A elegância da NGC 4111 esconde um passado agitado

A elegante simplicidade da NGC 4111, vista a seguir numa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA esconde uma história muito mais violenta do que você possa imaginar.

© Hubble (NGC 4111)

A NGC 4111 é uma galáxia lenticular, ou em forma de lente, que localiza-se a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Canes Venatici.

As galáxias lenticulares são um tipo intermediário de galáxias, entre as elípticas e as espirais. Elas abrigam estrelas velhas como as galáxias elípticas e possuem um disco como uma galáxia espiral. Contudo, aí é onde as similaridades terminam: elas se diferem das elípticas pois elas possuem um bulbo e um disco fino, mas são diferentes das espirais, pois os discos lenticulares contêm muito pouco gás e poeira, e não apresenta nenhum tipo de estrutura que caracteriza as galáxias espirais. Nessa imagem é possível observar o disco da NGC 4111 de lado, então ele aparece como uma fina lâmina de luz no céu.

Numa primeira olhada, a NGC 4111 se parece com uma galáxia tranquila, mas existem aspectos incomuns nela que sugerem que essa galáxia não é um lugar tão tranquilo assim. Cruzando o seu centro e formando ângulos retos com o fino disco está uma série de filamentos que têm sua silhueta destacada contra o núcleo brilhante da galáxia. Esses filamentos são feitos de poeira e acredita-se que eles estejam associados com um anel de material que circula o núcleo da galáxia. Como ele não está alinhado com o disco principal da galáxia, é possível que esse anel polar de gás e poeira seja na verdade a parte remanescente de uma galáxia menor que foi engolida pela NGC 4111 a muito tempo atrás.

Fonte: NASA

Galáxias formam um Anel de Einstein

Pode uma galáxia se esconder atrás de outra?

© ALMA/Hubble (SDP.81)

Não no caso da SDP.81. Aqui a galáxia em primeiro plano, mostrada em azul numa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble, age como uma imensa lente gravitacional, puxando a luz da galáxia que está em segundo plano, mostrada em vermelho em uma imagem feita em ondas de rádio pelo ALMA, e mantendo-a visível. O alinhamento é tão preciso que a galáxia distante está distorcida em parte do anel ao redor da galáxia de primeiro plano, uma formação conhecida como Anel de Einstein. Análises detalhadas das distorções causadas pelas lentes gravitacionais, indicam que uma pequena galáxia satélite escura participa das deflexões, indicando assim que muitas galáxias satélites podem ser muito apagadas e dominadas pela matéria escura. Essa pequena galáxia é mostrada por um pequeno ponto branco à esquerda da imagem. Embora se espalhe por somente poucos arcos de segundo, o Anel de Einstein tem na verdade dezenas de milhares de anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

Poeira interestelar interceptada em Saturno

A sonda Cassini detectou a fraca, mas distinta, assinatura de poeira oriunda de fora do nosso Sistema Solar.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de grãos interestelares inteceptados por Saturno)

A Cassini voa em torno do sistema de Saturno há já 12 anos, estudando o gigante gasoso e os seus anéis e satélites. Também encontrou milhões de grãos de poeira ricos em gelo com o seu instrumento CDA (Cosmic Dust Analyser), a vasta maioria dos quais são do satélite gelado, Encélado, e constituem um dos anéis exteriores de Saturno.

Entre os grãos detectados, 36 destacam-se, e os cientistas concluem que vieram de fora do nosso Sistema Solar.

Este tipo de poeira não é, de todo, inesperado. Na década de 1990, a missão Ulisses da ESA/NASA fez a primeira descoberta in-situ de poeira interestelar, mais tarde confirmada pela sonda Galileu da NASA.

A poeira foi rastreada até à nuvem interestelar local: uma bolha quase vazia de gás e poeira pela qual estamos viajando com velocidade e direção distintas.

"A partir dessa descoberta, mantivemos sempre a confiança em detectar estes intrusos interestelares em Saturno com a Cassini: nós sabíamos que se olhássemos na direção certa, os encontraríamos," afirma Nicolas Altobelli, cientista do projeto Cassini da ESA e autor principal do estudo.

"E, de fato, em média, capturamos alguns grãos por ano, viajando a uma velocidade alta e com um percurso específico bem diferente dos grãos de gelo normais que recolhemos em torno de Saturno."

