Jatos de buracos negros são mais quentes do que era previsto

Novas observações feitas de um jato emitido de um buraco negro mostram temperaturas impressionantes de 10 trilhões de kelvin dentro dos jatos.

 

  © UNAM/Wolfgang Steffen (ilustração de um quasar com um buraco negro supermassivo no centro)

Essa nova medida mostra que os quasares podem passar muito além da temperatura teórica limite estabelecida de 100 bilhões de kelvin.

Explicar esse resultado é algo desafiador, se for levado em conta o entendimento atual de como os quasares irradiam seus jatos relativísticos.

As observações do quasar 3C 273 foram feitas usando o satélite russo Skeptr-R, operando em conjunto com três observatórios em Terra como parte da missão maior conhecida como RadioAstron. Os quasares são os buracos negros supermassivos que emitem intensos jatos de radiação.

Anteriormente, acreditava-se que existia um limite para as temperaturas, pois os elétrons dentro do jato produziriam raios X e raios gama interagindo um com o outro, e esfriando.

Os astrônomos destacam que o triunfo nas medidas foi conseguido graças à interferometria, que ocorre quando múltiplos telescópios são integrados para poder obter uma resolução melhor de objetos distantes. Os quatro observatórios trabalharam juntos para obter uma resolução melhor do que a do telescópio espacial Hubble, embora o Hubble não observe os raios X e os raios gama.

A equipe também fez uma descoberta secundária, o 3C 273 apresenta distorções visíveis que eram desconhecidas até então em sua subestrutura, quando observado da Terra. Só foi possível observar essas distorções graças à resolução da missão RadioAstron.

Os resultados foram publicados no The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Discovery

Identificada anã branca com atmosfera de oxigênio

Pesquisadores da UFRGS e da Universidade de Kiel, na Alemanha, identificaram, pela primeira vez, uma anã branca com atmosfera dominantemente composta por oxigênio.

© NOAO/S. Howell/P. Marenfeld (ilustração de um sistema binário de anãs brancas)

A imagem acima mostra o sistema binário NLTT 11748. A rara anã branca maior, porém bem menos massiva, composta de hélio é eclipsada pela mais massiva e comum anã branca de carbono/oxigênio, a qual tem praticamente o tamanho da Terra.

O surpreendente é que, diferentemente das anãs brancas conhecidas até então, que possuem atmosferas dominadas por hidrogênio e hélio, a nova estrela não possui traços de nenhum dos dois elementos. Participaram da pesquisa, o professor da UFRGS Kepler Oliveira, o professor da Universidade de Kiel, na Alemanha, Detlev Koester e o bolsista de iniciação científica Gustavo Ourique. A descoberta foi feita no meio do ano passado, quando os pesquisadores analisavam os 4,5 milhões de espectros do Sloan Digital Sky Survey, procurando por novas anãs brancas.

Estágio final da evolução de todas as estrelas que nascem com menos de 8 a 11 massas solares, dependendo de suas composições iniciais, as anãs brancas possuem brilho tênue, porte pequeno e uma densidade extremamente alta. Essa é a última etapa da vida da maioria das estrelas.

Cerca de 80% das anãs brancas possuem atmosferas dominadas por hidrogênio, e o restante tem o hélio como principal componente. Isso acontece porque, por sedimentação, os elementos mais leves vão para as camadas mais altas. A atmosfera da nova estrela descoberta, entretanto, é dominada por oxigênio e apresenta traços de neônio e magnésio, o que indica que não pode haver hidrogênio, hélio ou carbono em sua composição, todos mais leves que o oxigênio.

De acordo com o Kepler, a estrela SDSS J124043.01+671034.68, de massa muito abaixo da solar, desafia os modelos de evolução estelar existentes, que não preveem um objeto como o observado. É esperado que a mistura de oxigênio, neônio e magnésio seja encontrada em um pequeno número de estrelas, através da queima nuclear de carbono. No entanto, as anãs brancas formadas por este processo costumam ser muito mais pesadas. “Se nem o núcleo deveria ser de oxigênio para massas menores que uma massa solar, muito menos a atmosfera”, enfatiza o professor.

Uma das possíveis explicações para a formação da anã branca com essa composição é a origem pela fusão de duas estrelas, em um sistema binário, em que suas atmosferas interagiram e, ao final, perderam massa. A descoberta se revela um importante objeto de estudos sobre o caminho evolutivo das estrelas e, segundo a análise do pesquisador da Universidade de Warwick Boris Gänsicke, pode conter uma ligação com alguns dos tipos de supernovas descobertas ao longo da última década. “Precisamos calcular modelos que resultem em uma estrela de baixa massa e com envelope de oxigênio, o que nenhum modelo atual prevê”, afirma Kepler.

