Química diz que Lua é o manto da proto-Terra, realocado

Medições de um elemento em rochas terrestres e lunares refutou as hipóteses principais para a origem da Lua.

© SwRI/Dana Berry (ilustração do impacto que criou a Lua da Terra)

Pequenas diferenças na segregação dos isótopos de potássio entre a Lua e a Terra estavam, até recentemente, escondidas abaixo dos limites de detecção de técnicas analíticas. Mas em 2015, o geoquímico Kun Wang da Universidade de Washington, e Stein Jacobsen, professor de geoquímica da Universidade de Harvard, desenvolveram uma técnica para analisar estes isótopos que consegue atingir precisões dez vezes superiores ao melhor método anterior.

Wang e Jacobsen relatam agora diferenças isotópicas entre as rochas lunares e terrestres que fornecem a primeira evidência experimental que pode discriminar entre os dois modelos principais para a origem da Lua. Num modelo, um impacto de baixa energia deixa a proto-Terra e a Lua envoltas numa atmosfera de silicatos; no outro, um impacto muito mais violento vaporiza o bólido e a maior parte da proto-Terra, expandindo-se para formar um enorme disco superfluido a partir do qual a Lua, eventualmente, cristaliza.

"Os nossos resultados fornecem as primeiras evidências sólidas de que o impacto realmente (em grande parte) vaporizou a Terra," afirma Wang, professor assistente de Ciências da Terra e Planetárias.

Em meados da década de 1970, dois grupos de astrofísicos propuseram, independentemente, que a Lua tinha sido formada pela colisão "raspante" entre um corpo do tamanho de Marte e a proto-Terra. A hipótese de impacto gigante, que explica muitas observações, como por exemplo o grande tamanho da Lua em relação à Terra e velocidade de rotação da Terra e da Lua, eventualmente tornou-se a principal hipótese para a origem da Lua.

No entanto, em 2001 um grupo de cientistas relatou que as composições isotópicas de uma variedade de elementos em rochas terrestres e lunares são quase idênticas. As análises de amostras trazidas de volta pelas missões Apollo na década de 1970 mostraram que a Lua tem as mesmas abundâncias dos três isótopos estáveis de oxigênio que a Terra.

Isto era muito estranho. Simulações numéricas do impacto previam que a maioria do material (60 a 80%) que coalesceu para formar a Lua veio do objeto, ao invés da Terra. Mas corpos planetários que se formaram em diferentes partes do Sistema Solar têm geralmente composições isotópicas diferentes, tão diferentes que as assinaturas isotópicas servem como "impressões digitais" para planetas e meteoritos de um mesmo corpo.

A probabilidade de o corpo ter, por acaso, a mesma assinatura isotópica que a Terra, era muito pequena.

Assim, a hipótese de impacto gigante ficou com um grande problema. Explicava muitas características físicas do sistema Terra-Lua mas não a sua geoquímica. Os estudos de composição isotópica haviam criado uma "crise isotópica" para a hipótese.

No início, os cientistas pensavam que medidas mais precisas fossem resolver esta crise. Mas as medições mais precisas dos isótopos de oxigênio só confirmaram que as composições isotópicas não são distinguíveis. "Estas são as medições mais precisas que podemos fazer e, mesmo assim, são idênticas," comenta Wang.

"Então, as pessoas decidiram alterar a hipótese de impacto gigante," realça Wang. "O objetivo era encontrar uma maneira de fazer a Lua principalmente a partir da Terra, em vez de majoritariamente a partir do impactante. Existem muitos modelos, mas dois têm sido muito influentes."

No modelo original de impacto gigante, a colisão derreteu uma parte da Terra e a totalidade do corpo impactante, atirando para fora algum deste material derretido, como barro numa roda de oleiro.

Um modelo proposto em 2007 acrescenta uma atmosfera de vapor de silicato ao redor da Terra e o disco lunar (o disco de magma, resíduo do bólido). A ideia é que o vapor de silicato permite a troca entre a Terra, o vapor e o material no disco, antes da Lua se condensar a partir do disco derretido.

Estes modelos tentam explicar as semelhanças isotópicas pela adição desta atmosfera, mas ainda começam com um impacto de baixa energia como o modelo original.

Porém, a troca de material através de uma atmosfera é um processo muito lento. Nunca haveria tempo suficiente para o material se misturar bem antes de cair de volta para a Terra.

Por isso, outro modelo, proposto em 2015, assume que o impacto foi extremamente violento, tão violento que o objeto e o manto da Terra vaporizaram-se e misturaram-se para formar uma massa fundida densa/manto atmosférico sob a forma de vapor que se expandiu para preencher um espaço 500 vezes superior à Terra de hoje. À medida que esta atmosfera arrefecia, a Lua condensava-se.

A mistura completa desta atmosfera explica a composição isotópica idêntica da Terra e da Lua. O manto atmosférico era um "fluido supercrítico", sem fases líquidas e gasosas distintas. Os fluídos supercríticos podem passar através de sólidos como um gás e dissolver materiais como um líquido.

O estudo relata dados isotópicos de alta-precisão do potássio para uma amostra representativa de rochas lunares e terrestres. O potássio tem três isótopos estáveis, mas só dois deles, os isótopos  ³⁹K e ⁴¹K, são suficientemente abundantes para serem medidos com precisão neste estudo.

Wang e Jacobsen examinaram sete rochas lunares obtidas por missões lunares diferentes e compararam as suas taxas de isótopos de potássio com os de oito rochas terrestres representativas do manto da Terra. Descobriram que as rochas lunares eram enriquecidas com cerca de 0,4 partes por mil no isótopo mais pesado de potássio (⁴¹K).

O único processo a altas temperaturas que poderia separar os isótopos de potássio desta maneira, salienta Wang, é uma condensação incompleta do potássio a partir da fase de vapor durante a formação da Lua. Em comparação com o isótopo mais leve, o isótopo mais pesado cairia, preferencialmente, para fora do vapor e seria condensado.

Os cálculos mostram que se este processo tivesse acontecido num vácuo absoluto, levaria a um enriquecimento de isótopos pesados de potássio nas amostras lunares na ordem das 100 partes por mil, muito maior do que o valor encontrado por Wang e Jacobsen. Mas uma pressão mais alta suprimiria o fracionamento. Por esta razão, os pesquisadores preveem que a Lua condensou-se numa pressão superior a 10 bars, ou cerca de 10 vezes a pressão atmosférica da Terra ao nível do mar.

A descoberta de que as rochas lunares são enriquecidas com o isótopo mais pesado de potássio não favorece o modelo de atmosfera de silicato, que prevê que as rochas lunares conteriam menos do isótopo pesado do que as rochas terrestres, o oposto do que os cientistas descobriram.

Em vez disso, suporta o modelo de atmosfera do manto que prevê que as rochas lunares incluiriam mais deste isótopo mais pesado do que as rochas terrestres.

Silenciosos durante bilhões de anos, os isótopos de potássio encontraram finalmente uma voz, e têm bastante para contar.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revita Nature.

Fonte: Washington University

A galáxia espiral barrada NGC 1672

Muitas galáxias espirais possuem barras que cruzam os seus centros. Mesmo na nossa Via Láctea acredita-se que exista uma barra modesta.