Os minúsculos grãos de poeira viajavam a mais de 72.000 km/h, rápidos o suficiente para evitar ficarem presos dentro do Sistema Solar pela gravidade de Saturno, ou mesmo pela do Sol.

Ao contrário da Ulisses e da Galileu, a Cassini analisou pela primeira vez a composição da poeira, mostrando que são constituídos por uma mistura muito específica de minerais, não gelo.

Todos tinham uma composição química surpreendentemente similar, contendo elementos principais da formação de rochas, como magnésio, silício, ferro e cálcio em proporções cósmicas médias. Por outro lado, os elementos mais reativos como enxofre e carbono, eram menos abundantes em comparação com a média.

"A poeira cósmica é produzida quando as estrelas morrem, mas com a vasta gama de estrelas no Universo, nós naturalmente esperávamos encontrar uma enorme variedade de tipos de poeira durante o longo período do nosso estudo," afirma Frank Postberg, da Universidade de Heidelberg.

"Surpreendentemente, os grãos que já detectamos não são velhos, pristinos e de composição diversificada como os grãos de poeira estelar que encontramos nos meteoritos antigos," afirma Mario Trieloff, também da Universidade de Heidelberg. "Aparentemente, foram produzidos de forma bastante uniforme através de algum processo repetitivo no meio interestelar."

A equipe especula que a poeira numa região de formação estelar pode ser destruída e recondensar-se várias vezes à medida que as ondas de choque de estrelas moribundas passam por ela, antes dos grãos similares resultantes acabarem viajando na direção do nosso Sistema Solar.

"A longa duração da missão Cassini permitiu-nos usar a sonda como um observatório de micrometeoritos, fornecendo-nos acesso privilegiado à contribuição de poeira oriunda do exterior do Sistema Solar que não podia ter sido obtida de outra forma," acrescenta Nicolas.

Um artigo intitulado “Flux and composition of interstellar dust at Saturn from Cassini’s Cosmic Dust Analyzer” de N. Altobelli et al, apresenta os resultados que foram divulgados na revista Science.

Fonte: ESA

Chapa fotográfica mostra a primeira evidência de um sistema planetário

Uma chapa astronômica de vidro, de uma imagem captada em 1917 e pertencente à coleção dos Observatórios Carnegie, contém a primeira evidência de um sistema planetário para além do Sol.

© Instituto Carnegie (chapa fotográfica mostra o espectro da estrela van Maanen)

Na chapa fotográfica a inserção mostra as fortes linhas do elemento cálcio, que são surpreendentemente fáceis de ver no espectro com um século. O espectro é a linha fina, (principalmente) escura no centro da imagem.

Este achado inesperado foi reconhecido durante uma pesquisa para um artigo sobre sistemas planetários ao redor de anãs brancas.

Eis o que aconteceu: há um ano atrás, o autor Jay Farihi da UCL (University College London) contactou o diretor dos Observatórios, John Mulchaey. Ele procurava uma chapa no arquivo de Carnegie que continha o espectro da estrela van Maanen, uma anã branca descoberta pelo astrônomo holandês-americano Adriaan van Maanen no mesmo ano em que a chapa foi feita.

Os espectros estelares são registos da luz emitida por estrelas distantes. Cobrem todas as cores da luz, como um arco-íris num prisma, e podem fornecer informações sobre a composição química de uma estrela. Também podem mostrar como a luz emitida por uma estrela é afetada pela química dos objetos quando atravessa antes de chegar até à Terra.

As imagens dos espectros estelares permitiram com que os astrônomos do século XIX desenvolvessem um sistema para classificar estrelas que é ainda hoje usado. Os astrônomos modernos usam ferramentas digitais para estudar a cor das estrelas, mas durante décadas, usaram chapas fotográficas de vidro para obter imagens do céu e para registar espectros estelares.

Conforme solicitado, localizaram a placa de 1917, feita pelo ex-Diretor dos Observatórios Walter Adams no Observatório do Monte Wilson que, na época, fazia parte de Carnegie. À exceção de uma anotação na placa, de que a estrela parecia um pouco mais quente que o Sol, tudo parecia muito normal. No entanto, quando Farihi examinou o espectro, encontrou algo extraordinário.

A pista estava no que é chamado de linhas de absorção do espectro. As linhas de absorção indicam "peças que faltam", áreas onde a luz oriunda de uma estrela passa por algo e onde uma cor específica de luz é absorvida por essa substância. Estas linhas indicam a composição química do objeto perturbador.

