Uma matriosca no meio interestelar

A descoberta desta bolha tripla, feita de 3 conchas de supernova, permite compreender melhor os mecanismos ocorridos nos discos galácticos.

© IAC (ilustração de bolha tripla num aglomerado estelar)

Como se fosse uma matriosca (boneca russa) espacial, um grupo de astrônomos, liderada por pesquisadores do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) descobriu o primeiro caso conhecido de três remanescentes de supernova um dentro do outro. Usando o programa BUBBLY, um método desenvolvido dentro do grupo para a detecção de grandes bolhas de expansão do gás no espaço interestelar, os pesquisadores estavam observando a galáxia M33 em nosso grupo local de galáxias e encontraram esta bolha tripla. Os resultados obtidos ajudam a compreender o processo fundamental de formação de estrelas e a disseminação de metais produzidos em estrelas massivas.

O grupo vem construindo uma base de dados destas super bolhas com observações de algumas galáxias e, usando a resolução muito elevada do espectrógrafo 2D, GHaFaS (Galaxy Halpha Fabry-Perot System), no William Herschel Telescope (WHT) de 4,2m do Isaac Newton Group of Telescopes(Observatório Roque de los Muchachos, La Palma), tem sido capaz de detectar e medir estas super bolhas, que variam em tamanho de alguns anos-luz para tão grande como mil anos-luz de diâmetro.

As super bolhas em torno de grandes aglomerados de estrelas jovens são conhecidas por terem uma estrutura complexa devido aos efeitos dos ventos estelares fortes e explosões de supernovas de estrelas individuais, cujas bolhas separadas pode acabar se fundindo em uma super bolha, mas esta é a primeira vez que são encontradas três conchas concêntricas de supernova em expansão.

Este fenômeno permite explorar o meio interestelar de uma forma única, possibilitando medir a quantidade matéria existente em uma concha, e quantas centenas de vezes é da massa do Sol. No entanto, se uma supernova expele apenas cerca de dez vezes a massa do Sol, onde é que os segundo e terceiro reservatórios obterão o seu gás se o primeiro reservatório da supernova varre todo o gás?

A resposta para isso deve vir do gás ao redor e no meio interestelar não homogêneo. O meio interestelar não é totalmente uniforme, deve haver aglomerações densas de gás, rodeado por espaço com gás a uma densidade muito menor. A supernova não apenas varre o gás, ela evapora as laterais dos aglomerados, deixando um pouco de gás denso por trás da qual pode fazer a segunda e a terceira concha.

A presença das bolhas explica porque a formação de estrelas tem sido muito mais lenta do que os modelos simples previstos de evolução da galáxia. Estas bolhas são parte de um processo feedback generalizado no disco da galáxia, se não fosse pelo feedback as galáxias espirais teriam vidas muito curtas, e nossa própria existência seria improvável. A ideia de um meio interestelar não homogêneo não é nova, mas a bolha tripla dá uma visão muito mais clara e quantitativa da estrutura e do processo de feedback. Os resultados ajudarão os teóricos que trabalham com feedback uma melhor compreensão de como este processo funciona em todos os discos de galáxias.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Missão K2 do Kepler confirma mais de 100 novos exoplanetas

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu e confirmou novos mundos usando a missão K2 do telescópio Kepler da NASA.

 

© NASA/JPL (ilustração de exoplanetas orbitando uma estrela anã)

Entre as descobertas, que totalizaram 197 candidatos iniciais a planeta, cientistas confirmaram 104 exoplanetas. Entre os confirmados está um sistema planetário composto por quatro planetas, planetas estes que poderão ser rochosos.

Os planetas, todos entre 20% e 50% maiores do que a Terra em diâmetro, orbitam a anã M K2-72, a 181 anos-luz de distância na direção da constelação de Aquário. A estrela hospedeira tem menos de metade do tamanho do Sol e é menos brilhante. Os períodos orbitais dos planetas variam entre 5,5 e 24 dias, e dois deles podem ter níveis de irradiação comparáveis aos da Terra. Apesar das suas órbitas íntimas, mais perto da estrela do que Mercúrio está do Sol, de acordo com Ian Crossfield, do Laboratório Lunar e Planetário da Universidade do Arizona, a possibilidade de que a vida possa surgir num planeta em torno de uma estrela deste gênero não pode ser descartada.

Os pesquisadores atingiram este grupo extraordinário de exoplanetas através da combinação de dados com observações de acompanhamento por telescópios terrestres, incluindo o telescópio Gemini Norte e o observatório W. M. Keck no Havaí, o APF (Automated Planet Finder) dos observatórios da Universidade da Califórnia e o LBT (Large Binocular Telescope) operado pela Universidade do Arizona. 

Tanto o Kepler como a sua missão K2 descobrem novos planetas através da medição da queda sutil no brilho de uma estrela, que provocada pela passagem de um planeta em frente da sua estrela. Na sua missão inicial, o Kepler investigou apenas uma zona do céu no hemisfério norte, determinando a frequência de planetas cujo tamanho e temperatura podem ser semelhantes à da Terra em órbita de estrelas parecidas com o nosso Sol. Durante a missão prolongada, em 2013, perdeu a sua capacidade de olhar permanentemente para a sua área de estudo original, mas uma brilhante solução deu nova vida ao telescópio, que está provando ser cientificamente frutífera.

Depois da correção, o Kepler começou a sua missão K2, que tem proporcionado um campo de visão eclíptico com maiores oportunidades para observatórios terrestres tanto no hemisfério norte como no sul. Adicionalmente, a missão K2 é inteiramente conduzida pela comunidade, ou seja, todos os alvos são propostos pela comunidade científica.

Dado que abrange mais do céu, a missão K2 é capaz de observar uma maior fração de estrelas mais frias e pequenas. Considerando que as anãs vermelhas são muito mais comuns na Via Láctea do que as estrelas parecidas com o Sol, as estrelas nas proximidades são predominantemente anãs vermelhas.

"Uma analogia seria dizer que o Kepler realizou um estudo demográfico, ao passo que a missão K2 foca-se nas estrelas brilhantes e próximas com tipos diferentes de planetas," afirma Crossfield. "A missão K2 permite-nos aumentar o número de estrelas pequenas e vermelhas por um fator de 20, que perfazem os melhores sistemas para um estudo mais aprofundado."

Para validar os candidatos a planeta identificados pela missão K2, os pesquisadores obtiveram imagens espectroscopia óptica de alta resolução das estrelas hospedeiras. Ao dispersar a luz estelar como um prisma, os espectrógrafos permitem aos cientistas inferirem as propriedades física de uma estrela - como massa, raio e temperatura - a partir das quais as propriedades de quaisquer planetas em órbita podem ser inferidas.

Estas observações representam um salto natural da missão K2 para as outras missões exoplanetárias no futuro da agência espacial norte-americana, como o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e o telescópio espacial James Webb.

As descobertas foram publicadas online na Série de Suplementos da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of California

Superfície de Vênus revelada através das nuvens

Usando observações do satélite Venus Express da ESA, cientistas demonstraram pela primeira vez como os padrões climáticos observados nas espessas camadas de nuvens de Vênus estão diretamente ligados com a topografia da superfície por baixo. Ao invés de agir como uma barreira às observações, as nuvens de Vênus fornecem uma visão sobre o que está por baixo.