© Hubble/Steve Cooper (NGC 1672)

A galáxia espiral NGC 1672 mostrada acima, foi registrada com detalhes espetaculares pelo telescópio espacial Hubble, e possui uma proeminente barra central.

Visível na imagem acima estão os filamentos escuros formados pelas linhas de poeira, os jovens aglomerados de estrelas azuis, as nebulosas de emissão vermelhas formadas por gás hidrogênio brilhante, uma longa barra espiral brilhante de estrelas através do centro e um núcleo ativo brilhante que provavelmente é o lar de um buraco negro supermassivo.

A luz leva cerca de 60 milhões de anos para chegar até a Terra quando é emitida da NGC 1672, que se espalha por 75.000 anos-luz de diâmetro.

A NGC 1672 que aparece na direção da constelação de Dorado, está sendo estudada para que se possa descobrir como uma barra espiral contribui para o processo de formação de estrelas nas regiões centrais da galáxia.

Fonte: NASA

Espreitando uma tormenta na Grande Nuvem de Magalhães

A imagem abaixo efetuada pela Advanced Camera for Surveys a bordo do telescópio espacial Hubble, mostra um turbilhão de gás brilhante e poeira escura dentro de uma das galáxias satélites da Via Láctea, a Grande Nuvem de Magalhães.

© Hubble (N159)

Esta cena tempestuosa mostra um berçário estelar conhecido como N159, uma região HII com mais de 150 anos-luz de diâmetro. A N159 contém muitas estrelas jovens e quentes. Estas estrelas estão emitindo intensa radiação ultravioleta, que faz com que o gás hidrogênio próximo brilhe intensamente e os torrenciais ventos estelares possam cavar arcos, cadeias e filamentos no materal ao redor.

No interior desta nuvem cósmica localiza-se a Nebulosa Papillon, uma região de nebulosidade em forma de borboleta. Esse objeto pequeno e denso é classificado como uma Bolha de Alta-Excitação, e acredita-se que ela esteja ligada às fases iniciais da formação de estrelas massivas.

A N159 localiza-se a mais de 160.000 anos-luz de distância. Ela reside logo ao sul da Nebulosa da Tarântula, outro complexo de formação de estrelas massivas dentro da Grande Nuvem de Magalhães.

Fonte: ESA

A distribuição cronológica dos astros da Via Láctea

Usando cores para identificar as idades aproximadas de milhares de estrelas no halo da Via Láctea, astrônomos produziram a imagem mais nítida de como a nossa galáxia se formou a 13,5 bilhões de anos atrás.

© IAG-USP/U. Notre Dame/V. Placco (distribuição cronológica dos astros da Via Láctea)

Um grupo de pesquisadores incluindo Rafael Miloni Santucci e Silvia Cristina Fernandes Rossi, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP), Vinicius Moris Placco, Timothy Beers e Daniela Carolloda, da University of Notre Dame e outros pesquisadores nos Estados Unidos efetuaram a pesquisa.

Num estudo anterior, publicado no The Astrophysical Journal Letters, os pesquisadores destacavam que a Via Láctea formou estrelas de dentro para fora. Depois do colapso gravitacional que produziu estrelas na região central, o processo deslocou-se paulatinamente para a periferia, chegando aos limites extremos do halo galáctico.

O novo estudo utilizou uma base de dados quase 30 vezes mais robusta do que o anterior. Em vez de 4,7 mil estrelas, cerca de 130 mil astros foram considerados. A abundância de pontos possibilitou produzir um mapa detalhado, mostrando a distribuição cronológica das estrelas da Via Láctea.

Os cerca de 130 mil astros mapeados, localizados no halo da Via Láctea, pertencem à classe das Estrelas Azuis de Ramo Horizontal (BHBs, sigla para Blue Horizontal-Branch Stars). São estrelas antigas, em etapa bastante avançada de sua evolução, na qual brilhos intensos e constantes são gerados pela fusão de hélio em carbono. O Sol do sistema que compreende a Terra, que está em uma fase muito mais jovem do ciclo evolutivo, pertence a outro conjunto, conhecido como Sequência Principal (SP), cujas estrelas transformam hidrogênio em hélio, uma etapa anterior do processo de fusão nuclear.

Deve-se ressalvar que as expressões “Sequência Principal” e “Ramo Horizontal” não têm a ver com a posição espacial das estrelas, mas com o posicionamento no chamado Diagrama de Hertzsprung–Russell, criado por volta de 1910 pelo químico e astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung e pelo astrônomo norte-americano Henry Norris Russell para classificar as estrelas segundo sua etapa evolutiva. O diagrama relaciona a luminosidade da estrela com sua cor, sendo esta um indicador da temperatura. O Ramo Horizontal corresponde a uma fase que se estende por cerca de 10% do tempo total de vida da estrela.

Uma das grandes perguntas que permaneceu por muito sem resposta entre os estudiosos da Via Láctea era se a Galáxia havia se formado de fora para dentro ou de dentro para fora. Dois cenários competiam na descrição do processo. O “cenário monolítico” afirmava que as galáxias se formam a partir do colapso gravitacional súbito de uma gigantesca nuvem gasosa, originando enorme quantidade de protoestrelas ao mesmo tempo. O “cenário hierárquico” partia de uma galáxia relativamente pequena, que crescia à medida que outras galáxias ainda menores, atraídas por sua força gravitacional, se fundiam com ela.

Este estudo não confirmou, de maneira exclusiva, um ou outro cenário. Mas sugere que houve uma formação em grande escala de objetos de dentro para fora. Ou seja, que a força gravitacional colapsou inicialmente o gás existente no centro, dando origem a uma primeira geração de estrelas, e que, ao longo de um intervalo de tempo da ordem de 3 bilhões de anos, essa formação estelar chegou às regiões mais periféricas.

A amostra utilizada, que reúne estrelas disseminadas por todas as direções do halo, foi extraída da base de dados do SDSS (Sloan Digital Sky Survey). No conjunto de estrelas registradas nessa coleção, foram selecionadas aquelas previamente identificadas como estando na fase evolutiva de interesse.

Na avaliação das distâncias e das cores dos objetos, foi verificado que as estrelas BHBs mais azuladas do halo estavam concentradas predominantemente na região central. E que a cor ficava ligeiramente avermelhada conforme a distância entre a estrela e o centro da galáxia aumentava. A variação é extremamente sutil, mas as medidas de cor com filtros especiais mostraram que ela existe.

Na tentativa de explicar essa sutilíssima variação de cor, os pesquisadores descartaram as possíveis causas para o avermelhamento descritas na literatura, como a existência de poeira no meio interestelar ou composições químicas diferentes para as estrelas, que poderiam mudar ligeiramente suas cores.

O avermelhamento também não tem a ver com o Efeito Doppler, que desvia o espectro luminoso para o azul quando o astro se aproxima do observador, e para o vermelho quando ele se afasta. Tal efeito só se torna relevante quando a velocidade de aproximação ou de afastamento é muito maior, o que ocorre apenas para estrelas situadas em outras galáxias que não a Via Láctea.