O espectro da estrela van Maanen feito em 1917 revelou a presença de elementos mais pesados, como o cálcio, magnésio e ferro, que deveriam há muito ter desaparecido para o interior da estrela devido ao seu peso.

Somente nos últimos 12 anos é que se tornou evidente que a estrela van Maanen e outras anãs brancas com elementos pesados no seu espectro representam um tipo de sistema planetário com grandes anéis de remanescentes planetários rochosos que depositam detritos na atmosfera estelar. Estes sistemas recentemente descobertos são chamados de "anãs brancas poluídas". Isso é surpreendente, porque anãs brancas são estrelas como o Sol mas no final das suas vidas, por isso não foi de todo esperado que ainda houvesse material planetário remanescente ao seu redor durante essa fase.

"A constatação inesperada de que esta chapa fotográfica de 1917, do nosso arquivo, continha a evidência mais antiga registada de um sistema de anã branca poluída é simplesmente incrível," afirma Mulchaey. "E o fato que foi feita por um astrônomo tão proeminente na nossa história como Walter Adams aumenta ainda mais a excitação."

Os planetas, propriamente ditos, ainda não foram detectados em órbita da estrela van Maanen, nem em torno de sistemas similares, mas Farihi está confiante de que é apenas uma questão de tempo.

"O mecanismo que cria os anéis de detritos planetários, e o depósito na atmosfera estelar, requer a influência gravitacional de planetas de pleno direito," explicou. "O processo não pode ocorrer sem a presença de planetas."

"Carnegie tem uma das maiores coleções do mundo de placas astronômicas com um arquivo que inclui cerca de 250.000 placas obtidas em três observatórios diferentes - Monte Wilson, Palomar e Las Campanas," conclui Mulchaey. "Temos uma quantidade incrível de história arrumada em nosso porão e, quem sabe, que outros achados podemos descobrir no futuro?"

Um artigo intitulado “Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars” foi publicado na revista New Astronomy Reviews.

Fonte: Carnegie Science

Órion em vermelho e azul

Quando a constelação de Órion tornou tão chamativa?

© David Lindemann (Órion)

Esta revelação colorida da parte da constelação de Órion é oriunda da luz vermelha emitida por hidrogênio e enxofre (SII), e a luz azul-verde emitida pelo oxigênio (OIII). Matizes na imagem foram digitalmente transferida sendo um indicativo de suas origens elementares, mas também marcante para o olho humano. A imagem empolgante foi cuidadosamente composta de centenas de imagens que levou cerca de 200 horas para serem recolhidas. Na foto, o Laço de Barnard, na parte inferior da imagem, aparece para embalar construções interestelares incluindo a intricada nebulosa de Órion, vista apenas à direita do centro. A Nebulosa da Chama também pode ser rapidamente localizada, mas é preciso um olhar atento para identificar o ligeiro recuo da escura Nebulosa Cabeça de Cavalo. Quanto ao brilho de Órion, uma explicação conducente para a origem do Laço de Barnard é uma explosão de supernova que ocorreu cerca de dois milhões de anos atrás.

Fonte: NASA

No interior da Fornalha Ardente

A nova imagem abaixo mostra a concentração de galáxias conhecida por Aglomerado da Fornalha, que se situa na constelação da Fornalha no hemisfério sul.

© ESO/VST (carta celeste com a localização do Aglomerado de Galáxias da Fornalha)

O aglomerado comporta uma quantidade de galáxias de todas as formas e tamanhos, algumas das quais escondem alguns segredos.

