade, isso poderia influenciar o debate de um século sobre a origem destas partículas enigmáticas.

Uma análise detalhada dos dados mais recentes do H.E.S.S. foram publicados na revista Nature.

Fonte: Centre National de la Recherche Scientifique