O único fator que restou para explicar a variação de cor encontrada foi a idade do objeto. Sendo que, neste caso, e somente para esta fase evolutiva, quanto mais vermelha a estrela, mais jovem ela é. Por isso, o estudo sugere uma formação de dentro para fora. Descartados todos os outros fatores, é a ilação que decorre do fato de as estrelas mais azuladas ocuparem posição central, e as mais avermelhadas, posição periférica.

É importante ressaltar que a associação entre vermelhidão e juventude vale apenas para o estágio evolutivo considerado. Normalmente, as estrelas mais vermelhas são também as mais velhas. Mas, no Ramo Horizontal, o fenômeno se apresenta de forma diferente. É o único estágio evolutivo na vida das estrelas em que a vermelhidão é indicativa de juventude. Nossa hipótese é que exista uma pequena variação na massa desses objetos ao longo do tempo. Os objetos mais jovens teriam massa um pouco maior, consequentemente emitiriam luz mais avermelhada.

Convém lembrar que o tempo de evolução das estrelas depende da massa. As mais massivas ficam menos tempo na Sequência Principal, em que se dá a fusão de hidrogênio em hélio, e passam mais rapidamente para o Ramo Horizontal, onde ocorre a fusão do hélio em carbono. Também permanecem menos tempo nessa segunda fase evolutiva, porque os processos nucleares que ocorrem em seu interior são muito mais intensos.

As estrelas de tipo BHB mais antigas, e por isso mais azuladas, cujas idades são estimadas em cerca de 12 bilhões de anos, situam-se na região central da Galáxia. E, à medida que se distanciam do centro, as estrelas BHBs vão sutilmente se avermelhando, por apresentarem idades menores que, no limite do halo, são estimadas em 9,5 bilhões de anos; estrelas de outras classes podem apresentar idades muito menores, como o próprio Sol, que possui supostamente 4,6 bilhões de anos.

Uma constatação surpreendente, é o fato de a região onde se encontram os objetos mais velhos ocupar uma vasta extensão ao redor do núcleo galáctico, chegando até mesmo ao setor do halo próximo ao Sol, que está cerca de 28 mil anos-luz distante do centro galáctico.

Essa região antiga reúne um precioso acervo de estrelas velhas, cujo estudo pode trazer informações extremamente importantes para o entendimento da composição química do Universo jovem e de sua evolução ao longo do tempo. Ela também mostra que podemos encontrar estrelas muito velhas e, por isso, pobres em metais, mesmo nas regiões próximas do Sistema Solar. Ou seja, que podemos incluir objetos brilhantes nas buscas pelos primeiros astros do Universo.

Com relação à metalicidade das estrelas, é preciso lembrar que o enriquecimento químico do Universo, isto é, a incorporação de elementos químicos de maior massa, decorre do processo de fusão nuclear que ocorre nos núcleos das estrelas.

Em geral, as estrelas passam cerca de 90% de seu tempo total de vida fundindo hidrogênio em hélio. Depois que o hidrogênio se exaure no núcleo, a estrela se rearranja para fundir hélio em carbono. E esse novo estágio se prolonga por quase todo o resto de vida do astro. Porém, dependendo da massa da estrela, elementos ainda mais pesados que o carbono (nitrogênio, oxigênio, silício e ferro) podem ser fundidos em etapas avançadas do ciclo. E são ejetados ao meio exterior quando as estrelas muito massivas explodem como supernovas.

Esses elementos são incorporados por estelas de gerações posteriores. O Sol é considerado uma estrela de terceira geração. Todos os elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio existentes no Sistema Solar, inclusive no corpo humano, foram herdados dos processos nucleares de estrelas das gerações anteriores.

As estrelas BHBs estão presentes em todos os ambientes e em todas as direções do céu. Novos levantamentos de dados, como o projeto S-PLUS, um importante mapeamento realizado pelo telescópio brasileiro situado em Cerro Tololo, no Chile, fornecerá informações sobre dezenas de milhares de BHBs situadas no céu do hemisfério Sul da Terra, que o SDSS não consegue observar. Estruturas ainda desconhecidas de nossa galáxia poderão ser reveladas.

Atualmente, só é possível usar estas técnicas na nossa própria Galáxia e nas galáxias satélites e anãs que a rodeiam. No entanto, espera-se que o James Webb Space Telescope (JWST), com lançamento previsto para 2018, recolha muitos mais dados sobre galáxias distantes, incluindo os primeiros brilhos do Big Bang.

A imagem no topo mostra o plano XY contendo o disco da Via Láctea (onde se situa o Sistema Solar) e o eixo Z representando a distância das estrelas até o plano. As distâncias são computadas em kiloparsecs (kpc), sendo que 1kpc corresponde a aproximadamente a 3,26 mil anos-luz e 1 ano-luz vale cerca de 10 trilhões de quilômetros. A posição do Sol não está destacada na animação, mas corresponde às coordenadas (X, Y, Z) = (8,5; 0; 0). A variação de cor descrita pela variável (g-r) possui um equivalente de idade entre parênteses, em unidades de bilhões de anos. Nota-se, portanto, que as regiões centrais da Galáxia são mais velhas (~12 bilhões de anos) e os objetos vão ficando mais jovens conforme aumenta a distância em relação ao centro, até atingir ~9.5 bilhões de anos de idade. Para construir este mapa de idade, os pesquisadores usaram a média da cor das estrelas em pequenos espaços. Cada ponto colorido visto dentro do cubo transparente revela a média de cor em um volume menor que 1kpc cúbico, onde existem ao menos três estrelas. As projeções vistas nas faces do cubo, cujas variações de cor foram suavizadas para destacar o fenômeno, representam visões em 2D nos diferentes planos de visada.

Fonte: Nature Physics

A larga e profunda Nebulosa da Lagoa

Cumes de gás interestelar brilhante e as nuvens de poeira escuras habitam as turbulentas profundezas cósmicas da Nebulosa da Lagoa.

© M. Miller/J. Walker (M8)

A Nebulosa da Lagoa, também conhecida como M8, é a região de formação de estrelas brilhante que está a cerca de 5.000 anos-luz de distância da Terra. Mas ela é uma parada muito popular quando se faz uma turnê telescópica pela constelação do Sagitário em direção ao centro da Via Láctea.

Dominada pela reveladora avermelhada dos átomos ionizados de hidrogênio recombinando com elétrons arrancados, esta deslumbrante e profunda visão da Nebulosa da Lagoa tem quase 100 anos-luz de diâmetro.

À direita do centro da imagem, a brilhante e compacta forma de ampulheta está o gás ionizado, esculpido por radiação energética e ventos estelares extremos vindos de uma jovem estrela massiva.

De fato, as muitas estrelas brilhantes do aglomerado estelar aberto NGC 6530, situado dentro da nebulosa, se formaram na Nebulosa da Lagoa a poucos milhões de anos atrás.

Fonte: NASA

O mais lento pulsar já detectado

Usando o observatório de raios X Chandra da NASA e outros observatórios de raios X, astrônomos encontraram evidências de um dos pulsares mais extremos já detectado.