Galáxias parecem ser "sociais", gostando de se juntar em grupos grandes, a que chamamos aglomerados. Na realidade é a gravidade que mantém as galáxias unidas num aglomerado, como se de uma única identidade se tratassem, com a força gravitacional a ser exercida tanto por grandes quantidades de matéria escura invisível como por galáxias que podemos ver. Os aglomerados contêm entre cerca de 100 a 1.000 galáxias e podem ter dimensões que vão desde os 5 aos 30 milhões de anos-luz.
Os aglomerados de galáxias não têm formas claramente definidas, por isso é difícil determinar exatamente quando começam e quando acabam. No entanto, os astrônomos estimam que o centro do aglomerado da Fornalha se encontra numa região situada a 65 milhões de anos-luz de distância da Terra. O que sabemos com mais precisão é que este aglomerado contém quase 60 galáxias grandes e um número semelhante de galáxias anãs menores. Os aglomerados de galáxias como este são bastante comuns no Universo e ilustram bem a influência poderosa que a gravidade exerce ao longo de grandes distâncias, conseguindo juntar as massas enormes de galáxias individuais numa só região.
No centro deste aglomerado, no meio dos três glóbulos difusos brilhantes que podem ser vistos à esquerda da imagem, encontra-se uma galáxia cD (canibal galáctica). As galáxias cD como esta, chamada NGC 1399, parecem-se com galáxias elípticas mas são maiores e possuem envelopes extensos e tênues. Isto acontece porque se formaram ao “engolir” galáxias menores, trazidas para o centro do aglomerado pela força da gravidade. A imagem capta apenas as regiões centrais do Aglomerado da Fornalha, que na realidade se estende ao longo de uma maior região no céu. A galáxia central é geralmente a mais brilhante do aglomerado, mas neste caso a galáxia mais brilhante, NGC 1316, situa-se na periferia do agloemrado, fora da área coberta por esta imagem. Também conhecida por Fornax A, esta galáxia é uma das mais poderosas fontes de ondas de rádio no céu. As ondas de rádio, que podem ser observadas por radiotelescópios, sensíveis a este tipo de radiação, emanam de dois enormes lóbulos que se estendem até muito longe no espaço, de cada lado da galáxia visível. A energia que dá origem a esta emissão rádio vem de um buraco negro supermassivo que se encontra no centro da galáxia e que emite dois jatos opostos de partículas de alta energia. Estes jatos produzem ondas rádio quando atingem o gás rarefeito que ocupa o espaço entre as galáxias do aglomerado.
Há na realidade evidências deste processo estar ocorrendo bem na nossa frente. Um trabalho recente feito por uma equipe de astrônomos liderada por Enrichetta Iodice (INAF - Osservatorio di Capodimonte, Nápoles, Itália), que fez uso de dados do VST do ESO, revelou uma ponte de luz muito tênue entre NGC 1399 e a galáxia menor que se encontra à sua direita, NGC 1387. Esta ponte, que não tinha sido ainda observada (e é fraca demais para poder ser vista na imagem), é ligeiramente mais azul que qualquer das galáxias, indicando que é constituída por estrelas formadas a partir de gás retirado de NGC 1387 pela atração gravitacional de NGC 1399. Apesar de haver, de modo geral, poucas evidências de interação no aglomerado da Fornalha, parece que pelo menos a NGC 1399 ainda continua se abastecendo das suas vizinhas.
Em baixo à direita na imagem podemos ver uma enorme galáxia espiral barrada, NGC 1365, que se trata de um belo exemplar de galáxias deste tipo, com uma barra proeminente passando através do núcleo central e os braços espirais saindo das pontas da barra. Refletindo a natureza das galáxias do aglomerado, a NGC 1365 também é mais do que parece. Esta galáxia foi classificada como uma galáxia do tipo Seyfert, possuindo um núcleo ativo brilhante que contém um buraco negro supermassivo no seu interior.
Esta imagem foi obtida com o Telescópio de Rastreio do VLT (VST) montado no Observatório do Paranal do ESO no Chile. Com 2,6 metros de diâmetro, o VST não é de modo nenhum um telescópio grande pelos padrões atuais, no entanto foi concebido especificamente para fazer rastreios do céu a larga escala. O que o torna especial é o seu enorme campo  de visão corrigido e a sua câmera de 256 megapixels, a OmegaCAM, que foi especialmente desenvolvida para mapear o céu. Com esta câmera, o VST consegue produzir imagens profundas de grandes áreas no céu muito rapidamente, deixando a exploração dos detalhes de objetos individuais para telescópios realmente grandes, como o Very Large Telescope do ESO (VLT).

Um artigo científico intitulado “The Fornax Deep Survey with VST. I. The extended and diffuse stellar halo of NGC1399 out to 192 kpc” foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Possível família do planeta anão Ceres é identificada

A despeito dos indícios de que Ceres, o maior corpo do cinturão principal de asteroides do Sistema Solar, situado entre as órbitas de Marte e Júpiter, deveria possuir uma família de fragmentos originados de colisões ao longo dos últimos bilhões de anos, até então não tinham sido encontradas pistas que confirmassem essa hipótese.