© ESA (ondas de gravidade em Vênus)

Vênus é notoriamente quente, devido a um extremo efeito de estufa que aquece a sua superfície até temperaturas tão elevadas quanto 450ºC. O clima à superfície é opressivo; além de ser quente, o ambiente superficial é pouco iluminado, devido a uma espessa camada de nuvens que envolve completamente o planeta. Os ventos ao nível do solo são lentos, movendo-se pelo planeta a velocidades de aproximadamente 1 metro por segundo.

No entanto, não é o que vemos quando observamos o "gêmeo da Terra" de cima. Em vez disso, espiamos um revestimento liso e brilhante de nuvens. Vemos uma camada que mede 20 km de espessura situada entre os 50 e os 70 km acima da superfície que é, portanto, muito mais fria do que mais abaixo, com temperaturas que rondam os –70ºC, idênticas às temperaturas encontradas no topo das nuvens aqui na Terra. A camada superior das nuvens também abriga um clima extremo, com ventos que sopram centenas de vezes mais depressa do que aqueles na superfície (e mais rápidos que a própria rotação de Vênus, um fenômeno apelidado de "super-rotação").

Apesar destas nuvens normalmente esconderem a superfície de Vênus da nossa observação, o que significa que só podemos espreitar por baixo usando radar ou radiação infravermelha, podem na verdade ser a chave para explorar alguns dos segredos de Vênus. Os cientistas suspeitavam que os padrões climáticos que ondulavam no topo das nuvens fossem influenciados pela topografia do terreno por baixo. Encontraram indícios disto no passado, mas não tinham uma imagem completa de como isto podia funcionar, até agora.

Os cientistas, por meio de observações com a Venus Express, melhoraram em muito o nosso mapa do clima de Vênus, explorando três aspetos do tempo nublado do planeta: a rapidez com que os ventos circulam, a quantidade de água nas nuvens e quão brilhantes são estas nuvens em todo o espectro (especificamente no ultravioleta).

"Os nossos resultados mostraram que todos estes aspetos - os ventos, o conteúdo de água e a composição das nuvens - estão de alguma forma ligados às propriedades da própria superfície de Vênus," afirma Jean-Loup Bertaux do LATMOS (Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales), perto de Versalhes, França, e autor principal do novo estudo da Venus Express. "Nós usamos observações da Venus Express abrangendo um período de seis anos, de 2006 a 2012, o que nos permitiu estudar padrões climáticos de longo prazo do planeta."

Embora Vênus seja, comparativamente com a Terra, muito seco, a sua atmosfera contém um pouco de água sob a forma de vapor, particularmente por baixo da sua camada de nuvens. Bertaux e colegas estudaram o topo das nuvens de Vênus na zona infravermelha do espectro, o que permitiu com que captassem a absorção de luz solar pelo vapor de água e com que detectassem a quantidade presente em cada local do topo das nuvens, em torno de 70 km de altitude.

Eles descobriram que uma área particular de nuvens, perto do equador de Vênus, contém mais vapor de água do que os seus arredores. Esta região úmida está localizada mesmo acima de uma montanha com 4.500 metros de altitude na região chamada Aphrodite Terra. Este fenômeno parece ser provocado pelo ar, rico em água, da atmosfera interior, que é forçado para cima das montanhas em Aphrodite Terra, o que levou os pesquisadores a dar à característica a alcunha "fonte de Afrodite".

"Esta 'fonte' estava trancada dentro de um redemoinho de nuvens fluindo a jusante, deslocando-se de leste para oeste através de Vênus," afirma Wojciech Markiewicz do Max-Planck Institute for Solar System Research, em Göttingen, Alemanha. Porque é que toda esta água está neste lugar?

Em paralelo, os cientistas usaram a Venus Express para observar as nuvens no ultravioleta e para acompanhar as suas velocidades. Eles descobriram que as nuvens a jusante da "fonte" refletiam menos radiação ultravioleta do que em todos outros lugares, e que os ventos por cima da montanhosa região Aphrodite Terra eram cerca de 18% mais lentos do que em regiões vizinhas.

Todos estes três fatores podem ser explicados por um único mecanismo provocado pela espessa atmosfera de Vênus, propõem Bertaux e colegas.

"Quando os ventos se deslocam, lentamente, pelas encostas montanhosas à superfície, geram algo conhecido como ondas de gravidade," acrescenta Bertaux. "Apesar do nome, estas nada têm a ver com as ondas gravitacionais, que são ondulações no espaço-tempo; ao invés, as ondas de gravidade são um fenômeno atmosférico que vemos muitas vezes nas partes montanhosas da superfície da Terra. Grosseiramente falando, formam-se quando o ar ondula sobre superfícies acidentadas. As ondas propagam-se verticalmente para cima, com amplitudes cada vez maiores, até que se quebram logo abaixo do topo das nuvens, como as ondas do mar numa linha costeira."

À medida que as ondas se quebram, empurram os velozes ventos de alta altitude e fazem com que diminuam de velocidade, o que significa que os ventos acima das terras altas de Vênus são persistentemente mais lentos do que em outros lugares.

No entanto, estes ventos reaceleram para velocidades habituais a jusante de Aphrodite Terra, e este movimento funciona como uma bomba de ar. A circulação de vento cria um movimento para cima na atmosfera de Vênus e transporta ar rico em água e material escuro no ultravioleta de baixo até ao topo das nuvens, trazendo-a até à superfície da camada de nuvens e criando tanto a "fonte" observada como uma pluma estendida de vapor.

"Sabemos há décadas que a atmosfera de Vênus contém um misterioso absorvente ultravioleta, mas ainda não sabíamos a sua identidade," acrescenta Bertaux. "Esta descoberta ajuda-nos a entender um pouco mais sobre ele e sobre o seu comportamento, por exemplo, que é produzido por baixo do topo das nuvens e que o material escuro no ultravioleta é forçado para cima até ao topo das nuvens de Vênus pela circulação do vento."

Os cientistas já suspeitavam da existência de movimentos ascendentes na atmosfera de Vênus ao longo do equador, provocados pelos altos níveis de aquecimento solar. Esta descoberta revela que a quantidade de água e material escuro no ultravioleta, encontrados nas nuvens de Vênus, é também fortemente reforçada em determinados lugares ao redor do equador do planeta. "Isto é provocado pelas montanhas à superfície de Vênus, que desencadeiam o aumento das ondas e ventos circulatórios que desenterram material de baixo," explica Markiewicz.

Além de ajudar a compreender mais sobre Vênus, a descoberta de que a topografia da superfície pode afetar significativamente a circulação atmosférica tem consequências para a nossa compreensão da super-rotação planetária e do clima em geral.

"Isto certamente desafia os nossos modelos atuais de circulação," comenta Håkan Svedhem, cientista do projeto Venus Express. "Enquanto os nossos modelos reconhecem uma relação entre a topografia e o clima, não costumam produzir padrões climáticos persistentes ligados a características topográficas da superfície. Esta é a primeira vez que esta ligação foi demonstrada claramente em Vênus, é um grande resultado."

A Venus Express operou em Vênus desde 2006 até 2014, quando a sua missão terminou e a sonda começou a sua descida pela atmosfera de Vênus.