© Chandra/DSS (RCW 103)

A fonte exibe propriedades de uma estrela de nêutrons altamente magnetizada, ou magnetar, mas o seu período de rotação deduzido é milhares de vezes maior do que qualquer pulsar já observado.

Durante décadas, os astrônomos sabem que existe, uma fonte compacta densa no centro de RCW 103, os restos de uma explosão de supernova localizado a cerca de 9.000 anos-luz da Terra. Esta imagem composta mostra RCW 103 e sua fonte central, conhecida oficialmente como 1E 161.348-5055, ou simplesmente IE 1613, em três faixas de luz de raios X detectadas pelo Chandra. Nesta imagem, os raios X de energia mais baixos estão em vermelho, os raios X intermediários estão em verde, e os raios X de energia mais elevadas estão em azul. A fonte de raios X azul brilhante no meio do RCW 103 é 1E 1613. Os dados de raios X foram combinadas com uma imagem óptica do Digitized Sky Survey (DSS).

Observadores tinham previamente acordado que 1E 1613 é uma estrela de nêutrons, uma estrela extremamente densa criada pela supernova que produziu RCW 103. No entanto, a variação regular no brilho de raios X da fonte, com um período de cerca de seis horas e meia, apresentou um quebra-cabeça. Todos os modelos propostos tiveram problemas para explicar esta periodicidade lenta, mas as principais ideias eram que qualquer estrela de nêutrons que gira muito lentamente por causa de um mecanismo inexplicável, ou uma estrela de nêutrons mais rápida que está em órbita com uma estrela normal num sistema binário.

Em 22 de junho, 2016, um instrumento a bordo do telescópio Swift da NASA captou o lançamento de uma breve explosão de raios X de 1E 1613. A detecção do Swift chamou a atenção dos astrônomos, porque a fonte exibiu flutuações extremamente rápidas em uma escala de tempo de milissegundos, semelhante a outros magnetars conhecidos. Esses objetos exóticos possuem os mais poderosos campos magnéticos no Universo, trilhões de vezes maiores que os observados no Sol, e pode entrar em erupção com enormes quantidades de energia.

Uma equipe de astrônomos liderados por Nanda Rea, da Universidade de Amsterdam utilizou rapidamente outros dois telescópios em órbita, o Chandra e NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) para acompanhar as observações.

Novos dados deste trio de telescópios de alta energia, e os dados de arquivo de Chandra, Swift e XMM-Newton da ESA, confirmou que 1E 1613 tem as propriedades de um magnetar, tornando-se apenas o 30º conhecido. Estas propriedades incluem as quantidades relativas de raios X produzidos em diferentes energias e a forma como a estrela de nêutrons se esfriou após a explosão em 2016 e outra explosão vista em 1999. A explicação do sistema binário é considerada improvável porque os novos dados mostram que a resistência da variação periódica em raios x muda dramaticamente tanto com a energia dos raios X quanto com o tempo. No entanto, este comportamento é típico em magnetares.

Mas o mistério da rotação lenta permaneceu. A fonte está girando uma vez a cada 24.000 segundos (6,67 horas), muito mais lenta do que os magnetares mais lentos conhecidos até agora, que giram em torno de uma vez a cada 10 segundos. Isso tornaria a mais lent estrela de nêutrons já detectada.

Os astrônomos esperam que uma única estrela de nêutrons estará girando rapidamente após o seu nascimento na explosão de supernova e, então, diminui ao longo do tempo, uma vez que perde energia. No entanto, os pesquisadores estimam que a estrela magnética dentro de RCW 103 tem cerca de 2.000 anos de idade, não havendo tempo suficiente para o pulsar abrandar o seu período por meios convencionais.

Enquanto ainda não está claro por que 1E 1613 está girando muito lentamente, os cientistas têm algumas ideias. Um cenário principal é que os restos da estrela que explodiu colapsou para linhas do campo magnético em torno da estrela de nêutrons, fazendo-a girar mais lentamente com o tempo. Pesquisas estão sendo feitas para outros magnetares girando muito lentamente para estudar esta ideia com mais detalhes.

Outro grupo, liderado por Antonino D'Aì no Instituto Nacional de Astrofísica (INAF) em Palermo, Itália, monitorou 1E 1613 em raios X usando o Swift e à luz do infravermelho próximo e visível usando o telescópio de 2,2 metros no Europeu Southern Observatory (ESO) em La Silla, Chile, para procurar qualquer contrapartida de baixa energia à explosão de raios X. Eles também concluíram que 1E 1613 é um magnetar com um período de rotação muito lento.

Um artigo descrevendo os resultados da equipe de Rea aparece no periódico Astrophysical Journal Letters. Um artigo descrevendo os resultados da equipe de D'Aì foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: NASA

Marte e Antares nas nuvens

Navegando através desta impressionante paisagem celeste, Marte está realmente à frente destas coloridas nuvens cósmicas.

© Sebastian Voltmer (Marte e Antares nas nuvens Rho Ophiuchi)

Este mosaico foi construído através de imagens telescópicas cobrindo uma área equivalente a 5 graus (10 luas cheias) de diâmetro.

O planeta vermelho foi captado nesta posição em 26 de agosto de 2016, quando estava distante a 7 minutos-luz da Terra e bem próximo da linha de visão da brilhante estrela Antares e do complexo de nuvens Rho Ophiuchi.

Na exposição Marte aparece amarelado, acima e à esquerda, e quase coincidente com Antares, também conhecida como Alpha Scorpii, abaixo do centro da imagem.

O aglomerado globular M4 resplandece logo à direita de Antares, mas M4 fica a cerca de 7.000 anos-luz comparada com a distância de 500 anos-luz de Antares.

Ligeiramente mais perto que Antares, o brilho azulado da estrela Rho Ophiuchi aparece refletido pelas poeirentas nuvens moleculares perto da parte superior da imagem.

Fonte: NASA

Descoberta relíquia fóssil rara da Via Láctea primordial

Com auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO e outros telescópios, uma equipe internacional de astrônomos descobriu um resto fossilizado da Via Láctea primordial, que contém estrelas com idades muito diferentes.

© ESO/F. Ferraro (Terzan 5)

Este sistema estelar é parecido com um aglomerado globular, mas ao mesmo tempo diferente dos outros aglomerados já conhecidos, pois contém estrelas muito similares às estrelas mais antigas da Via Láctea, ajudando-nos a fazer a ponte entre o passado e o presente da nossa Galáxia.

Terzan 5, situado a 19 mil anos-luz de distância na constelação de Sagitário em direção ao centro galáctico, tem sido classificado como um aglomerado globular desde há cerca de 40 anos, quando foi descoberto. No entanto, uma equipe liderada por astrônomos italianos acaba de descobrir que Terzan 5 é diferente de todos os outros aglomerados globulares conhecidos.

A equipe obteve dados com o instrumento Multi-conjugate Adaptive Optics Demonstrator (MAD) instalado no VLT, assim como com uma série de outros telescópios colocados tanto no solo como no espaço. Foram utilizados também dados da Wide Field Camera 3 instalada a bordo do telescópio espacial Hubble e Near-Infrared Camera 2 montada no telescópio W. M. Keck. Os pesquisadores encontraram fortes evidências da existência de dois tipos distintos de estrelas em Terzan 5, as quais não diferem apenas nos elementos que contêm, mas apresentam também uma diferença de idades de cerca de 7 bilhões de anos. As duas populações estelares detectadas têm idades de 12 e 4,5 bilhões de anos, respectivamente.