O estudo intitulado “A white dwarf with an oxygen atmosphere” foi publicado na revista Science.

Fonte: Universidade Federal do Rio Grande do Sul

Descoberto o primeiro pulsar em Andrômeda

Décadas de procura da gêmea da Via Láctea, a galáxia de Andrômeda, finalmente deram frutos, com a descoberta de uma espécie rara de corpo estelar, uma estrela de nêutrons, pelo telescópio espacial XMM-Newton da ESA.

© Herschel/XMM-Newton (galáxia de Andrômeda)

Na inserção da imagem acima está a curva de luz da fonte, conhecida como 3XMM J004301.4+413017, estudada pela câmara EPIC (European Photon Imaging Camera) do XMM-Newton.

A galáxia de Andrômeda (M31) é um alvo popular entre os astrônomos. Sob céus escuros e limpos, é até visível a olho nu. A sua proximidade e semelhança em estrutura com a nossa própria galáxia espiral, a Via Láctea, torna-a um importante laboratório natural da astronomia. Tem sido amplamente estudada ao longo de décadas através de telescópios que cobrem todo o espectro eletromagnético.

Apesar de ser extremamente bem estudada, nunca tinha sido detectada uma classe particular de objeto astronômico: estrelas de nêutrons.

As estrelas de nêutrons são remanescentes pequenos e extraordinariamente densos de uma estrela outrora massiva que explodiu como supernova no final da sua vida natural. Giram frequentemente muito depressa e podem libertar pulsos de radiação na direção da Terra, como um farol que parece piscar à medida que roda.

Estes pulsares podem ser encontrados em casais estelares, em que a estrela de nêutrons canibaliza a sua vizinha. Isto pode levar a que uma estrela de nêutrons gire ainda mais depressa, e com pulsos de raios X altamente energéticos oriundos de gás quente canalizado através dos campos magnéticos até à estrela de nêutrons.

Os sistemas binários que contêm uma estrela de nêutrons como esta são bastante comuns na nossa Galáxia, mas os sinais regulares de tal emparelhamento nunca tinham sido vistos antes em Andrômeda.

Agora, astrônomos sistematicamente procuraram nos arquivos de dados do telescópio de raios X XMM-Newton para descobrir o sinal de uma fonte invulgar que parece ser uma estrela de nêutrons e de rápida rotação. Ela gira a cada 1,2 segundos e parece estar a alimentar-se de uma estrela vizinha que orbita a cada 1,3 dias.

"Estávamos à espera de detectar sinais periódicos entre os objetos de raios X mais brilhantes de Andrômeda, em linha com o que já foi encontrado nas décadas de 1960 e 1970 na nossa própria Galáxia," afirma Gian Luca Israel, do Observatório Astronômico de Roma, Itália. "Mas os pulsares de raios X persistentes e brilhantes como este ainda são um tanto ou quanto peculiares, por isso não era totalmente certo encontrar um em Andrômeda."

"Pesquisamos dados de arquivo de Andrômeda entre 2000 e 2013, mas foi só nos dados de 2015 que fomos finalmente capazes de identificar este objeto num dos braços espirais da galáxia em apenas duas das 35 medições".

Embora a natureza precisa do sistema permaneça incerta, os dados implicam que é invulgar e exótica.

"Pode ser o que chamamos de pulsar binário peculiar de raios X de baixa massa, em que a estrela companheira é menos massiva que o nosso Sol; ou, alternativamente, um sistema binário de massa intermédia, com uma companheira que tem aproximadamente duas massas solares," acrescenta Paolo Esposito do Instituto de Astrofísica Espacial e Física Cósmica de Milão, Itália.

"Nós precisamos de obter mais observações do pulsar e da sua companheira para ajudar a determinar qual dos cenários é o mais provável."

"A bem conhecida galáxia de Andrômeda há muito que é uma fonte de descobertas emocionantes e agora foi detectado um intrigante sinal periódico pela nossa missão de raios X," afirma Norbert Schartel, cientista do projeto XMM-Newton da ESA.

"Nós estamos numa boa posição para encontrar mais objetos como este em Andrmeda, tanto com o XMM-Newton como com missões futuras como por exemplo a próxima geração de observatório de alta-energia da ESA, o ATHENA."

Fonte: ESA

O halo da Nebulosa Olho de Gato

A Nebulosa do Olho do Gato (NGC 6543) é uma das nebulosas planetárias mais bem conhecida no céu.

© Nordic Optical Telescope (NGC 6543)

Suas simetrias são vistas na região central dessa imagem impressionante, processada de forma a revelar o enorme, mas apagado halo de material gasoso, com aproximadamente 6 anos-luz de diâmetro, que circunda a nebulosa planetária conhecida mais brilhante.

A imagem acima é na verdade uma composição feita com dados de banda curta e larga mostrando a impressionante e forte extensão da emissão de átomos de oxigênio ionizados em tonalidades azuis esverdeadas e do hidrogênio e nitrogênio ionizado em vermelho.

As nebulosas planetárias têm sido por muito tempo, apreciadas como a fase final da vida de uma estrela como o Sol.

Entanto, apenas mais recentemente, muitas nebulosas planetárias foram descobertas com halos como esse, provavelmente formado de material expelido durante os episódios ativos da evolução estelar.

Enquanto acredita-se que a fase da nebulosa planetária dure cerca de 10.000 anos, os astrônomos estimam que a idade das porções mais externas dos filamentos desse halo cheguem a ter entre 50.000 a 90.000 anos.

Fonte: NASA

Evidência de formação planetária em torno de uma estrela jovem

A nova imagem obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra, com detalhes inéditos, um disco de formação planetária em torno de TW Hydrae, uma estrela próxima de tipo solar.

 

© ALMA/CfA/S. Andrews (estrela próxima TW Hydrae e seu disco protoplanetário)

A imagem revela um espaço vazio no disco, que se encontra à mesma distância da estrela como a Terra se encontra do Sol, o que pode significar que uma versão do nosso planeta, ou possivelmente uma super-Terra mais massiva, se começa a formar nesse local.

A estrela TW Hydrae é um alvo popular de estudo dos astrônomos devido à sua proximidade à Terra (apenas 175 anos-luz de distância) e ao fato de ser uma estrela muito jovem (com cerca de 10 milhões de anos de idade). Em termos de orientação, pode ser vista de cima quando observada a partir da Terra, o que dá aos astrônomos uma visão rara, não  distorcida, de todo o disco protoplanetário que a rodeia.
“Estudos anteriores, feitos com telescópios óticos e rádio, confirmaram que TW Hydrae possui um disco proeminente com estruturas que sugerem fortemente que planetas estão começando a coalescer,” disse Sean Andrews do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, Massachusetts, EUA. “As novas imagens do ALMA mostram o disco com um detalhe sem precedentes, revelando uma série de anéis de poeira brilhantes e espaços escuros concêntricos, incluindo estruturas intrigantes que parecem indicar que um planeta com uma órbita do tipo da Terra está se formando nesse local.”
Os outros espaços vazios significativos que aparecem nas novas imagens estão situados a três e seis bilhões de quilômetros da estrela central, o que corresponde às distâncias médias entre o Sol e o planeta Urano e o planeta anão Plutão no nosso Sistema Solar. Estes espaços são muito provavelmente o resultado de partículas que se juntaram para formar planetas e que em seguida limparam as suas órbitas da poeira e do gás, levando o material para regiões bem definidas.
Para as novas observações de TW Hydrae, os astrônomos fizeram imagens da fraca radiação rádio emitida pelos grãos de poeira milimétricos existentes no disco, revelando detalhes da ordem da distância entre a Terra e o Sol (cerca de 150 milhões de quilômetros). Estas observações detalhadas foram possíveis graças à configuração de alta resolução de linha de base longa do ALMA. Quando as antenas parabólicas do ALMA se encontram na sua separação máxima, até 15 km de distância entre si, o telescópio pode observar imensos detalhes. “Esta é a imagem de maior resolução espacial já obtida pelo ALMA de um disco protoplanetário, e não será fácil conseguir fazer melhor no futuro!” disse Andrews. A resolução angular das imagens de HL Tauri foi similar à destas novas observações, mas como TW Hydrae se encontra muito mais próximo da Terra, podemos observar maiores detalhes.

“TW Hydrae é muito especial. Tem o disco protoplanetário mais próximo da Terra que se conhece e provavelmente assemelha-se bastante ao Sistema Solar quando este tinha apenas 10 milhões de anos,” acrescenta David Wilner, também do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.
Observações anteriores do ALMA de outro sistema, HL Tauri, mostram que discos protoplanetários ainda mais jovens, com apenas um milhão de anos, podem apresentar assinaturas semelhantes de formação planetária. Ao estudar o disco mais velho de TW Hydrae, os astrônomos esperam compreender melhor a evolução do nosso próprio planeta e as perspectivas de sistemas semelhantes em toda a Galáxia.
Os astrônomos pretendem agora saber quão comuns serão este tipo de estruturas nos discos em torno de outras estrelas jovens e como é que estes objetos podem variar com o tempo ou com o meio que os envolve.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado "Ringed Substructure and a Gap at 1 AU in the Nearest Protoplanetary Disk", de S.M. Andrews et al., que foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

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