© NASA/Dawn (Ceres)

Agora, contudo, um grupo de pesquisadores da Universidade Estadual Paulista (UNESP), campus de Guaratinguetá, em colaboração com colegas do Southwest Research Institute, dos Estados Unidos, encontrou vestígios de uma possível família antiga dispersa (paleofamília) do planeta anão.

Os pesquisadores identificaram um conjunto de 156 asteroides em uma região primitiva do cinturão principal de asteroides, caracterizada pela baixa densidade de objetos, cuja taxonomia, cores (classificação) e albedo (quantidade de luz refletida) indicam que podem ser fragmentos de Ceres.

“O fato de ainda não se ter encontrado até agora uma família de asteroides de Ceres representa um dos maiores problemas da dinâmica dos asteroides”, disse Valério Carruba, professor da UNESP de Guaratinguetá e principal autor do estudo. “A descoberta de uma possível família deste corpo pode contribuir para entendermos melhor a história do Sistema Solar”, avaliou.

De acordo com o pesquisador, enquanto outros asteroides do mesmo tipo espectral (frequências de radiação eletromagnética) de Ceres, como Hygiea e Euphrosyne, já têm famílias reconhecidas, até agora ainda não tinha sido identificado nenhum grupo de asteroides que poderiam ser fragmentos do planeta anão, que possui 900 quilômetros de diâmetro.

Estima-se, porém, que cerca de 10 crateras com mais de 300 km de diâmetro podem ter sido formadas em Ceres em razão de colisões com outros objetos ao longo dos últimos 4,5 bilhões de anos.

E dados de observação da sonda espacial Dawn, lançada pela NASA em 2007 para examinar Ceres e Vesta, que é o segundo maior corpo do cinturão principal de asteroides, com aproximadamente 400 quilômetros de diâmetro, corroboraram essa estimativa ao mostrar que pelo menos duas crateras com 280 km de diâmetro foram formadas nos últimos 2 bilhões de anos na superfície de Ceres.

Dessa forma, Ceres pode ter expelido um número significativo de fragmentos e formado ao menos duas famílias.

Os métodos tradicionais usados para a identificação de famílias de asteroides, entretanto, não detectaram até agora nenhuma família de Ceres.

“As técnicas usuais para identificação de famílias de asteroides se concentram em observar objetos vizinhos a Ceres na região central do cinturão principal de asteroides”, explicou Carruba.

“Acontece que colisões e ressonâncias seculares lineares com Ceres [quando um corpo menor e outro de massa maior sincronizam o período de rotação (precessão) do ponto mais próximo do Sol da órbita (pericentro) ou do nó ascendente da órbita, podendo alterar a excentricidade ou a inclinação do corpo menor e tornar sua órbita mais instável] podem ter empobrecido a população de objetos próximos ao asteroide nessa região do cinturão principal. Dessa forma, não é possível encontrar muitos objetos vizinhos a Ceres”, afirmou.

Outro problema, segundo o pesquisador, é que na região central do cinturão principal há uma concentração maior de asteroides, principalmente do tipo C, o tipo de asteroide mais comum, como Ceres, que tem pouca capacidade de refletir luz, baixa densidade e é associado a regiões mais externas do Sistema Solar.

E há duas grandes famílias de asteroides do mesmo tipo espectral de Ceres nessa região, a Dora e a Chloris.

“Ao realizar um estudo por espectrofotometria astronômica [em que se analisa o espectro da radiação eletromagnética dos objetos observados por telescópios] é difícil saber se esses objetos do tipo C no cinturão principal integram uma possível família de Ceres ou pertencem às famílias dos asteroides Dora e Chloris”, ponderou Carruba.

Além disso, estima-se que as velocidades iniciais de ejeção de Ceres por colisões devem ter sido significativamente maiores que as observadas em qualquer outro corpo no cinturão principal, incluindo Vesta.

Dessa forma, os fragmentos de Ceres podem ter se espalhado por uma área muito maior do cinturão principal de asteroides e seriam significativamente mais distantes entre si do que a distância de objetos formados em colisões de corpos menores que o planeta anão.

Com base nessas constatações, os pesquisadores propuseram, em vez de tentar identificar possíveis membros da família de Ceres perto do planeta anão na região central do cinturão de asteroides, olhar para uma região pristina do cinturão de asteroides, entre as ressonâncias 5J: 2a e 7J: -3a de movimento médio com Júpiter.