As idades das duas populações indicam que o processo de formação estelar em Terzan 5 não se processou de forma contínua, tendo sido dominado por dois períodos distintos de formação estelar. “Esta hipótese requer que o antecessor de Terzan 5 tenha tido enormes quantidades de gás para uma segunda geração de estrelas e tenha sido muito massivo, com pelo menos 100 milhões de vezes a massa do Sol,” explica Davide Massari, do Italian National Institute for Astrophysics (INAF), na Itália e da Universidade de Groningen, Holanda.

A suas propriedades incomuns fazem de Terzan 5 o candidato ideal a um fóssil vivo dos primeiros dias da Via Láctea. Teorias atuais de formação galática assumem que vastos acúmulos de gás e estrelas interagiram para formar o bojo primordial da Via Láctea, fundindo-se e dissolvendo-se no processo.

“Pensamos que alguns restos destes acúmulos gasosos poderão ter permanecido relativamente imperturbados e que continuam existindo em nossa Galáxia,” explica Francesco Ferraro da Universidade de Bolonha, Itália, e autor principal do estudo. “Tais fósseis galáticos permitem aos astrônomos reconstruir uma parte importante da história da nossa Via Láctea.”

Apesar das propriedades de Terzan 5 serem incomuns para um aglomerado globular, são no entanto muito semelhantes à população estelar que se encontra no bojo galáctico, a região central altamente compacta da Via Láctea. Estas semelhanças poderão fazer de Terzan 5 uma relíquia fossilizada de formação galáctica, representando um dos mais antigos blocos constituintes da Via Láctea.

Esta suposição é reforçada pela massa original de Terzan 5 necessária à criação de duas populações estelares: uma massa semelhante à dos enormes acúmulos que se pensa terem formado o bojo durante a formação da Galáxia há cerca de 12 bilhões de anos atrás. De algum modo Terzan 5 conseguiu escapar de ser desfigurado por bilhões de anos, tendo sido preservado como um resto do passado distante da Via Láctea.

“Algumas das características apresentadas por Terzan 5 assemelham-se às detectadas nos acúmulos gigantes que observamos em galáxias com formação estelar a elevados desvios para o vermelho, sugerindo que semelhantes processos de formação ocorreram tanto no Universo local como no longínquo durante a época de formação galáctica,” continua Ferraro.

Esta descoberta abre assim o caminho para uma melhor e mais completa compreensão da formação de galáxias. “Terzan 5 poderá representar um elo intrigante entre o Universo local e o longínquo, uma testemunha que sobreviveu ao processo de formação do bojo galáctico,” explica Ferraro ao comentar a importância da descoberta. Este trabalho fornece um possível caminho para que os astrônomos possam deslindar os mistérios da formação galáctica e oferece uma vista sem precedentes da complicada história da Via Láctea.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “The age of the young bulge-like population in the stellar system Terzan 5: linking the Galactic bulge to the high-z Universe” de F. R. Ferraro et al., que será publicado na revista especializada The Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Os polos de Júpiter

A sonda Juno da NASA transmitiu as primeiras imagens do polo norte de Júpiter, obtidas durante o primeiro voo rasante pelo planeta com os seus instrumentos ligados.

© NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Juno (polo norte de Júpiter)

As imagens mostram sistemas de tempestades e atividade meteorológica diferente de tudo visto anteriormente em qualquer outro dos gigantes gasosos do Sistema Solar.

A Juno executou com sucesso o primeiro de 36 voos rasantes no dia 27 de agosto, quando a nave espacial passou a 4.200 km das rodopiantes nuvens de Júpiter. O download dos seis megabytes de dados, recolhidos durante o trânsito de seis horas, que cobrem desde o polo norte de Júpiter até ao polo sul, levou dia e meio. Embora a análise desta primeira obtenção de dados esteja ainda em curso, já se fizeram algumas descobertas únicas.

"O primeiro vislumbre do polo norte de Júpiter e é diferente de tudo o que já vimos ou fotografamos antes," afirma Scott Bolton, pesquisador principal da Juno no SwRI (Southwest Research Institute), San Antonio, Texas, EUA. "É mais azulado do que outras partes do planeta e existem muitas tempestades. Não há nenhum sinal de bandas latitudinais nem das faixas a que estamos habituados, esta imagem é dificilmente reconhecível como Júpiter. Vemos sinais de que as nuvens têm sombras, possivelmente indicando que estão a uma altitude superior a outras características."

Uma das descobertas mais notáveis destas primeiras imagens dos polos norte e sul de Júpiter, é algo que a câmara JunoCam não viu.

"Saturno tem um hexágono no polo norte," comenta Bolton. "Não há nada em Júpiter que se assemelhe a isso. O maior planeta do Sistema Solar é verdadeiramente único."

Além das fotografias da JunoCam durante a passagem rasante, todos os oito instrumentos científicos recolheram dados. O JIRAM (Jovian Infrared Auroral Mapper), fornecido pela Agência Espacial Italiana, obteve algumas espetaculares imagens infravermelhas das regiões polares norte e sul de Júpiter.

© NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Juno (imagem infravermelha da aurora austral de Júpiter)

"O JIRAM observa por baixo da 'pele' de Júpiter, dando-nos os nossos primeiros vislumbres infravermelhos do planeta," comenta Alberto Adriani, do Instituto de Astrofísica e Planetologia Espacial, em Roma. "Estas primeiras imagens infravermelhas das regiões polares norte e sul de Júpiter estão revelando pontos amenos e quentes nunca antes vistos. E apesar de já sabermos que as primeiras imagens infravermelhas do polo sul de Júpiter iam revelar a aurora austral do planeta, ficamos espantados ao vê-la pela primeira vez. Nenhum outro instrumento, na Terra ou no espaço, foi capaz de ver as auroras no sul do planeta. Agora, com o JIRAM, vemos que parece ser muito brilhante e bem estruturada. O alto nível de detalhe nas imagens vai dizer-nos mais sobre a morfologia e dinâmica das auroras."

Entre os conjuntos de dados recolhidos pela Juno durante a sua primeira "varredura" científica por Júpiter, estavam os obtidos pela Radio and Plasma Wave Sensor (Waves), que registou transmissões fantasmagóricas emanadas acima do planeta. Estas emissões de rádio de Júpiter já são conhecidas desde a década de 1950, mas nunca tinham sido analisadas a partir de um ponto de vista tão íntimo.

A experiência detectou a assinatura da emissão de partículas energéticas que geram as auroras enormes que circundam o polo norte de Júpiter. Estas emissões são as mais fortes do Sistema Solar. O próximo objetivo é descobrir a origem dos elétrons que as geram.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Por que tão azul?

Apesar da cor azul ter muitas associações na vida cotidiana como, por exemplo, frio, tristeza, serenidade, a verdade é que para os astrônomos esta cor tem um significado muito diferente, como é demonstrado por esta galáxia espiral vista de perfil, a Messier 98 (M98).