Fonte: ESA

A galáxia Frankenstein

Um local do Universo localizado a cerca de 250 milhões de anos-luz de distância era considerado calmo e normal. Mas agora, os cientistas descobriram uma enorme galáxia, possivelmente formada a partir das partes de outras galáxias.

© NASA/JPL/Caltech/SDSS/NRAO/L. Hagen/M. Seibert (UGC 1382)

À esquerda, em luz visível, a UGC 1382 parece ser uma galáxia elíptica normal. Mas quando os dados da radiação ultravioleta são incluídos, são evidenciados os braços espirais da galáxia (meio). Ao combinar isso com o gás hidrogênio de baixa densidade (em verde, na direita), os astrônomos perceberam que a UGC 1382 é gigantesca.

Um novo estudo revelou o segredo da UGC 1382, uma galáxia que tinha sido originalmente considerada velha, pequena e típica. Em vez disso, os cientistas usando dados de telescópios da NASA e outros observatórios descobriram que a galáxia é 10 vezes maior do que se pensava anteriormente e, ao contrário da maioria das galáxias, o seu interior é mais jovem do que seu exterior, quase como se tivesse sido construído com peças de reposição.

"Esta rara galáxia 'Frankenstein' formada é capaz de sobreviver porque se encontra em uma pacata vizinhança suburbana do Universo, onde nenhuma das partes mais movimentadas pode incomodá-la," disse Mark Seibert da Carnegie Institution for Science, em Pasadena, Califórnia. "É tão delicada que um pequeno empurrão de uma vizinha faria com que ela se desintegrasse."

Seibert e Lea Hagen, um estudante de graduação na Universidade Estadual da Pensilvânia, University Park, encontraram esta galáxia por acidente. Eles estavam observando a formação de estrelas em galáxias elípticas, que não giram e com formato de bola de futebol.

Mas ao olhar para imagens de galáxias em luz ultravioleta através de dados a partir Galaxy Evolution Explorer (GALEX) da NASA, uma gigante começou a emergir da escuridão.

"Vimos braços espirais que se estendem muito além desta galáxia, que ninguém tinha notado antes, e que galáxias elípticas não deve ser," disse Hagen, que conduziu o estudo. "Isso nos coloca em uma expedição para descobrir o que esta galáxia é e como se formou."

Então, os pesquisadores analisaram os dados da galáxia de outros telescópios: o Sloan Digital Sky Survey, Two Micron All-Sky Survey (2MASS), Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), Very Large Array do National Radio Astronomy Observatory e do telescópio du Pont da Carnegie no Las Campanas Observatory. Após o GALEX revelar estruturas inéditas para os astrônomos, observações de luz ópticos e infravermelhos de outros telescópios permitiram aos pesquisadores construir um novo modelo desta misteriosa galáxia.

A galáxia UGC 1382 tem cerca de 718.000 anos-luz de diâmetro, e é mais de sete vezes maior do que a Via Láctea. Ela também é uma dos três maiores galáxias isoladas de disco já descobertas, de acordo com o estudo. Esta galáxia é um disco girando com gás de baixa densidade. As estrelas não se formam aqui muito rapidamente porque o gás está se espalhando.

Mas a maior surpresa foi como a idade relativa dos componentes da galáxia aparecem ao contrário. Na maioria das galáxias, a porção mais interna se forma primeira e contém as estrelas mais antigas. Enquanto a galáxia cresce, suas regiões exteriores mais novas têm as estrelas mais jovens. Não é assim com a UGC 1382. Ao combinar observações de muitos telescópios diferentes, os astrônomos foram capazes de juntar as peças do registro histórico de quando as estrelas se formaram nesta galáxia, e o resultado foi bizarro.

"O centro da UGC 1382 é realmente mais jovem que o disco em espiral em torno dela," disse Seibert. "É velho no exterior e jovem por dentro. Isso é como encontrar uma árvore cujos anéis de crescimento interior são mais jovens do que os anéis externos."

A estrutura galáctica única pode ter resultado de entidades separadas que se uniram, ao invés de uma única entidade que cresceu para fora. Em outras palavras, duas partes da galáxia parecem ter evoluído independentemente antes de se fundir, cada uma com sua própria história.

No início, provavelmente houve um grupo de pequenas galáxias dominadas por gás e matéria escura, que é uma substância invisível que compõe cerca de 27% de toda a matéria e energia do Universo (a matéria comum é de apenas 5%). Mais tarde, uma galáxia lenticular, um disco giratório sem braços espirais, teria se formado nas proximidades. Pelo menos 3 bilhões de anos atrás, as galáxias mais pequenas poderiam ter caído em órbita ao redor da galáxia lenticular, eventualmente, acomodando-se no amplo disco visto hoje.

Mais galáxias como esta podem existir, mas é necessária mais investigação para procurá-las.

"Ao compreender esta galáxia, podemos obter pistas sobre como as galáxias se formam em uma escala maior, e descobrir mais surpresas na vizinhança galáctica," disse Hagen.

O novo estudo será publicado no Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Chandra encontra evidências de violenta fusão estelar

As explosões de raios gama, ou GRBs, são alguns dos eventos mais violentos e energéticos no Universo. Embora esses eventos são as explosões mais luminosas do Universo, um novo estudo usando o observatório de raios X Chandra da NASA, o satélite Swift da NASA e outros telescópios sugere que pode estar em falta a maioria dessas poderosas explosões cósmicas.

© NASA/CXC/M.Weiss (explosão de raios gama)

Os astrônomos acreditam que algumas GRBs são o produto da colisão e fusão de duas estrelas de nêutrons ou uma estrela de nêutrons e um buraco negro. A nova pesquisa dá a melhor evidência até agora de que tais colisões irão gerar um jato muito estreito de raios gama. Se este jato não está apontado em direção à Terra, a GRB produzida pela colisão não será detectada.

Colisões entre duas estrelas de nêutrons ou uma estrela de nêutrons e buracos negros são fortes fontes de ondas gravitacionais que podem ser detectadas. Portanto, este resultado tem implicações importantes para o número de eventos que serão detectáveis ​​pelo Gravitational-Wave Observatory Laser interferometria (LIGO) e outros observatórios de ondas gravitacionais.

Em 3 de Setembro de 2014, o observatório Swift da NASA captou uma GRB, denominada GRB 140903A, designação devido à data em que foi detectada. Os cientistas usaram observações ópticas com o observatório Gemini, no Havaí, para determinar que a GRB 140903A foi localizada em uma galáxia a cerca de 3,9 bilhões de anos luz de distância.

O grande painel no gráfico é uma ilustração que mostra as consequências da fusão de uma estrela de nêutrons, incluindo a geração de um GRB. No centro está um objeto compacto, um buraco negro ou uma estrela de nêutrons massiva, e em vermelho é um disco de material que sobrou da fusão, que contém material que cai em direção ao objeto compacto. A energia emanada deste material colapsando impulsiona o jato da GRB mostrado em amarelo. Em laranja é um vento de partículas soprando longe do disco e em azul é o material ejetado do objeto compacto e expandindo com velocidades muito altas de cerca de um décimo da velocidade da luz.

A imagem à esquerda dos dois painéis menores mostra uma vista óptica do Telescópio Discovery Channel (DCT) com GRB 140903A no meio e uma imagem de raios X obtida pelo Chandra à direita. A estrela brilhante no óptico está relacionada com a GRB.

A explosão de raios gama durou menos de dois segundos. Cerca de três semanas após a descoberta pelo Swift da GRB 140903A, uma equipe de pesquisadores liderada por Eleonora Troja, da Universidade de Maryland, College Park (UMD), observou o rescaldo da GRB em raios X com Chandra. Observações do Chandra de como a emissão de raios X a partir desta GRB diminui ao longo do tempo fornecem informações importantes sobre as propriedades do jato.

Especificamente, os pesquisadores descobriram que o jato é irradiado em um ângulo de apenas cerca de cinco graus baseado nas observações de raios X, além de observações ópticas com o observatório Gemini e do DCT e observações de rádio com o Karl G. Jansky Very Large Array. Isto é aproximadamente equivalente a um círculo com o diâmetro de seus três dedos do meio realizada no comprimento dos braços. Isto significa que os astrônomos estão detectando apenas cerca de 0,4% deste tipo de GRB quando se apaga, uma vez que na maioria dos casos o jato não estará apontado diretamente para nós.

Estudos anteriores por outros astrônomos haviam sugerido que estas fusões poderiam produzir jatos estreitos. No entanto, as provas nesses casos não era tão forte porque o rápido declínio da luz não foi observada em vários comprimentos de onda, permitindo explicações que não envolvem jatos.

Várias evidências vinculam este evento para a fusão de duas estrelas de nêutrons, ou entre uma estrela de nêutrons e buracos negros. Estes incluem as propriedades de emissão de raios gama, a velhice e a baixa taxa de estrelas se formando na galáxia hospedeira da GRB e a falta de uma supernova brilhante. Em alguns casos anteriores forte evidência para esta ligação não foi encontrada.

Novos estudos têm sugerido que essas fusões poderiam ser o local de produção de elementos mais pesados ​​que o ferro, tais como o ouro. Portanto, a taxa desses eventos também é importante para estimar a quantidade total de elementos pesados ​​produzidos por estas fusões e compará-los com os valores observados na Via Láctea.

Um artigo descrevendo estes resultados foi recentemente aceito para publicação no Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Buraco negro faz o material oscilar em seu redor

O observatório de raios X XMM-Newton da ESA provou a existência de um "vórtice gravitacional" em torno de um buraco negro.

© ESA/ATG medialab (ilustração do disco de acreção de um buraco negro sofrendo precessão)

A descoberta, assistida pela missão NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA, resolve um mistério que iludia os astrônomos há mais de 30 anos, e permitirá mapear o comportamento da matéria muito perto dos buracos negros. Também pode abrir a porta a futuras investigações da relatividade geral de Albert Einstein.

A matéria que cai sobre um buraco negro aquece à medida que mergulha para a sua ruína. Antes de passar para o buraco negro e de se perder para sempre da vista, pode atingir milhões de graus. A essa temperatura, emite raios X para o espaço.

Na década de 1980, os astrônomos pioneiros que usavam os primeiros telescópios de raios X descobriram que os raios X provenientes de buracos negros de massa estelar, na nossa Galáxia, cintilam. As mudanças seguem um padrão definido. Quando essa oscilação começa, o escurecimento e reavivamento pode demorar até 10 segundos para completar. À medida que passam dias, semanas e meses, o período diminui até que a oscilação ocorre 10 vezes por segundo. Aí, a cintilação cessa subitamente e completamente.

O fenômeno foi apelidado de Oscilação Quasi-Periódica (OQP). "Reconheceu-se imediatamente que era algo fascinante porque vinha de uma zona muito próxima de um buraco negro," afirma Adam Ingram, da Universidade de Amsterdam, na Holanda que, em 2009, começou a trabalhar na compreensão das OQPs para a sua tese de doutoramento.

Durante a década de 1990, os astrônomos começaram a suspeitar que as OQPs estavam associadas com um efeito gravitacional previsto pela relatividade geral de Einstein: que um objeto giratório cria uma espécie de vórtice gravitacional.

"É um pouco como torcer uma colher com mel. Imagine que o mel é o espaço e tudo o que está embebido no mel será 'arrastado' em torno da colher," explica Ingram. "Na realidade, isto significa que qualquer coisa em órbita de um objeto giratório verá o seu movimento afetado." No caso de uma órbita inclinada, irá sofrer precessão. Isto significa que toda a órbita vai mudar de orientação em torno do objeto central. O tempo que demora para a órbita voltar à sua condição inicial é conhecido como ciclo de precessão.

Em 2004, a NASA lançou a Gravity Probe B para medir este chamado efeito de Lense-Thirring ao redor da Terra. Após uma análise cuidadosa, os cientistas confirmaram que a sonda iria completar um ciclo de precessão a cada 33 milhões de anos.

No entanto, em torno de um buraco negro, o efeito será muito mais perceptível devido ao muito mais forte campo gravitacional. O ciclo de precessão levaria apenas uma questão de segundos ou menos para ficar concluído. Estes valores são tão parecidos com os das OQPs.

Ingram observou o que acontecia no disco plano de matéria ao redor de um buraco negro. Conhecido como disco de acreção, é o local onde o material espirala gradualmente na direção do buraco negro. Os cientistas já suspeitavam que, perto do buraco negro, o disco de acreção plano "incha" para um plasma quente, no qual são retirados elétrons de seus átomos. Denominado fluxo interno quente, diminui de tamanho ao longo de semanas e meses à medida que é absorvido pelo buraco negro. Em conjunto com colegas, Ingram publicou um artigo, em 2009, que sugeria que a OQP é impulsionada pela precessão de Lense-Thirring deste fluxo quente. Isto porque quanto menor o fluxo interior, mais perto se aproxima do buraco negro e, portanto, mais rápido o ciclo Lense-Thirring se torna. A questão era: como provar isto?

"Passamos muito tempo tentando encontrar evidências conclusivas deste comportamento," comenta Ingram.

A resposta é que o fluxo interno libera radiação altamente energética que atinge a matéria no disco de acreção ao redor, fazendo com que os átomos de ferro no disco brilhem como um tubo de luz fluorescente. O ferro libera raios X num único comprimento de onda, a que se dá o nome "linha espectral".

Dado que o disco de acreção se encontra em rotação, a linha do ferro vê o seu comprimento de onda ser distorcido pelo efeito Doppler. A linha de emissão do lado do disco que gira na direção da Terra é comprimida, desviando-se para o azul, e a linha de emissão do lado do disco que gira na direção contrária é esticada, desviando-se para o vermelho. Se o fluxo interno está realmente em precessão, vai, por vezes, brilhar no disco de material em aproximação e por vezes no material em recuo, fazendo com que a linha oscile para a frente e para trás ao longo de um ciclo de precessão.

Foi na observação desta oscilação que o XMM-Newton entrou em ação. Ingram e colegas de Amsterdam, de Cambridge Durham, Southampton e de Tóquio, solicitaram uma observação de longa-duração que lhes permitisse ver a OQP repetidamente. Escolheram o buraco negro H 1743-322, que exibia no momento uma OQP de quatro segundos. Observaram o objeto durante 260.000 segundos. Também o observaram durante 70.000 segundos com o observatório de raios X NuSTAR.

"A capacidade de alta-energia do NuSTAR foi muito importante," realça Ingram. "O NuSTAR confirmou a oscilação na linha do ferro e, adicionalmente, vimos uma característica no espectro chamada 'protuberância de reflexão' que acrescenta mais evidências para a precessão."

Após um processo rigoroso de análise, que consistiu na aglomeração de todos os dados observacionais, viram que a linha do ferro oscilava de acordo com as previsões da relatividade geral. "Estamos medindo diretamente o movimento de matéria num forte campo gravitacional perto de um buraco negro," comenta Ingram.

É a primeira vez que se mede o efeito Lense-Thirring num campo gravitacional forte. A técnica permitirá o mapeamento da matéria nas regiões interiores dos discos de acreção em torno de buracos negros. Também sugere uma nova e poderosa ferramenta para testar a relatividade geral.

A teoria de Einstein tem permanecido praticamente não testada em campos gravitacionais tão fortes como este. Por isso, se os astrônomos puderem compreender a física da matéria que flui para o buraco negro, poderão então testar as previsões da relatividade geral como nunca antes, mas só se o movimento da matéria no disco de acreção puder ser completamente compreendido.

"Se conseguirmos esmiuçar a astrofísica, podemos testar verdadeiramente a relatividade geral," salienta Ingram. Um desvio das previsões da relatividade geral será bem-recebido por uma grande quantidade de astrônomos e físicos. Será um sinal concreto de que existe uma teoria mais profunda da gravidade.

Os maiores telescópios de raios X, no futuro, poderão ajudar na pesquisa porque são mais poderosos e podem recolher raios X de forma mais eficiente. Isto permitirá com que seja investigado o fenômeno da OQP em mais detalhe.

"Este é um grande avanço, pois o estudo combina informação acerca dos tempos e da energia dos fótons de raios X para encerrar o debate de 30 anos em torno da origem das OQPs. A capacidade de captação de fótons do XMM-Newton foi fundamental para este trabalho," conclui Norbert Schartel, cientista do projeto XMM-Newton da ESA.

Fonte: ESA

NGC 2736: A Nebulosa do Lápis

Movendo-se de cima para baixo na imagem perto do centro desta composição colorida acentuadamente detalhada, finos filamentos trançados são realmente longas ondulações em uma folha cósmica de gás brilhante visto quase de perfil.

© Howard Hedlund/Dave Jurasevich (NGC 2736)

Esta onda de choque abre caminho pelo espaço a mais de 500.000 quilômetros por hora. Movendo-se para baixo nesta composição em falsa cor lindamente detalhada, os finos filamentos trançados são na realidade longas ondulações numa lâmina de gás brilhante vistos quase de lado.

Catalogada como NGC 2736, sua aparência alongada sugere seu nome popular, a Nebulosa do Lápis. Ela possui cerca de 5 anos-luz de comprimento e situa-se a 800 anos-luz de distância, mas representa apenas uma parte pequena do remanescente de supernova Vela. O próprio remanescente Vela tem cerca de 100 anos-luz de diâmetro e é a nuvem de fragmentos em expansão de uma estrela cuja explosão foi vista cerca de 11.000 anos atrás.

Inicialmente, a onda de choque moveu-se a milhões de quilômetros por hora, mas teve sua velocidade reduzida consideravelmente, arrastando o material interestelar circundante. Na banda estreita, a imagem de campo extenso, cores vermelha e azul-esverdeada controlam o brilho característico de átomos de hidrogênio e oxigênio ionizados.

Fonte: NASA

NGC 1309: A galáxia espiral e suas companheiras

Uma deslumbrante galáxia espiral, situada a aproximadamente 100 milhões de anos-luz de distância, a NGC 1309 fica às margens da constelação do Rio (Eridanus).

© Hubble/Jeff Signorelli (NGC 1309)

A NGC 1309 se estende por cerca de 30.000 anos-luz, tornando-se cerca de 1/3 do tamanho da galáxia Via Láctea. Aglomerados azulados de estrelas jovens e faixas de poeira traçam os braços em espiral da NGC 1309 como o vento em torno de uma população de estrelas amareladas, mais velhas, em seu núcleo.

Observações de uma recente supernova e estrelas variáveis Cefeidas na NGC 1309 contribuíram para a calibração da expansão do Universo. Além do esplêndido projeto de galáxia, nota-se a variedade de galáxias mais distantes ao fundo, também registradas na nítida e reprocessada visão do telescópio espacial Hubble.

Fonte: NASA

Explosão estelar torna a linha de neve d'água visível

O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) obteve a primeira observação bem resolvida de uma linha de neve de água no interior de um disco protoplanetário.

© ESO/NRAO/A. Angelich (ilustração da linha de neve de água em torno de jovem estrela)

Esta linha marca o lugar onde a temperatura no disco que rodeia uma estrela jovem diminui o suficiente para que se possa formar neve. O aumento drástico no brilho da jovem estrela V883 Orionis aqueceu a região interior do disco, empurrando a linha de neve de água para uma distância muito maior do que o que é normal numa protoestrela, permitindo assim observá-la pela primeira vez.

As estrelas jovens encontram-se muitas vezes rodeadas por densos discos de gás e poeira em rotação, os chamados discos protoplanetários, a partir dos quais os planetas se formam. O calor de uma estrela jovem do tipo solar faz com que a água neste disco se mantenha no estado gasoso até uma distância de cerca de 3 UA da estrela — menos de 3 vezes a distância média entre a Terra e o Sol — ou cerca de 450 milhões de km. Esta linha situava-se entre as órbitas de Marte e Júpiter durante a formação do Sistema Solar e por isso os planetas rochosos (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) formaram-se no interior desta linha, enquanto os planetas gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) se formaram além dela. Mais longe, devido à pressão extremamente baixa, as moléculas de água passam diretamente do estado gasoso a uma camada de gelo que recobre grãos de poeira e outras partículas. A região no disco protoplanetário onde a água passa da fase gasosa para a fase sólida é chamada linha de neve de água. As linhas de neve para outras moléculas, tais como o monóxido de carbono e o metano, foram já observadas anteriormente com o ALMA, a distâncias maiores que 30 UA da protoestrela em outros discos protoplanetários. A água congela a uma temperatura relativamente alta, o que significa que a linha de neve de água se encontra normalmente demasiado perto da protoestrela para poder ser observada diretamente.

No entanto, a estrela V883 Orionis é diferente. Um aumento drástico no seu brilho empurrou a linha de neve para uma distância de cerca de 40 UA (cerca de 6 bilhões de km ou aproximadamente o tamanho da órbita do planeta anão Plutão no nosso Sistema Solar). Este enorme aumento, combinado com a resolução do ALMA para grandes linhas de base, permitiu à equipe, liderada por Lucas Cieza (Millennium ALMA Disk Nucleus e Universidad Diego Portales, Santiago, Chile) obter as primeiras observações resolvidas de uma linha de neve de água num disco protoplanetário. A resolução é a capacidade de distinguir que os objetos estão separados. Ao olho humano várias tochas brilhantes colocados a determinada distância pareceriam um único ponto brilhante e apenas bastante perto é que se distinguiriam cada uma das tochas. Aplica-se o mesmo princípio aos telescópios e estas novas observações exploraram a extraordinária resolução do ALMA nos seus modos de linha de base muito grande. A resolução do ALMA à distância de V883 Orionis é cerca de 12 UA, suficiente para se conseguir resolver a linha de neve da água situada a 40 UA neste sistema em erupção, mas não numa estrela jovem típica.

O brilho repentino que V883 Orionis sofreu é um exemplo do que acontece quando enormes quantidades de material do disco que rodeia a estrela jovem caem na sua superfície. A estrela V883 Orionis é apenas 30% mais massiva que o Sol, mas devido a esta explosão que ainda está acontecendo, sua luminosidade torna-se cerca de 400 vezes maior que a do Sol, tornando-se também muito mais quente. Estrelas como V883 Orionis são classificadas como estrelas FU Orionis, devido à estrela original que foi encontrada apresentando este comportamento. As explosões podem durar centenas de anos.

A ideia estranha de neve em órbita no espaço é fundamental para a formação planetária. A presença de água regula a eficiência da coalescência dos grãos de poeira, a primeira etapa da formação planetária. É no interior da linha de neve, onde a água evapora, que se pensa que nasçam os planetas rochosos menores, como a Terra. Além da linha de neve, a presença de gelo de água permite a rápida formação de bolas de neve cósmicas, que eventualmente irão formar planetas gasosos massivos como Júpiter.

A descoberta de que estas explosões na estrela podem lançar a linha de neve de água para cerca de 10 vezes o seu raio típico é bastante significativa para o desenvolvimento de bons modelos de formação planetária. Pensa-se que estas explosões sejam uma etapa da evolução da maioria dos sistemas planetários, por isso esta pode bem tratar-se da primeira observação de uma ocorrência comum. Neste caso, esta observação do ALMA poderá contribuir de modo significativo para uma melhor compreensão de como é que os planetas se formam e evoluem no Universo.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Imaging the water snow-line during a protostellar outburst”, de L. Cieza et al., que será publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

M7: O aglomerado aberto de estrelas em Escorpião

O Aglomerado de Ptolomeu (M7, NGC 6475) é um dos mais proeminentes aglomerados abertos de estrelas no céu.

© Roberto Colombari (M7)

O aglomerado, dominado por brilhantes estrelas azuis, pode ser visto a olho nu em um céu escuro na cauda da constelação de Escorpião (Scorpius).

O M7 contém cerca de 100 estrelas, no total, e possui cerca de 200 milhões de anos de idade, se estende por 25 anos-luz de diâmetro, e está situado a cerca de 1.000 anos-luz de distância. A longa exposição acima foi tirada perto da cidade de Belo Horizonte, no Brasil.

O aglomerado aberto de estrelas M7 é conhecido desde os tempos antigos, sendo notado por Ptolomeu no ano 130 dC. Também são visíveis uma nuvem de poeira escura no canto inferior direito e literalmente milhões de estrelas não relacionadas na direção do centro galáctico.

Fonte: NASA

A imagem mais profunda até hoje de Órion

O instrumento infravermelho HAWK-I do ESO montado no Very Large Telescope (VLT), no Chile, foi utilizado para sondar as profundezas do coração da Nebulosa de Órion.

© ESO/VLT/H. Drass (imagem infravermelha profunda da Nebulosa de Órion)

A imagem obtida revela cerca de dez vezes mais anãs marrons e objetos de massa planetária isolados do que conhecido anteriormente. Esta descoberta desafia o cenário normalmente aceito da história de formação estelar em Órion.

Uma equipe internacional utilizou o HAWK-I para produzir a imagem mais profunda e completa da Nebulosa de Órion obtida até hoje. As nebulosas, tais como a famosa Nebulosa de Órion, são também conhecidas por regiões H II, o que indica que contêm hidrogênio ionizado. Estas enormes nuvens de gás interestelar são locais de formação estelar em todo o Universo. A equipe obteve não só uma imagem de beleza espetacular, mas também revelou uma enorme abundância de anãs marrons tênues e objetos de massa planetária isolados. A presença destes objetos de baixa massa ajuda-nos a compreender melhor a história de formação estelar nessa nebulosa.

A famosa Nebulosa de Órion, com uma dimensão de cerca de 24 anos-luz, situa-se na constelação de Órion e pode ser vista a olho nu a partir da Terra, apresentando-se como uma mancha difusa na espada de Órion. Algumas nebulosas, como a de Órion, encontram-se fortemente iluminadas por radiação ultravioleta emitida por muitas estrelas quentes nascidas em seu interior que ionizam o gás, o que o faz brilhar intensamente.

A relativa proximidade da Nebulosa de Órion, estima-se que ela se situe a cerca de 1.350 anos-luz de distância da Terra, faz dela um laboratório ideal para o estudo dos processos e história de formação estelar e para determinar a quantidade de estrelas de diferentes massas que se formam no seu interior.

“Compreendermos porque é que tantos objetos de baixa massa se encontram na Nebulosa de Órion é importante pois ajuda-nos a colocar limites nas atuais teorias de formação estelar. Sabemos agora que o modo como estes objetos de baixa massa se formam depende do meio que os envolve,” explica Amelia Bayo, da Universidad de Valparaíso, Valparaíso, Chile, e do Max-Planck Institut für Astronomie, Königstuhl, Alemanha.

Esta nova imagem causou um enorme entusiasmo pois revela uma quantidade inesperada de objetos de massa muito baixa, o que, por sua vez, sugere que a Nebulosa de Órion pode estar proporcionalmente formando muito mais objetos de baixa massa do que outras regiões de formação estelar mais próximas e menos ativas.

Os astrônomos contam quantos objetos de diferentes massas se formam em regiões como a Nebulosa de Órion para tentar compreender o processo de formação estelar. Esta informação é usada para criar algo chamado Função de Massa Inicial (FMI), um modo de descrever quantas estrelas de diferentes massas compõem uma população estelar quando da sua formação. Este estudo ajuda-nos a compreender a origem da população estelar em questão. Por outras palavras, determinar uma FMI com precisão e ao mesmo tempo dispor de uma teoria sólida para explicar a origem dessa FMI é de importância fundamental para o estudo da formação estelar. Antes deste trabalho, o maior número de objetos encontrado tinha massas de cerca de um quarto da massa do nosso Sol. A descoberta desta enorme quantidade de novos objetos com massas muito inferiores a esta na Nebulosa de Órion, criou um segundo máximo a uma massa muito menor na distribuição de contagem de estrelas.

Estas observações sugerem também que o número de objetos do tamanho de planetas pode ser muito maior do que se pensava anteriormente. Apesar da tecnologia necessária para observar imediatamente estes planetas ainda não existir, o futuro European Extremely Large Telescope (E-ELT) do ESO, previsto para 2024, foi concebido com vários objetivos, sendo um deles precisamente este tipo de observações.

“O nosso resultado é para mim como um espreitar para uma nova era da formação planetária e estelar. O enorme número de planetas isolados encontrados com os nossos atuais limites observacionais, faz-me pensar que iremos certamente ainda descobrir uma imensa quantidade de planetas menores que a Terra com o E-ELT,” conclui o cientista líder deste trabalho, Holger Drass, do Astronomisches Institut, Ruhr-Universität Bochum, Bochum, Alemanha, e da Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The bimodal initial mass function in the Orion Nebula Cloud”, de H. Drass et al., que foi publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Descoberto novo planeta anão além da órbita de Netuno

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu um novo planeta anão em órbita no disco de pequenos mundos gelados além da órbita de Netuno.

© OSSOS/Alex Parker (órbita do novo planeta anão)

A imagem acima mostra a órbita do novo planeta anão (linha amarela). Os objetos de brilho idêntico ou superior estão legendados. O Centro de Planetas Menores descreve o objeto como o 18.º maior objeto do Cinturão de Kuiper.

O novo objeto mede aproximadamente 700 km em diâmetro e tem uma das maiores órbitas para um planeta anão. Designado 2015 RR245 pelo Centro de Planetas Menores da UAI (União Astronômica Internacional), foi descoberto com o telescópio do Canadá-França-Hawaii em Mauna Kea, Havaí, como parte do levantamento OSSOS (Outer Solar System Origins Survey).

"Os mundos gelados para além de Netuno esboçam como os planetas gigantes se formaram e se moveram para longe do Sol. Permitem-nos desvendar a história do nosso Sistema Solar. Mas quase todos estes mundos gelados são dolorosamente pequenos e tênues: é realmente emocionante encontrar um grande e brilhante o suficiente para o podermos estudar em detalhe," comenta a Dra. Michele Bannister da Universidade de Victoria, na Columbia Britânica.

JJ Kavelaars, do Conselho Nacional de Pesquisa do Canadá, avistou RR245 pela primeira vez em fevereiro de 2016 em imagens do levantamento OSSOS obtidas em setembro de 2015.

"Lá estava na tela, este pequeno ponto de luz que se movia tão lentamente que tinha que estar, pelo menos, ao dobro da distância que Netuno está do Sol," afirma Bannister.

Notou-se que a órbita do objeto o leva para mais de 120 vezes a distância entre a Terra e o Sol. O tamanho de 2015 RR245 não é ainda conhecido com exatidão, pois as suas propriedades de superfície precisam de ser medidas com maior precisão. "Ou é muito pequeno e brilhante, ou grande e sem brilho."

A vasta maioria dos planetas anões como 2015 RR245 ou foi destruída ou expulsa do Sistema Solar no caos que se seguiu quando os planetas gigantes se moveram para longe do Sol até às suas posições atuais: 2015 RR245 é um dos poucos planetas anões que sobreviveu até ao dia presente, juntamente com Plutão e Éris, o maior dos planetas anões conhecidos. O 2015 RR245 orbita agora o Sol entre a população remanescente de centenas de milhares de objetos transnetunianos muito mais pequenos, cuja órbita da sua maioria é invisível.

Mundos que giram tão longe do Sol têm geologia exótica com paisagens feitas de diversos materiais gelados, como a passagem recente da sonda New Horizons por Plutão revelou.

Depois de centenas de anos a mais de 12 bilhões de quilômetros (80 UA) do Sol, 2015 RR245 viaja em direção ao seu periélio (posição orbital mais próxima do Sol) a 5 bilhões de quilômetros (34 UA), onde chegará por volta de 2096. O 2015 RR245 está numa órbita altamente elíptica há pelo menos 100 milhões de anos.

Dado que 2015 RR245 só é observado há quase um ano, entre os 700 que leva para completar uma volta em torno do Sol, não sabemos a sua origem e como é que a sua órbita vai evoluir no futuro distante; a sua órbita precisa será refinada ao longo dos próximos anos e só nesse momento receberá um nome oficial. Como descobridores, a equipe OSSOS pode submeter o seu nome preferido para o 2015 RR245 à UAI, que o tomará para consideração.

"O OSSOS foi desenhado para mapear a estrutura orbital do Sistema Solar exterior a fim de decifrar a sua história," explica o professor Brett Gladman da Universidade de Columbia Britânica, em Vancouver. "Embora não tenha sido concebido para detectar de forma eficiente planetas anões, estamos muito satisfeitos por ter encontrado um numa órbita tão interessante."

O 2015 RR245 é a maior descoberta e o único planeta anão encontrado pelo levantamento OSSOS, que até agora detectou mais de cinco centenas de novos objetos transnetunianos.

Os levantamentos anteriores mapearam quase todos os planetas anões mais brilhantes. O 2015 RR245 pode muito bem ser um dos últimos grandes mundos localizados além de Netuno até que telescópios maiores, como o LSST (Large Synoptic Survey Telescope), entrem em operação em meados da década de 2020.

Fonte: Outer Solar System Origins Survey

Dawn mapeia crateras em Ceres

Cientistas da missão Dawn da NASA identificaram regiões permanentemente à sombra no planeta anão Ceres. A maioria destas áreas são provavelmente frias o suficiente para reter água gelada durante bilhões de anos, sugerindo que os depósitos de gelo podem lá existir agora.

© NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA (crateras em Ceres)

Nos polos de Ceres, cientistas descobriram crateras que estão permanentemente à sombra, zonas azuis vistas na imagem.

"As condições em Ceres são as ideais para a acumulação de depósitos de água gelada," afirma Norbert Schorghofer, pesquisador convidado da Dawn e da Universidade do Havaí em Manoa, EUA. "Ceres tem massa suficiente para segurar moléculas de água, e as regiões permanentemente à sombra que identificamos são extremamente frias; mais frias do que a maioria das regiões idênticas que existem na Lua e em Mercúrio."

As regiões permanentemente à sombra não recebem luz solar direta. Estão normalmente localizadas no chão de crateras ou ao longo de secções das paredes viradas para o polo. As regiões ainda recebem luz solar indireta, mas caso a temperatura fique abaixo dos -151ºC, a área permanentemente à sombra é uma armadilha fria, um bom local para a água gelada se acumular e permanecer estável. As armadilhas frias já tinham sido previstas em Ceres, mas só foram identificadas agora.

Neste estudo, Schorghofer e colegas estudaram o hemisfério norte de Ceres, melhor iluminado que o hemisfério sul. As imagens das câmaras da Dawn foram combinadas para produzir a forma do planeta anão, mostrando crateras, planícies e outras características em três dimensões. Usando estes dados, um modelo sofisticado de computador desenvolvido no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, em Greenbelt, no estado americano de Maryland, determinou as áreas que recebem luz solar direta, a quantidade de radiação solar que atinge a superfície e como as condições mudam ao longo do ano de Ceres.

Os pesquisadores encontraram dúzias de regiões permanentemente à sombra em todo o hemisfério norte. A maior região encontra-se dentro de uma cratera com 16 km de diâmetro localizada a menos de 65 km do polo norte.

Como um todo, as regiões permanentemente à sombra de Ceres ocupam cerca de 1.800 quilômetros quadrados. É apenas uma pequena fração do planeta anão, muito menos do que 1% da superfície do hemisfério norte.

A equipe espera que estas regiões em Ceres sejam mais frias do que aquelas em Mercúrio ou na Lua. Isto porque Ceres está muito longe do Sol, e as áreas nas crateras à sombra recebem muito pouca radiação indireta.

"Em Ceres, estas regiões agem como armadilhas frias até latitudes relativamente baixas," explica Erwan Mazarico, pesquisador convidado da Dawn em Goddard. "Na Lua e em Mercúrio, só as regiões permanentemente à sombra muito perto dos polos ficam frias o suficiente para o gelo ser estável à superfície."

A situação em Ceres é mais semelhante à de Mercúrio do que à da Lua. Em Mercúrio, as regiões à sombra correspondem a mais ou menos à mesma fração do hemisfério norte. A eficiência de armadilhas, a capacidade para acumular água gelada, é também comparável.

Pelos cálculos efetuados, cerca de 1 em cada 1.000 moléculas de água geradas à superfície de Ceres acaba em armadilhas frias durante o ano de Ceres (1.682 dias terrestres). Isso é suficiente para construir depósitos de água, finos, mas detectáveis, ao longo de 100.000 anos ou mais.

"Enquanto as armadilhas frias podem fornecer depósitos de água gelada à superfície como as observadas na Lua e em Mercúrio, Ceres pode ter sido formado com um relativamente maior reservatório de água," acrescenta Chris Russell, pesquisador principal da missão Dawn, com base na Universidade da Califórnia em Los Angeles, EUA. "Algumas observações indicam que Ceres pode ser um mundo rico em voláteis que não é dependente de outras fontes externas no dia-a-dia."

Os resultados estão disponíveis online na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

A quietude no âmago do aglomerado Perseus

Em sua primeira observação, o observatório de raios X Hitomi descobriu que o gás do aglomerado de galáxias Perseus é muito menos turbulento do que o esperado. Esta é uma surpresa porque o aglomerado Perseus é o lar da NGC 1275, uma galáxia elíptica ativa altamente energética, que tem um buraco negro supermassivo em seu centro.

© R. Jay GaBany (aglomerado de galáxias Perseus)

O resultado permite que a massa do aglomerado de galáxias Perseus deve ser calculada com mais precisão do que antes. Uma vez que esta técnica pode ser estendida a outros aglomerados, permitindo sua utilização pelos cosmólogos como melhores sondas de nossos modelos de evolução do Universo desde o Big Bang até o presente momento.

O Hitomi (“olho” em japonês), originalmente conhecido como ASTRO-H, foi um observatório de raios X concebido pela Agência Espacial Japonesa (JAXA) em colaboração com centros de pesquisa nos Estados Unidos e na Holanda. O satélite foi lançado para o espaço em 17 de Fevereiro deste ano, a partir do Centro Espacial Tanegashima, no Japão. Um mês depois, já em órbita e quando tudo parecia correr normalmente, o sistema de estabilização do satélite deixou de funcionar  devido a um erro de software,  provocando a sua fragmentação e o fim prematuro da missão.

Perseus é o aglomerado de galáxias mais brilhante em raios X no céu, e está localizado a uma distância de 240 milhões de anos-luz. Ele foi, portanto, a melhor escolha para demonstrar plenamente o poder do Soft X-ray Spectrometer (SXS), um instrumento que continha um micro-calorímetro arrefecido a 0,05 Kelvin (-273,1 ºC) com a capacidade de medir com precisão a energia de cada fóton de raios X que nele entrava.

A colaboração Hitomi descobriu que o espectrômetro SXS poderia medir a turbulência no aglomerado com uma precisão de 10 km/s. Mas foi a velocidade absoluta do gás que os pegou de surpresa. Foi apenas 164 ± 10 km/s. A melhor medição anterior para Perseus foi tomada com o observatório de raios X XMM-Newton da ESA. Usando um tipo diferente de espectrômetro, a velocidade foi limitada com valor menor do que 500 km/s.

O espectro do gás no centro do aglomerado de galáxias Perseus obtido pelo SXS tem 30 vezes melhor resolução do que os melhores obtidos até à data e mostra um grande número de linhas de emissão devidas a íons de ferro, níquel, crómio e manganês no gás intergaláctico. Os cientistas puderam usar o efeito de Doppler nessas linhas como referência para medir a velocidade do gás numa região com 195 mil anos-luz de diâmetro no centro do enxame.

O resultado indica que o gás do aglomerado tem poucos movimentos turbulentos em seu interior. A energia turbulenta em Perseus é apenas 4% da energia armazenada no gás em forma de calor. Isto é extraordinário, considerando que a galáxia ativa NGC 1275 fica no núcleo do aglomerado. Ele está bombeando energia em seus arredores, criando bolhas de gás extremamente quentes. Pensou-se que estas bolhas induziram a turbulência, o que mantém o gás central quente.

O Hitomi mostra que o movimento turbulento é quase ausente no aglomerado, e isso dá origem a um mistério: o que está mantendo o gás muito difundido do aglomerado quente?

Existe a possibilidade da existência de ondas sonoras como meio de propagação da energia uniformemente por todo o gás. Isto porque, em uma onda de som, a energia pode ser movida, enquanto o próprio meio se mantém mais ou menos estacionária.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas ligadas no Universo. Os modelos de computador da expansão do Universo usam a distribuição de massas dos aglomerados como um teste observacional para analisar se estão corretas. Calculando a massa de um aglomerado depende da proporção turbulenta do gás quiescente. Qualquer forma de medir com mais precisão a turbulência permite melhores massas a serem calculadas, e, portanto, melhores modelos computacionais de todo o Universo a ser desenvolvido.

Infelizmente, apenas algumas semanas após a observação de Perseus, uma avaria no sistema de controle colocou o Hitomi em uma rotação incontrolável que resultou na ruptura e perda do satélite.

A próxima missão que será capaz de continuar o programa do Hitomi é Athena, da ESA, um observatório de raios X com lançamento previsto para os anos 2020.

Athena terá 100 vezes mais área coletora e 100 vezes mais pixels do que o Hitomi. Entre os objetivos científicos principais do Athena são investigar a evolução de aglomerados de galáxias, incluindo sua interação com a injeção de energia a partir de buracos negros supermassivos.

Fonte: Nature

Hubble capta imagem inédita da aurora boreal de Júpiter

No dia 4 de julho, a sonda espacial Juno entrou na órbita de Júpiter e promete mandar imagens incríveis do maior planeta do Sistema Solar. Porém, quatro dias antes o telescópio Hubble conseguiu captar uma brilhante aurora azul em um dos polos do maior planeta do Sistema Solar.

© Hubble (aurora boreal de Júpiter)

As auroras boreais são criadas quando partículas de alta energia entram na atmosfera de um planeta perto dos polos e colidem com átomos do gás. As auroras boreais de Júpiter cobrem áreas maiores que as registradas na Terra. Além do tamanho ser maior, as auroras de Júpiter também são centenas de vezes mais energéticas que as terrestres. E, ao contrário das encontradas nos polos da Terra, as auroras de Júpiter nunca cessam. Enquanto na Terra as auroras mais intensas são causadas por tempestades solares, quando as partículas carregadas atingem a atmosfera, energizando os gases constituintes, Júpiter tem uma fonte adicional para as auroras: uma magnetosfera 20 mil vezes mais forte que a do nosso planeta.

Na imagem composta obtida recentemente pelo telescópio espacial Hubble tomada em luz ultravioleta, as auroras aparecem como folhas anulares em torno do polo. Ao contrário das auroras terrestres, as auroras de Júpiter incluem várias faixas brilhantes e pontos. A Grande Mancha Vermelha de Júpiter é visível no canto inferior direito da imagem.

Fonte: NASA