A hipótese deles é que fragmentos de Ceres, da ordem de quilômetros, podem ter alcançado essa região do cinturão principal de asteroides que foi esvaziada durante a fase do bombardeio pesado tardio, ocorrida entre 4,3 e 3,8 bilhões de anos atrás, quando se estima que um imenso número de asteroides tenha atingido o Sistema Solar, causando um grande número de crateras na Lua e em outros corpos. Desde então, a entrada de material fora de outras áreas do cinturão principal de asteroides para essa região primitiva ficou limitada.

“Algumas das vantagens de estudar essa região é justamente a baixa densidade de asteroides e a falta de outras grandes famílias do tipo C com excentricidades [medida do achatamento de uma órbita elíptica] e inclinações comparáveis às de Ceres”, disse Carruba. “Isso torna a identificação de possíveis membros da família de Ceres nessa região mais fácil”, afirmou.

A fim de confirmar suas hipóteses, os pesquisadores realizaram um estudo dos albedos e das cores dos objetos encontrados nessa região do cinturão principal de asteroides.

Os resultados das análises indicaram que 156 objetos na região apresentam fotometria e albedo compatíveis com asteroides do tipo C, como Ceres, que reflete apenas 9% da luz que incide sobre ele.

Os estudos estatísticos realizados pelos pesquisadores também indicaram que a distribuição em inclinações desses objetos é compatível como sendo originados de Ceres.

“Ainda não há uma prova definitiva de que exista uma família de Ceres, porque esses objetos que identificamos são candidatos do tipo C, e ainda não foram obtidos espectros completos no visível e no infravermelho para confirmar a classificação. Mas há provas circunstanciais bastante fortes”, afirmou Carruba.

Segundo o pesquisador, não há nenhuma fonte de objetos do tipo C na região primitiva do cinturão principal que poderia explicar a concentração desse tipo de asteroides naquela área.

O artigo “Footprints of a possible Ceres asteroid paleo-family”, de Carruba e outros, foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte FAPESP (Agência)

A galáxia anã Leo A

À primeira vista, esta imagem do telescópio espacial Hubble parece mostrar uma variedade de diferentes objetos cósmicos, mas as estrelas espalhadas aqui constituem um corpo único, uma galáxia anã próxima conhecida como Leo A.

© Hubble/Judy Schmidt (galáxia anã Leo A)

Ela possui alguns milhões de estrelas que estão tão escassamente distribuída que algumas galáxias distantes são visíveis através dela. A Leo A está a 2,5 milhões de anos-luz de distãncia da Terra e é um membro do Grupo Local de galáxias; um grupo que inclui a Via Láctea e a conhecida galáxia de Andrômeda.

Os astrônomos estudam galáxias anãs, pois elas são muito numerosos e são mais simples em estrutura do que suas primas gigantes. No entanto, seu tamanho diminuto torna-as difíceis de estudá-las a grandes distâncias. Consequentemente, as galáxias anãs do Grupo Local são de particular interesse, uma vez que estão perto o suficiente para serem estudadas em detalhe.

Entretanto, a Leo A é uma galáxia bastante incomum. É uma das galáxias mais isoladas do Grupo Local, não tem características estruturais óbvias além de ter uma massa aproximadamente esférica de estrelas, e não apresenta qualquer evidência de recentes interações com galáxias vizinhas. Contudo, os componentes da galáxia são dominados por estrelas relativamente jovens, algo que normalmente acontece devido a interações com outras galáxias. Cerca de 90% das estrelas na Leo A têm menos de oito bilhões de anos, jovens em termos cósmicos!

Isso levanta uma série de questões intrigantes sobre o motivo da formação de estrelas na Leo A não ter ocorrido na escala de tempo normal, mas esperou até o momento exato.

Fonte: ESA

Buraco negro gigante encontrado num local improvável

Astrônomos descobriram um buraco negro supermassivo, com uma massa de 17 bilhões de sóis, num lugar improvável: no centro de uma galáxia situada numa área pouco povoada do Universo.

© D. Coe/J. Anderson/R. van der Marel (simulação de um buraco negro no núcleo de uma galáxia)

A região preta no centro da imagem representa o horizonte de eventos do buraco negro, a partir da qual a luz não consegue escapar à atração gravitacional do objeto. A forte gravidade do buraco negro distorce o espaço em seu redor. A luz das estrelas de fundo é esticada e desfocada à medida que outras estrelas passam perto do buraco negro.

As observações, feitas pelo telescópio espacial Hubble e pelo telescópio Gemini no Havaí, podem indicar que estes objetos monstruosos podem ser mais comuns do que se pensava.

Até agora, os maiores buracos negros supermassivos, aqueles com cerca de 10 bilhões de vezes a massa do Sol, foram encontrados nos núcleos de galáxias muito grandes. De fato, o atual detentor do recorde tem uma massa de 21 bilhões de sóis e reside no aglomerado galáctico de Cabeleira de Berenice que contém mais de 1.000 galáxias.

"O buraco negro supermassivo recém-descoberto reside no centro de uma gigantesca galáxia elíptica, a NGC 1600, localizada num pequeno grupo de mais ou menos 20 galáxias," afirma a principal descobridora Chung-Pei Ma, astrônoma da Universidade da Califórnia (Berkeley) e líder do estudo MASSIVE, um levantamento das galáxias e buracos negros mais massivos no Universo local. O buraco negro supermassivo está localizado a cerca de 200 milhões de anos-luz da Terra na direção da constelação de Erídano. Apesar de ser esperado encontrar um buraco negro gigantesco, numa galáxia massiva, por sua vez numa zona lotada do Universo, parecia menos provável encontrar um nas "pequenas cidades" do Universo.

"Existem muito poucas galáxias do tamanho da NGC 1600 que residem em grupos galácticos de tamanho médio," afirma Ma. "Nós estimamos que esses grupos menores são cerca de 50 vezes mais abundantes do que os espetaculares aglomerados galácticos como o Aglomerado de Cabeleira de Berenice".

Os pesquisadores também foram surpreendidos ao descobrir que o buraco negro é 10 vezes mais massivo do que tinham previsto para uma galáxia com esta massa. Com base em pesquisas anteriores de buracos negros pelo Hubble, os astrônomos tinham desenvolvido uma correlação entre a massa de um buraco negro e a massa do bojo central de estrelas da sua galáxia hospedeira; quanto maior o bojo galáctico, mais massivo é o buraco negro. Mas para a galáxia NGC 1600, a massa gigantesca do buraco negro ofusca, de longe, a massa do seu bojo relativamente escasso. "Parece que essa relação não funciona muito bem com os buracos negros extremamente massivos; são uma fração maior da massa da galáxia hospedeira," comenta Ma.

Uma ideia que poderá explicar o tamanho monstruoso do buraco negro é que se fundiu com outro buraco negro há muito tempo atrás quando as interações entre galáxias eram mais frequentes. Quando duas galáxias se fundem, os seus buracos negros centrais assentam no núcleo da nova galáxia e orbitam-se um ao outro. As estrelas que caem perto do buraco negro binário, dependendo da sua velocidade e trajetória, podem na verdade roubar momento do par giratório e ganhar velocidade para escapar do núcleo da galáxia. Esta interação gravitacional faz com que os buracos negros se movam lentamente para mais perto um do outro, eventualmente fundindo-se para formar um buraco negro ainda maior. O buraco negro supermassivo continua crescendo e engolindo gás canalizado para o núcleo por colisões galácticas.

As refeições frequentes consumidas por NGC 1600 também poderão ser a razão pela qual a galáxia reside numa região com poucos vizinhos galácticos. A NGC 1600 é a galáxia dominante do seu grupo galáctico, tendo pelo menos três vezes o brilho dos vizinhos. "Outros grupos como este raramente têm esta grande diferença de luminosidade entre a galáxia mais brilhante e a segunda mais brilhante," acrescenta Ma.

© UC Berkeley/DSS (a gigantesca galáxia elíptica NGC 1600)

A galáxia elíptica no centro desta imagem, reside numa região pouco povoada do espaço. Uma ampliação da galáxia NGC 1600, pode ser vista na inserção, obtida perto do infravermelho pelo instrumento NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) do Hubble.

A maioria do gás da galáxia foi consumido há muito tempo atrás quando o buraco negro brilhou como um quasar brilhante devido à queda do material que era aquecido num plasma. "Agora, o buraco negro é um gigante adormecido. A única maneira que o encontramos foi medindo as velocidades das estrelas aí perto, que são fortemente influenciadas pela gravidade do buraco negro. As medições de velocidade dão-nos uma estimativa da massa do buraco negro," afirma Ma.

As medições de velocidade foram feitas pelo instrumento GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) acoplado ao telescópio Gemini Norte de 8 metros em Mauna Kea, Havaí. Espectroscopicamente, o GMOS disseca a luz do centro da galáxia, revelando estrelas até 3.000 anos-luz do núcleo. Algumas destas estrelas circulam ao redor do buraco negro e evitam encontros íntimos. No entanto, as estrelas que se movem num percurso mais reto para fora do núcleo sugerem que já se aventuraram mais perto do centro e foram arremessadas, provavelmente pelos buracos negros gêmeos.

As imagens de arquivo do Hubble, obtidas pelo instrumento NICMOS, suportam a ideia dos buracos negros gêmeos que empurram estrelas para fora. As imagens NICMOS revelaram que o núcleo da galáxia é invulgarmente tênue, indicando uma carência de estrelas próximas do centro galáctico. Um núcleo pobre em estrelas é o que distingue galáxias massivas das galáxias elípticas comuns, que têm centros muito mais brilhantes. Estimam-se que a quantidade de estrelas atiradas para fora da região central equivalha a 40 bilhões de sóis, comparável a expulsar o disco inteiro da nossa Via Láctea!

A descoberta do buraco negro foi publicada na revista Nature.

Fonte: UC Berkeley

O tamanho e a temperatura do Planeta 9

Astrofísicos da Universidade de Bern modelaram a evolução de um planeta na região mais externa do Sistema Solar.

© E. Linder/C. Mordasini (simulação da estrutura do possível Planeta 9)

Qual o tamanho e quão brilhante é o Planeta 9, se ele realmente existir? Qual a sua temperatura e qual telescópio poderá encontrá-lo?

Essas foram questões que Christoph Mordasini, professor na Universidadede Bern, e Esther Linder sua aluna de doutorado queriam responder quando eles ouviram sobre a possibilidade da existência de um novo planeta no Sistema Solar, sugerido por Konstantin Batygin e Mike Brown, do Instituto de Tecnologia da Califórnia, em Pasadena.

Os cientistas suíços são especialistas em modelar a evolução dos planetas. Eles normalmente estudam a formação de exoplanetas jovens em discos ao redor de outras estrelas a anos-luz de distância da Terra e a possibilidade de se fazer imagens diretas desses objetos no futuro com o telescópio espacial James Webb. “O Planeta 9 é um objeto próximo, embora seja 700 vezes mais distante do que a Terra e do Sol,” disse Linder.

Os astrofísicos assumiram que o Planeta 9 é uma versão menor de Urano e Netuno, um pequeno gigante gasoso, com um envelope de hidrogênio e hélio. Com seu modelo de evolução planetária, eles calcularam como parâmetros o raio planetário ou o brilho que se desenvolveu ao longo do tempo desde que o Sistema Solar se formou a cerca de 4,6 bilhões de anos atrás.

Os cientistas concluíram que um planeta com uma massa estimada de cerca de 10 vezes a massa da Terra, teria atualmente um raio equivalente a 3,7 vezes o raio da Terra e uma temperatura de -226 graus Celsius. Isso significa que a emissão do planeta é dominada pelo resfriamento de seu núcleo, caso contrário sua temperatura seria de apenas 10 Kelvin. Sua potência intrínseca é cerca de 1.000 vezes maior do que a sua potência de absorção. A luz solar refletida contribui somente para uma pequena parte da radiação total que poderia ser detectada, ou seja, o planeta é mais brilhante no infravermelho do que na luz visível. Com esse estudo, o candidato a Planeta 9 é mais do que somente um ponto simples, ele começa a ganhar forma e propriedades físicas.

Os pesquisadores também verificaram se seus resultados explicam por que o Planeta 9 não foi detectado por nenhum telescópio ainda. Eles calcularam o brilho de planetas menores e maiores em diferentes órbitas. Eles concluíram que as pesquisas do céu realizadas no passado tinham somente uma ínfima possibilidade de detectar um planeta com uma massa equivalente a 20 vezes a massa da Terra ou menos, especialmente se o planeta se encontrasse no ponto mais distante de sua órbita em relação ao Sol. Mas o WISE da NASA poderia detectar um planeta com uma massa equivalente a 50 vezes a massa da Terra ou mais. Isso coloca um interessante limite superior de massa para o planeta.

De acordo com os cientistas, futuros telescópios como o Large Synoptic Survey Telescope que está em construção perto de Cerro Tololo no Chile, ou pesquisas dedicadas devem ser capazes de encontrar ou de eliminar candidatos ao Planeta 9.

Um artigo sobre o estudo foi aceito para publicação no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: University of Bern

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