© ESO/NTT (NGC 4192)

A M98, também conhecida por NGC 4192, situa-se aproximadamente a 50 milhões de anos-luz de distância na constelação de Coma Berenices. Nesta bela imagem obtida pelo New Technology Telescope (NTT) do ESO, a periferia da galáxia, cheia de gás e poeira, encontra-se pontilhada de bolsas de luz azulada.

Estas regiões estão repletas de estrelas muito jovens, tão quentes que resplandecem num tom azul brilhante. Estas estrelas jovens têm temperaturas tão elevadas que emitem intensa radiação, queimando parte do material denso que as rodeia. Acredita-se que, no total, a M98 contenha cerca de um trilhão de estrelas!

O NTT é um telescópio de 3,58 metros instalado no Observatório de La Silla, pioneiro no uso da óptica ativa e o primeiro telescópio do mundo a ter o espelho primário controlado por computador.

Fonte: ESO

O passado explosivo da Via Láctea

Uma bolha gigante em torno do centro da Via Láctea mostra que há seis milhões de anos atrás o buraco negro supermassivo da nossa Galáxia estava em chamas com uma energia furiosa. Ela também emite uma luz sobre o esconderijo da chamada matéria "em falta" da Galáxia.

© Mark A. Garlick/ESA (ilustração da bolha laranja e gás ao redor da Via Láctea)

Enquanto a misteriosa matéria escura agarra a maioria das primeiras páginas de jornal, os astrônomos sabem que ainda lhes falta encontrar toda a matéria normal da Galáxia, denominada bariônica. Isso agora mudou, graças ao trabalho do observatório de raios X XMM-Newton da ESA.

Uma análise detalhada das observações de arquivo mostrou que há uma grande quantidade de matéria bariônica espalhado pela Galáxia. O XMM-Newton encontrou-a na forma de gás a uma temperatura de um milhão de graus que permeia tanto o disco da Galáxia, onde a maioria das estrelas se encontram, e um volume esférico que rodeia toda a Galáxia.

A nuvem esférica é vasta. Considerando que o Sol está apenas a 26.000 anos-luz do centro da Galáxia, a nuvem estende-se a uma distância de pelo menos de 200.000 a 650.000 anos-luz.

Fabrizio Nicastro, do Instituto Nacional de Astrofísica, Observatório Astronômico de Roma, na Itália, e seus colegas foram no rastro dos bárions perdidos há mais de 15 anos. A sua mais recente descoberta com o XMM-Newton mostra que há suficiente gás quente, a milhões de graus, na Galáxia para explicar isto tudo.

Permaneceu despercebido por tanto tempo porque não emite luz visível. Em vez disso, os astrônomos descobriram-no porque o oxigênio na nuvem absorveu os raios X em comprimentos de onda muito específicos de luz sendo emitida por objetos celestes mais distantes.

E esta não foi a única descoberta para a equipe à espera nos dados. Quando chegou o momento de modelar os dados com simulações de computador, para compreender a maneira pela qual o gás foi distribuído ao redor da galáxia, a equipe não obteve a resposta de que estava à espera.

"De acordo com a física gravitacional simples, espera-se que a densidade do gás diminua a partir do centro para fora," diz Nicastro. Neste quadro, a densidade do gás atingiria o seu pico no centro da Galáxia e seria menor nas arestas exteriores. Mas havia um problema. "Passei três meses a tentar combinar os dados com esse modelo e simplesmente não conseguia," diz Nicastro.

Depois de tentar tudo, ele mudou o pico da densidade para fora do centro da Galáxia. A uma distância de cerca de 20.000 anos-luz do centro da galáxia o modelo encaixava melhor. Foi intrigante o porquê de isto melhorar as coisas até se lembrar que esta distância é também o tamanho de dois grandes "balões" de raios gama encontrados em 2010 pelo observatório de raios gama Fermi, da NASA, que se estendem dezenas de milhares de anos-luz acima e abaixo do centro de nossa Galáxia.

Então Nicastro construiu um modelo de densidade diferente, no qual havia uma bolha central de gás de baixa densidade que se estende para o exterior a 20.000 anos-luz. Quando ele aplicou esse modelo nos seus dados de raios X, descobriu que se encaixava perfeitamente. Isso significa que algo empurrou o gás para fora do centro da Galáxia, criando uma bolha gigante.

É conhecido que existe um buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia. Encontra-se em silêncio e escuridão nos dias de hoje, mas a bolha indica que há seis milhões de anos atrás as coisas eram muito diferentes.

O buraco negro supermassivo estava despedaçando estrelas e nuvens de gás e engolindo o conteúdo. No caminho para a aniquilação, a matéria condenada estava aquecendo e liberando grandes quantidades de energia que abria caminho através do halo de gás, abrindo a bolha.

Quando os astrônomos olham para o Universo mais amplo, veem que uma pequena porcentagem de galáxias contém um núcleo extremamente brilhante. Estes núcleos são denominados núcleos ativos de galáxias e, como resultado deste estudo, os astrônomos sabem agora que a Via Láctea teve alguma vez um deles.

Seis milhões de anos mais tarde, a onda de choque criada por esta atividade atravessou 20.000 anos-luz no espaço, criando a bolha que o XMM-Newton observou. Entretanto, o buraco negro supermassivo ficou sem 'alimento' nas proximidades, ficando tranquilo novamente.

"Penso que a evidência da Via Láctea ter sido mais ativa no passado é agora forte," diz Nicastro.

"Demos um grande passo em frente com este resultado," diz Norbert Schartel, cientista do projeto da ESA para o XMM-Newton. "Isso significa que a próxima geração de telescópios de raios X, tais como a missão ATHENA da ESA, terá muito que estudar após o seu lançamento em 2028."

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Novos objetos extremamente distantes no Sistema Solar

Na corrida para descobrir o nono planeta proposto no nosso Sistema Solar, Scott Sheppard (Instituto Carnegie) e Chadwick Trujillo (Universidade do Norte do Arizona) observaram vários objetos nunca antes vistos a distâncias extremas do Sol no nosso Sistema Solar.

© Robin Dienel (ilustração do Planeta Nove)

Sheppard e Trujillo já apresentaram as suas descobertas mais recentes ao Centro de Planetas Menores da União Astronômica Internacional para denominações oficiais.

Quantos mais objetos forem encontrados a distâncias extremas, melhores as hipóteses de restringir a localização do novo planeta que Sheppard e Trujillo previram existir bem além do planeta anão Plutão em 2014. A colocação e órbitas destes pequenos e denominados objetos transnetunianos extremos poderá ajudar a determinar o tamanho e a distância ao Sol, porque a gravidade do planeta influencia os movimentos de objetos menores muito além de Netuno. Os objetos são chamados transnetunianos porque as suas órbitas em torno do Sol são muito maiores do que a de Netuno.

Em 2014, Sheppard e Trujillo anunciaram a descoberta de 2012 VP113 (com a alcunha de "Biden"), que tem a órbita mais distante conhecida no nosso Sistema Solar. Neste momento, Sheppard e Trujillo também notaram que o punhado de objetos transnetunianos extremos conhecidos estão agrupados com ângulos orbitais semelhantes. Isto levou-os a prever a existência de um planeta a mais de 200 vezes a distância da Terra ao Sol. A sua massa, que possivelmente varia entre várias Terras até ao equivalente a Netuno, está orientando estes objetos menores em tipos similares de órbitas.

Há quem já o tenha chamado de Planeta X ou Planeta Nove. Trabalhos posteriores a 2014 mostraram que este nono planeta massivo provavelmente existe restringindo as suas possíveis propriedades. A análise de órbitas de corpos pequenos "vizinhos" sugere que é várias vezes mais massivo que a Terra, possivelmente até 15 vezes e, no seu ponto orbital mais próximo, está pelo menos 200 vezes mais longe do Sol que a Terra (mais de 5 vezes mais distante que Plutão).

"Os objetos encontrados muito além de Netuno têm a chave para desbloquear as origens e a evolução do Sistema Solar," explicou Sheppard. "Apesar de pensarmos que existem milhares destes objetos pequenos, ainda não encontramos muitos porque estão tão longe. Os objetos menores podem levar-nos ao muito maior planeta que pensamos existir. Quantos mais descobrirmos, mais seremos capazes de compreender o que se passa no Sistema Solar exterior."

© Robin Dienel (ilustração das órbitas dos objetos extremamente distantes do Sistema Solar)

Sheppard e Trujillo, juntamente com David Tholen da Universidade do Havaí, estão realizando o maior e mais profundo levantamento de objetos para além de Netuno e do Cinturão de Kuiper e já percorreram quase 10% do céu, até à data, usando alguns dos maiores e mais avançados telescópios e câmaras do mundo, como a DEC (Dark Energy Camera) acoplada ao telescópio Blanco de 4 metros do NOAO no Chile e a japonesa HSC (Hyper Suprime Camera) acoplada ao telescópio Subaru de 8 metros no Havaí. À medida que encontram e confirmam objetos extremamente distantes, analisam se as suas descobertas encaixam nas teorias maiores sobre como as interações com um planeta massivo distante podem ajudar a moldar o Sistema Solar exterior.

"Neste momento, estamos lidando com estatísticas de números muito baixos, assim que não compreendemos bem o que se passa no Sistema Solar exterior," afirma Sheppard. "Terá que ser encontrado um maior número de objetos transnetunianos a fim de determinar totalmente a estrutura do nosso Sistema Solar exterior."

Segundo Sheppard, "estamos agora numa situação semelhante à que Alexis Bouvard sofreu, em meados do século XIX, quando notou que o movimento orbital de Urano era peculiar, o que eventualmente levou à descoberta de Netuno."

Os novos objetos que submeteram para designação ao Centro de Planetas Menores incluem 2014 SR349, o que aumenta a classe de objetos transnetunianos extremos e raros. Exibe características orbitais parecidas com os corpos extremos previamente conhecidos cujas posições e movimentos levaram Sheppard e Trujillo a propor, inicialmente, a influência do Planeta Nove.

Outro novo objeto extremo que encontraram, 2013 FT28, tem algumas características parecidas com outros objetos extremos, mas também algumas diferenças. A órbita de um objeto é definida por seis parâmetros. O agrupamento de vários destes parâmetros é o argumento principal para a existência de um nono planeta no Sistema Solar exterior. O 2013 FT28 mostra um agrupamento semelhante em alguns desses parâmetros (o seu semieixo maior, excentricidade, inclinação e argumento do ângulo periélico) mas um destes parâmetros, um ângulo chamado longitude do periélio, é diferente dos outros objetos extremos, o que torna esta particular tendência à aglomeração menos forte.

Outra descoberta, o 2014 FE72, é o primeiro objeto da distante Nuvem de Oort encontrado com uma órbita totalmente fora da de Netuno. Tem uma órbita que leva o objeto para tão longe do Sol (cerca de 3.000 vezes mais longe que a Terra) que provavelmente é influenciado por forças da gravidade externas ao Sistema Solar, como outras estrelas e a maré galáctica. É o primeiro objeto observado a uma distância tão grande.

Um artigo sobre as descobertas foi aceito para publicação na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Os jovens sóis da NGC 7129

Jovens sóis ainda se localizam dentro da empoeirada NGC 7129, uma nebulosa de reflexão localizada a aproximadamente 3.000 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação real de Cepheus.

© R. Gendler/R. Colombari/E. Recurt/A. Block (NGC 7129)

Como estas estrelas estão numa idade relativamente nova, com somente alguns milhões de anos de vida, provavelmente o nosso próprio Sol se formou em um berçário estelar similar a aproximadamente cinco bilhões de anos atrás.

O que é mais notável da imagem nítida e de alta resolução acima são as nuvens de poeira azuladas que refletem a luz das estrelas jovens. Mas as formas compactas de coloração vermelha profunda crescente servem também como marcadores desses objetos estelares jovens e energéticos.

Conhecidos como objetos Herbig-Haro, suas formas e cores são características do gás hidrogênio brilhante que recebe o choque de jatos emitidos pelas estrelas recém-nascidas.

Filamentos pálidos e estendidos de emissão avermelhada que se misturam com as nuvens azuladas são gerados pelos grãos de poeira que efetivamente convertem a radiação invisível ultravioleta emitida pelas estrelas em radiação visível na cor vermelha, por meio do processo conhecido como fotoluminescência.

No final deste processo o gás e a poeira que deram origem às estrelas se dispersarão, as estrelas então se separarão e começarão a derivar em forma de aglomerados orbitando o centro da galáxia. Na distância estimada da NGC 7129, esta imagem telescópica se espalha por aproximadamente 40 anos-luz.

Fonte: NASA

Uma galáxia que é predominantemente constituída de matéria escura

A galáxia Dragonfly 44 é muito difusa e está localizada a 300 milhões de anos-luz de distância na constelação de Coma.

© Gemini Observatory/SDSS (galáxia Dragonfly 44)

Ela foi descoberta há um ano pelo astrônomo Dr. Pieter van Dokkum e colegas, da Universidade de Yale, usando a Dragonfly Telephoto Array.

Mediante uma análise mais aprofundada, os astrônomos perceberam que a galáxia tinha tão poucas estrelas que rapidamente seria rompida, a menos que algo estava segurando-a junto.

Para determinar a quantidade de matéria escura nesta galáxia, eles usaram o instrumento DEIMOS instalado no W. M. Keck Observatory em Mauna Kea, no Havaí, para medir as velocidades das estrelas em 33,5 horas durante um período de seis noites para que pudessem determinar a massa da galáxia.

Os cientistas, em seguida, utilizaram o Gemini Multi-Object Spectrograph instalado no telescópio Gemini North de 8 metros, para revelar um halo de aglomerados esféricos de estrelas em torno do núcleo da galáxia.

Os movimentos das estrelas podem fornecer quanta matéria existe. Na galáxia Dragonfly 44 as estrelas se movem muito rápido.

Entretanto, os astrônomos notaram uma grande discrepância,  encontraram muito mais massa indicada pelos movimentos das estrelas.

A massa da Dragonfly 44 é estimada em um trilhão de vezes a massa do Sol, muito semelhante à massa da Via Láctea. No entanto, apenas um 0,01% está na forma de estrelas e matéria "normal"; o restante 99,99% está sob a forma de matéria escura.

A Via Láctea tem mais de uma centena de vezes mais estrelas do que Dragonfly 44.

Encontrar uma galáxia com a massa da Via Láctea, que é quase totalmente escura foi inesperado.

"Nós não temos nenhuma idéia de como galáxias como Dragonfly 44 poderia ter se formado," disse o Dr. Roberto Abraham, da Universidade de Toronto. "Os dados do GEMINI mostram que uma fracção relativamente grande das estrelas está sob a forma de aglomerados muito compactos, e que é provavelmente uma pista importante. Mas no momento estamos apenas supondo."

"Isto tem grandes implicações para o estudo da matéria escura," disse o Dr. van Dokkum. "Ela ajuda a ter objetos que são quase inteiramente feitos de matéria escura para que não se confunda com estrelas e todas as outras coisas que as galáxias têm."

"As únicas galáxias que foram estudadas antes eram diminutas. Esta descoberta abre uma nova classe de objetos massivos que podemos estudar," conclui o Dr. van Dokkum.

Os resultados da equipe foram aceitos para publicação no Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Astronomy

Descoberto inesperado tesouro de gás em torno de estrelas maiores

Astrônomos estudaram dúzias de estrelas jovens, algumas parecidas com o Sol e outras com quase o dobro do tamanho, e descobriram que o gênero mais massivo tem reservatórios surpreendentemente ricos de monóxido de carbono nos seus discos de detritos. Em contraste, as estrelas parecidas com o Sol, de massa inferior, têm discos de detritos praticamente livres de gás.

© NRAO/D. Berry/SkyWorks (ilustração de um disco de detritos ao redor de uma estrela)

Esta constatação contraria as expetativas dos astrônomos, que afirmam que a maior radiação das estrelas maiores deve retirar gás dos seus discos de detritos mais rapidamente do que a radiação comparativamente suave das estrelas menores. Pode também fornecer novas informações sobre a linha temporal para a formação de planetas gigantes em torno de estrelas jovens.

Os discos de detritos podem ser encontrados em estrelas que perderam os seus discos protoplanetários cheios de gás e poeira para formar planetas, asteroides, cometas e outros planetesimais. No entanto, em torno de estrelas mais jovens, muitos destes objetos recém-formados têm ainda que assentar em órbitas estáveis e colidem rotineiramente, produzindo entulho suficiente para gerar um disco de "segunda geração" de detritos.

"As anteriores medições espectroscópicas dos discos de detritos revelaram que alguns tinham uma assinatura química inesperada, sugerindo um excesso do gás monóxido de carbono," afirma Jesse Lieman-Sifry, autor principal da pesquisa. No momento das observações, Lieman-Sifry era estudante de astronomia da Universidade de Wesleyan, em Middletown, no estado americano de Connecticut. "Esta descoberta é interessante porque os astrônomos pensam que este gás há muito que devia ter desaparecido durante o aparecimento de evidências de um disco de detritos," comenta.

Em busca de pistas sobre o porquê de certas estrelas abrigarem discos ricos em gás, Lieman-Sifry e a sua equipe estudaram 24 sistemas estelares na Associação Escorpião-Centauro. Este aglomerado estelar relativamente solto, situado a algumas centenas de anos-luz da Terra, contém centenas de estrelas de massa baixa e intermediária. Para referência, o nosso Sol é uma estrela de baixa massa.

Os astrônomos refinaram a sua pesquisa para estrelas entre cinco e dez milhões de anos, idade suficiente para hospedar sistemas planetários de pleno direito e discos de detritos, e usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para examinar o "brilho" do comprimento de onda milimétrico do monóxido de carbono nos discos de detritos das estrelas.

A equipe realizou o seu estudo ao longo de um total de seis noites entre dezembro de 2013 e dezembro de 2014, observando apenas dez minutos cada noite. Durante a sua realização, esta pesquisa constituiu o mais extenso levantamento interferométrico no comprimento de onda milimétrico no que toca a discos de detritos estelares.

Armados com um conjunto incrivelmente rico de observações, os astrônomos descobriram os discos mais ricos em gás já registados num único estudo. Entre a sua amostra de duas dúzias de discos, os pesquisadores avistaram três que exibiam uma forte emissão do monóxido de carbono. Para sua surpresa, todos os três discos ricos em gás rodeavam estrelas com aproximadamente o dobro da massa do Sol. Nenhuma das 16 mais pequenas estrelas da amostra, estrelas estas parecidas com o Sol, pareciam ter discos com grandes reservatórios de monóxido de carbono. Estas observações sugerem que as estrelas maiores são mais propensas a abrigar discos com grandes reservatórios de gás do que estrelas do tipo solar.

Este achado é contraditório, uma vez que as estrelas mais massivas inundam os seus sistemas planetários com a energética radiação ultravioleta que deveria destruir o monóxido de carbono que persiste nos seus discos de detritos. Esta nova pesquisa revela, no entanto, que as estrelas maiores são, de alguma forma, capazes de ou preservar ou repor o estoque de monóxido de carbono.

"Não temos a certeza se estas estrelas estão retendo reservatórios de gás durante muito mais tempo do que o esperado, ou se há uma espécie de 'último fôlego' de gás de segunda geração sendo produzido por colisões de cometas ou pela evaporação de mantos gelados de grãos de poeira," acrescenta Meredith Hughes, astrônoma da Universidade de Wesleyan.

Segundo Hughes, a existência deste gás pode ter implicações importantes para a formação planetária. O monóxido de carbono é um dos principais constituintes das atmosferas dos planetas gigantes. A sua presença nos discos de detritos pode significar que outros gases, incluindo o hidrogênio, estão presentes, mas talvez em concentrações muito menores. Os astrônomos especulam que, caso alguns discos de detritos sejam capazes de segurar quantidades apreciáveis de gás, talvez possam empurrar para a frente o prazo previsto para a formação de planetas gigantes em torno de estrelas jovens.

"As observações de alta-resolução, no futuro, destes sistemas ricos em gás poderão permitir a determinação da localização do gás dentro do disco, o que poderá lançar luz sobre a origem do gás," comenta Antonio Hales, astrônomo do ALMA em Santiago, Chile e do NRAO (National Radio Astronomy Observatory) em Charlottesville, Virginia, EUA. "Por exemplo, caso o gás seja produzido por colisões entre planetesimais, deverá estar mais fortemente concentrado em regiões do disco onde esses impactos ocorreram. O ALMA é o único instrumento capaz de fazer este tipo de imagens de alta-resolução."

De acordo com Lieman-Sifry, estes discos de poeira são tão diversos quanto os sistemas planetários que acompanham. A descoberta de que os discos de detritos ao redor de algumas estrelas grandes retêm o monóxido de carbono durante mais tempo do que os seus homólogos tipo-Sol, poderá fornecer mais informações sobre a função que este gás desempenha no desenvolvimento de sistemas planetários.

A descoberta foi relatada num artigo publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan