A despedida da sonda Rosetta

Depois de seguir de perto o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko por 786 dias, à medida que ele passeava ao redor do Sol, o impacto controlado da sonda Rosetta com a superfície do cometa foi confirmado pela perda de sinal da sonda no dia 30 de Setembro de 2016.

© ESA/Rosetta (cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko)

A imagem acima de alta resolução obtida durante a descida, mostra a bela paisagem do cometa. A cena se espalha por mais de 600 metros e foi registrada quando a sonda Rosetta estava a cerca de 16 quilômetros da superfície do cometa.

A descida da sonda Rosetta no cometa representou o fim da fase operacional de uma das missões mais espetaculares da exploração espacial. A Rosetta lançou o módulo Philae que pousou na superfície de um dos mundos mais primordiais do Sistema Solar e testemunhou em primeira mão como o cometa muda quando está sujeito ao aumento da intensidade da radiação do Sol.

A decisão de terminar a missão na superfície é um resultado da órbita do cometa que agora começará a ficar apagado à medida que chegará além da órbita de Júpiter, onde a a energia solar não será suficiente para que a sonda se mantenha operacional. Os operadores da missão enfrentaram problemas de comunicação com a sonda quando ela passou perto do Sol em 13 de Agosto de 2015, e o alinhamento entre a Rosetta e a Terra era cada vez mais difícil.

O cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko estará brevemente de volta em nossa vizinhança, pois possui um período de 6,44 anos.

Outras informações acesse o blog Cometas.

Fonte: NASA & ESA

Frontier Fields na busca das galáxias primordiais

Na busca constante pelas primeiras galáxias do Universo, o telescópio espacial Spitzer da NASA concluiu as suas observações para a colaboração Frontier Fields.

© NASA/JPL-Caltech/Spitzer (Aglomerado de Pandora)

Este projeto ambicioso combinou o poder de todos os três grandes observatórios da NASA: o Spitzer, o Hubble e o Chandra, com o objetivo de ver para trás no tempo e espaço tanto quanto a tecnologia atual permite.

Mesmo com os melhores telescópios da atualidade, é difícil recolher luz suficiente das primeiras galáxias, localizadas a mais de 13 bilhões de anos-luz de distância, a fim de aprender o máximo possível sobre elas além da sua distância estimada. Mas os cientistas dispõem de uma ferramenta de proporções cósmicas para ajudar nos seus estudos. A gravidade exercida por gigantescos aglomerados de galáxias no plano frontal curva e amplia a luz de objetos de fundo mais distantes, com efeito criando lentes de zoom cósmicas. Este fenômeno tem o nome de lente gravitacional.

As observações do programa Frontier Fields usaram as mais fortes lentes gravitacionais disponíveis visando seis dos mais massivos aglomerados galácticos conhecidos. Essas lentes podem ampliar pequenas galáxias de fundo, no máximo, até um fator de cem. Com os dados do Spitzer, juntamente com os do Chandra e Hubble, os astrônomos vão aprender detalhes sem precedentes sobre as primeiras galáxias.

A pesquisa divulgou os dados do catálogo completo para dois dos seis aglomerados galácticos estudados pelo programa Frontier Fields: Abell 2744, com a alcunha de Aglomerado de Pandora, e MACS J0416, ambos localizados a aproximadamente 4 bilhões de anos-luz de distância. Os outros aglomerados galácticos selecionados para o Frontier Fields são RXC J2248, MACS J1149, MACS J0717 e Abell 370.

Os astrônomos ávidos vão pesquisar os catálogos Frontier Fields em busca dos mais tênues e pequenos objetos ampliados, muitos dos quais devem provar ser as galáxias mais distantes já vislumbradas. A detentora atual do recorde, uma galáxia chamada GN-z11, foi anunciada em março por pesquisadores do Hubble e está a uma incrível distância de 13,4 bilhões de anos-luz, apenas algumas centenas de milhões de anos-luz após o Big Bang. A descoberta desta galáxia não necessitou da ajuda de lentes gravitacionais porque é extremamente brilhante para a sua época. Com a ajuda da ampliação fornecida pelas lentes gravitacionais, o projeto Frontier Fields vai permitir o estudo de objetos típicos a estas distâncias surpreendentes, pintando um quadro mais preciso e completo das primeiras galáxias do Universo.

Os astrônomos querem compreender como é que estas galáxias primordiais surgiram, como é que a sua massa constituinte se desenvolveu em estrelas e como essas estrelas enriqueceram as galáxias com os elementos químicos fundidos nas suas fornalhas termonucleares. Para aprender mais sobre a origem e evolução das primeiras galáxias, que são muito tênues, é preciso recolher o máximo de luz possível através de uma vasta gama de frequências. Com luz suficiente dessas galáxias é possível realizar espectroscopia e examinar os elementos químicos impressos na luz, obtendo assim detalhes sobre a composição, temperatura e ambiente das estrelas.

Dado que o Universo se expandiu ao longo da sua história de 13,8 bilhões de anos, a luz de objetos extremamente distantes foi esticada, ou apresenta um desvio para o vermelho, na sua longa viagem até à Terra. A luz visível emitida pelas estrelas nas galáxias de fundo e ampliada pelas lentes gravitacionais tem, portanto, um desvio para o infravermelho. O Spitzer pode usar esta radiação infravermelha para medir os tamanhos da população de estrelas numa galáxia, o que por sua vez nos fornece pistas sobre a massa da galáxia. A combinação da luz vista pelo Spitzer e pelo Hubble permite identificar galáxias na fronteira do Universo observável.

O Hubble, entretanto, verifica os aglomerados galácticos do programa no visível e no infravermelho próximo, cuja radiação foi desviada para o ultravioleta durante a sua viagem para a Terra. O Chandra, por sua vez, observa os aglomerados de galáxias em primeiro plano em raios X altamente energéticos emitidos por buracos negros e gás quente. Juntamente com o Spitzer, os telescópios espaciais determinam as massas dos aglomerados, incluindo o seu conteúdo invisível, mas substancial, de matéria escura. A determinação exata da massa total dos aglomerados é um passo fundamental na quantificação da ampliação e distorção que produzem sobre as galáxias de fundo que nos interessam. Os resultados recentes em vários comprimentos de onda, referentes aos aglomerados MACS J0416 e MACS J0717, também aproveitaram observações rádio, obtidas com o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array), de regiões de formação estelar de outra forma escondidas por gás e poeira.

A colaboração Frontier Fields inspirou cientistas envolvidos no esforço à medida que olham em frente para aprofundar cada vez mais o Universo com o telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto para 2018.

Além dos seis aglomerados galácticos do Frontier Fields, o Spitzer fez observações de acompanhamento de outros campos ligeiramente menos profundos que o Hubble já vislumbrou, expandindo o número total de regiões cósmicas onde já foram obtidas observações bastante profundas. Estes campos adicionais servirão ainda como áreas ricas de pesquisa por parte do Webb e futuros instrumentos.

Um artigo deste projeto foi recentemente publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Descoberto casulo estelar com química estranha

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), uma equipe de astrônomos japoneses descobriu uma massa densa e quente de moléculas complexas envolvendo uma estrela recém-nascida.

© U. Tohoku (ilustração do núcleo molecular quente descoberto na Grande Nuvem de Magalhães)

Este núcleo molecular quente único é o primeiro do seu tipo a ser detectado fora da Via Láctea e apresenta uma composição molecular muito diferente de objetos semelhantes encontrados na nossa Galáxia, uma pista que aponta para o fato da química que ocorre no Universo poder ser muito mais diversa do que o esperado.

A equipe de pesquisadores japoneses observou uma estrela massiva conhecida por ST11, que se situa na nossa galáxia vizinha anã, a Grande Nuvem de Magalhães. Foi detectada radiação emitida por uma variedade de gases moleculares, o que indica que a equipe descobriu uma região concentrada de gás molecular denso relativamente quente em torno da estrela recém-nascida ST11. O nome completo da ST11 é 2MASS J05264658-6848469. Esta jovem estrela de nome estranho está classificada como um “Objeto Estelar Jovem”. Embora pareça atualmente uma única estrela, é possível que prove ser um aglomerado estelar compacto ou um sistema estelar múltiplo. Este objeto foi o alvo de estudo das observações da equipe científica e os resultados obtidos mostraram que a ST11 se encontra rodeada por um núcleo molecular quente. Núcleos moleculares quentes têm que: ser (relativamente) pequenos, com um diâmetro menor que 0,3 ano-luz; ter uma densidade maior que um trilhão de moléculas por metro cúbico (muito mais baixa que a atmosfera terrestre, mas suficientemente alta para o meio interestelar); ter uma temperatura relativamente elevada, superior a -173º Celsius, o que os torna pelo menos 80º Celsius mais quentes do que uma nuvem molecular normal, apesar da densidade semelhante. Estes núcleos quentes formam-se cedo no ciclo de evolução de estrelas massivas e desempenham um papel crucial na formação de elementos químicos complexos no espaço.

Takashi Shimonishi, astrônomo na Universidade de Tohoku, Japão, reitera: “Esta é a primeira detecção de um núcleo molecular quente extragaláctico, o que demonstra a grande capacidade da nova geração de telescópios no estudo de fenômenos astroquímicos para além da Via Láctea.”

As observações ALMA revelaram que este núcleo tem uma composição muito diferente de objetos semelhantes encontrados na Via Láctea. As assinaturas químicas mais proeminentes deste núcleo incluem moléculas familiares, tais como dióxido de enxofre, óxido nítrico e formaldeído, assim como a sempre presente poeira.

No entanto, vários compostos orgânicos, incluindo metanol (a mais simples molécula do álcool), aparecem com uma abundância muito baixa neste núcleo molecular quente. Em contraste, núcleos semelhantes observados na Via Láctea apresentam uma grande variedade de moléculas orgânicas complexas, incluindo metanol e etanol.

As observações sugerem que as composições moleculares da matéria que forma as estrelas e os planetas são muito mais diversas do que é estabelecido atualmente.

A Grande Nuvem de Magalhães tem uma baixa abundância de elementos que não são hidrogênio ou hélio. As reações de fusão nuclear que ocorrem após uma estrela ter queimado todo seu hidrogênio em hélio dão origem a elementos mais pesados. Estes elementos são lançados para o espaço quando as estrelas massivas moribundas explodem sob a forma de supernovas. Por isso, à medida que o Universo envelheceu, a abundância de elementos pesados aumentou. Graças à sua baixa abundância de elementos pesados, a Grande Nuvem de Magalhães fornece-nos pistas sobre os processos químicos que ocorriam quando o Universo era mais jovem.

O spesquisadores sugerem que este meio galáctico muito diferente afeta os processos de formação de moléculas que ocorrem em torno da estrela recém-nascida ST11, o que pode explicar as diferenças nas composições químicas observadas.

Não é ainda claro se as moléculas grandes e complexas detectadas na Via Láctea existem também em núcleos moleculares quentes  em outras galáxias. As moléculas orgânicas complexas têm especial interesse pois algumas delas estão ligadas a moléculas pré-bióticas que se formam no espaço. Este objeto recém-descoberto numa das galáxias mais próximas de nós é um alvo excelente para estudar este tópico e levanta também outra questão: poderá a diversidade química nas galáxias afetar o desenvolvimento de vida extragalática?

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The Detection of a Hot Molecular Core in the Large Magellanic Cloud with ALMA”, que foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

A nebulosa Estátua da Liberdade

O que está acontecendo na nebulosa Estátua da Liberdade?

© CTIO (NGC 3576)

Estrelas brilhantes e moléculas interessantes estão se formando e sendo liberadas nesta nebulosa.

A complexa nebulosa reside na região de formação estelar chamada RCW 57. Esta imagem mostra nós densos de poeira interestelar escura, estrelas brilhantes que se formaram nos últimos milhões de anos, campos de gás hidrogênio brilhante ionizado por estas estrelas, e grandes laços de gás expelido por estrelas moribundas.

Um estudo detalhado da NGC 3576, também conhecida como NGC 3582 e NGC 3584, descobriu pelo menos 33 estrelas massivas nos estágios finais de formação e da clara presença das moléculas de carbono complexos conhecidos como hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAH). Os PAHs são criados no gás gélidos de regiões de formação de estrelas, e seu desenvolvimento na nebulosa formação do Sol há cinco bilhões de anos atrás pode ter sido um passo importante para o desenvolvimento da vida na Terra.

A imagem em destaque foi tomada no Observatório Interamericano de Cerro Tololo (CTIO), no Chile, uma divisão do National Optical Astronomy Observatory (NOAO).

Fonte: NASA

O lado escuro oculto da galáxia NGC 24

Esse disco brilhante de uma galáxia espiral localiza-se a aproximadamente 25 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação do Sculptor.

© Hubble (NGC 24)

Denominada de NGC 24, a galáxia foi descoberta pelo astrônomo britânico William Herschel, em 1785, e mede cerca de 40.000 anos-luz de diâmetro.

Essa imagem foi feita pela Advanced Camera for Surveys do Hubble. Ela mostra a NGC 24 em detalhes, destacando as explosões azuis (estrelas jovens), as linhas escuras (poeira cósmica) e as bolhas vermelhas (gás hidrogênio) do material salpicado através dos braços espirais da galáxia. Numerosas galáxias mais distantes também podem ser vistas flutuando ao redor do perímetro da galáxia NGC 24.

Contudo, pode ter muito mais coisa nessa imagem do que pode ser vista à primeira vista. Os astrônomos suspeitam que as galáxias espirais como a NGC 24 e a Via Láctea sejam circundadas, e contaminadas por halos extensos de matéria escura. A matéria escura é uma substância misteriosa que não pode ser vista, ao invés disso, ela se revela através das interações gravitacionais com o material ao redor. Sua existência foi originalmente proposta para explicar por que as partes externas das galáxias, incluindo a nossa própria, giram de forma inesperadamente rápida, mas acredita-se que a matéria escura também tenha uma função essencial na formação e na evolução da galáxia. A maior parte da massa da NGC 24, cerca de 80%, acredita-se esteja acumulada nesse halo escuro.

Fonte: ESA

Hubble avista possíveis plumas de água em Europa

Usando o telescópio epacial Hubble da NASA, astrônomos captaram o que podem ser plumas de vapor de água em erupção à superfície da lua de Júpiter, Europa.

© STScI/Hubble (plumas em Europa)

A imagem de Europa, sobreposta nos dados do Hubble, foi construída com dados das sondas Galileo e das Voyager.

Este achado reforça outras observações do Hubble que sugerem que a lua gelada tem plumas de vapor de água de alta altitude. A observação aumenta a possibilidade de que missões a Europa sejam capazes de explorar o oceano da lua sem ter que perfurar quilômetros de gelo.

"O oceano de Europa é considerado um dos lugares mais promissores que podem, potencialmente, abrigar vida no Sistema Solar," afirma Geoff Yoder, administrador associado do Diretorado de Missões Científicas da NASA em Washington, EUA. "Estas plumas, se realmente existem, podem fornecer outra maneira de 'provar' a subsuperfície de Europa."

As plumas têm uma altura estimada em 200 km antes de, presumivelmente, choverem de volta para a superfície de Europa. Europa tem um enorme oceano global que contém o dobro da água dos oceanos da Terra, mas está protegido por uma camada de gelo extremamente frio e duro e de espessura desconhecida. As plumas oferecem uma oportunidade tentadora para recolher amostras provenientes do subsolo sem ter que pousar ou perfurar o gelo.

A equipe, liderada por William Sparks do Space Telescope Science Institute (STScI), viu estas projeções enquanto observava o limbo de Europa à medida que a lua passava em frente de Júpiter.

O objetivo original da proposta de observação era determinar se Europa tem uma atmosfera fina e estendida, ou exosfera. Usando o mesmo método de observação que detecta atmosferas em torno de planetas em órbita de outras estrelas,  percebeu-se que se houvesse liberação de vapor de água a partir da superfície de Europa, esta observação seria uma excelente maneira de a captar.

"A atmosfera de um exoplaneta bloqueia parte da luz estelar que está por trás," explica Sparks. "Se houver uma fina atmosfera ao redor de Europa, tem potencial para bloquear alguma da luz de Júpiter, e podíamos vê-la como uma silhueta. E assim fomos à procura de características de absorção em torno do limbo de Europa, enquanto o satélite passava em frente de Júpiter."

Em 10 ocorrências separadas abrangendo 15 meses, a equipe observou Europa passando em frente de Júpiter. Eles viram o que podem ser plumas em erupção em três dessas ocasiões.

Este trabalho fornece elementos comprovativos para plumas de água em Europa. Em 2012, a equipe liderada por Lorenz Roth do Southwest Research Institute (SwRI) detectou evidências de vapor de água em erupção a partir das frias regiões polares sul de Europa e alcançando mais de 160 km para o espaço. Embora ambas as equipes tenham usado o instrumento Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) do Hubble, cada uma usou um método independente para chegar à mesma conclusão.

Mas, até agora, as duas equipes ainda não detectaram as plumas usando as suas técnicas independentes simultaneamente. As observações sugerem que as plumas podem ser altamente variáveis, o que significa que podem entrar esporadicamente em erupção por algum tempo e depois desaparecer. Por exemplo, as observações da equipe de Roth, separadas das detecções da equipe de Sparks por menos de uma semana, não detectaram quaisquer plumas.

A ser confirmado, Europa será a segunda lua no Sistema Solar em que se sabe existirem plumas de vapor de água. Em 2005, a sonda Cassini detectou jatos de vapor de água e poeira expelidos a partir da superfície da lua de Saturno, Encélado.

Os cientistas podem usar a visão infravermelha do telescópio Espacial James Webb da NASA, com lançamento previsto para 2018, para confirmar a atividade de plumas em Europa. A NASA também está formulando uma missão a Europa com uma carga que poderá confirmar a presença de plumas e estudá-las de perto durante vários voos rasantes.

O trabalho de Sparks e colegas será publicado na edição de 29 de setembro da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

O possível oceano subterrâneo de Plutão

Desde que a sonda New Horizons da NASA passou por Plutão no ano passado que existem cada vez mais evidências de que o planeta anão poderá ter um oceano líquido por baixo da sua concha gelada.

© NASA/APL/SwRI (Plutão)

Agora, através de modelos da dinâmica do impacto que criou uma grande cratera à superfície de Plutão, uma equipe de pesquisadores fez uma nova estimativa da espessura dessa camada de líquido.

Os pesquisadores, liderado pelo geólogo Brandon Johnson da Universidade de Brown, descobriram uma probabilidade alta para a existência de uma camada de água líquida com mais de 100 km por baixo da superfície de Plutão. A pesquisa também fornece pistas sobre a composição desse oceano, sugerindo que tem provavelmente um teor de sal semelhante ao do Mar Morto.

"Os modelos térmicos do interior de Plutão e evidências tectônicas descobertas à superfície sugerem a existência de um oceano subsuperficial, mas não é fácil inferir o seu tamanho ou qualquer outra característica," afirma Johnson. "Temos sido capazes de colocar algumas restrições na espessura e obter algumas pistas sobre a composição."

A pesquisa focou-se em Sputnik Planum, uma bacia com 900 km de diâmetro que compõe o lóbulo oeste da famosa característica em forma de coração revelada durante o voo rasante da New Horizons. A bacia parece ter sido criada por um impacto, provavelmente por um objeto com 200 km de diâmetro ou maior.

A história de como a bacia está relacionada com o hipotético oceano de Plutão começa com a sua posição no planeta relativamente à maior lua de Plutão, Caronte. Plutão e Caronte sofrem de bloqueio de marés, o que significa que mostram sempre a mesma face, um ao outro, à medida que giram. Sputnik Planum está posicionada diretamente no eixo das marés que liga os dois mundos. Esta posição sugere que a bacia tem o que se chama de anomalia positiva de massa, ou seja, tem mais massa do que a média da crosta gelada de Plutão. À medida que a gravidade de Caronte atrai Plutão, puxaria proporcionalmente mais as áreas com mais massa, o que inclinaria o planeta até que Sputnik Planum se tornasse alinhada com o eixo das marés.

Mas uma anomalia positiva de massa tornaria Sputnik Planum uma espécie de característica bizarra no que toca a crateras.

"Uma cratera de impacto é basicamente um buraco no chão," comenta Johnson. "Pegamos num monte de material e lançamo-lo fora, por isso seria de esperar uma anomalia negativa de massa, mas não é o que vemos com Sptunik Planum. Isto levou as pessoas a pensar como é que se podia obter esta anomalia positiva de massa."

Parte da resposta é que, depois da formação, a bacia foi parcialmente preenchida por nitrogênio gelado. A camada de gelo adiciona alguma massa à bacia, mas não é espessa o suficiente, por si só, para fazer com que Sputnik Planum tenha massa positiva, realça Johnson. O resto da massa pode ser gerada por um líquido oculto sob a superfície.

Como uma bola de boliche deixada cair sobre um trampolim, um grande impacto cria uma depressão à superfície do planeta, seguida por um ressalto. Este ressalto puxa material para cima a partir do interior do planeta. Se esse material reemergido é mais denso do que o que foi expelido pelo impacto, a cratera acaba por ter a mesma massa que tinha antes do impacto. Este é um fenômeno que os geólogos chamam de compensação isostática.

A água é mais densa que o gelo. Portanto, caso exista uma camada de água líquida por baixo da concha gelada de Plutão, esta poderá ter brotado após o impacto de Sputnik Planum, equilibrando a massa da cratera. Caso a bacia tenha começado com massa neutra, então a camada de nitrogênio depositada mais tarde seria suficiente para criar uma anomalia positiva de massa.

"Este cenário requer um oceano líquido," afirma Johnon. "Queríamos correr modelos de computador do impacto para ver se isto é algo que realmente podia acontecer. O que descobrimos é que a produção de uma anomalia positiva de massa é realmente muito sensível à espessura da camada oceânica. É também sensível ao teor de sal desse oceano, pois o teor de sal afeta a densidade da água."

Os modelos simularam o impacto de um objeto grande o suficiente para formar uma bacia do tamanho de Sputnik Planum que atingia Plutão a uma velocidade esperada para esta zona do Sistema Solar. A simulação assumiu várias espessuras da camada de água por baixo da crosta, desde a ausência de água até uma camada com 200 km de espessura.

O cenário que melhor reconstruiu o tamanho e profundidade observada de Sputnik Planum, além de produzir uma cratera com massa compensada, foi o cenário no qual Plutão tem uma camada oceânica com mais de 100 km de espessura e uma salinidade de aproximadamente 30%.

À medida que os cientistas continuam a estudar os dados enviados pela New Horizons, Johnson espera que surja uma imagem mais clara do possível oceano de Plutão.

O estudo foi publicado na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Brown University

As observações milimétricas mais profundas do Universo primordial

Duas equipes internacionais de astrônomos utilizaram o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para explorar o Universo distante revelado pela primeira vez nas icônicas imagens do Hubble Ultra Deep Field (HUDF).

© ESO/NAOJ/NRAO/NASA/ESA (o ALMA explora o Campo Ultra Profundo do Hubble)

Estas novas observações do ALMA são significativamente mais profundas e nítidas do que rastreios anteriores feitos nos comprimentos de onda milimétricos e mostram claramente a relação inequívoca que existe entre a taxa de formação estelar em galáxias jovens e a sua massa total de estrelas. As observações mostram igualmente as anteriormente desconhecidas abundâncias do gás que está formando estrelas em diferentes épocas, fornecendo assim novos conhecimentos sobre a “Idade de Ouro” da formação de galáxias, a qual ocorreu há aproximadamente 10 bilhões de anos.

Os resultados estão entre os que serão apresentados esta semana na conferência Half a Decade of ALMA (Meia Década com o ALMA), realizada em Palm Springs, Califórnia, nos EUA.

Em 2004, as imagens do HUDF, pioneiras nas observações de campo profundo do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, foram publicadas. Estas imagens exploravam o céu muito mais profundamente do que o que tinha sido feito até então e revelavam uma enorme quantidade e variedade de galáxias que podiam ser vistas até menos de um bilhão de anos depois do Big Bang. Esta área do céu foi observada várias vezes pelo Hubble e por muitos outros telescópios, o que resultou na imagem mais profunda do Universo obtida até então.

Astrônomos usaram agora o ALMA para mapear, pela primeira vez na região dos comprimentos de onda do milímetro, esta janela para o Universo distante, correspondente uma área do céu aparentemente comum mas muito estudada. Os astrônomos escolheram especificamente uma região do espaço situada na tênue constelação austral da Fornalha como área de estudo, de modo a que telescópios terrestres colocados no hemisfério sul, como é o caso do ALMA, pudessem observar a região, expandindo assim o nosso conhecimento do Universo muito longínquo. Este mapeamento foi feito de modo profundo e bastante nítido, o que permitiu observar o fraco brilho emitido pelas nuvens de gás e também a emissão da poeira quente existente nas galáxias do Universo primordial.

O ALMA observou o HUDF cerca de 50 horas no total até agora, o que corresponde à maior quantidade de tempo de observação do ALMA passado numa única região do céu.

Uma das equipes, liderada por Jim Dunlop (University of Edinburgh, Reino Unido), utilizou o ALMA para obter a primeira imagem profunda e homogênea de uma região tão grande como o HUDF. Estes dados permitiram ajustar claramente as galáxias detectadas pelo ALMA com objetos já observados pelo Hubble ou por outras infraestruturas.

Este estudo mostrou claramente pela primeira vez que a massa estelar de uma galáxia é o fator que melhor prevê a taxa de formação estelar no Universo com elevado desvio para o vermelho. A equipe detectou essencialmente todas as galáxias de elevada massa e virtualmente mais nada.

Jim Dunlop, enfatiza a importância desta descoberta: “Este é um avanço revolucionário, pois pela primeira vez conseguimos ligar claramente as imagens visíveis e ultravioletas do Universo distante observadas pelo Hubble com as imagens  no infravermelho longínquo e milímetro obtidas com o ALMA.”

A segunda equipe, liderada por Manuel Aravela do Núcleo de Astronomía, Universidad Diego Portales, Santiago do Chile, e por Fabian Walter do Instituto Max Planck de Astronomia em Heidelberg, na Alemanha, conduziu uma busca mais profunda em cerca de um sexto do campo total do HUDF. Esta região do céu é cerca de 700 vezes menor que a área do disco da Lua Cheia vista a partir da Terra. Um dos aspectos mais surpreendentes do HUDF foi o vasto número de galáxias encontradas numa fração tão pequena do céu.

“Realizamos a primeira busca tridimensional feita sem focar em nenhum objeto em particular de gás frio no Universo primordial,” disse Chris Carilli, astrônomo do National Radio Astronomy Observatory (NRAO), em Socorro, Novo Mexico, EUA, e membro da equipe de pesquisadores. “Deste modo, descobrimos uma população de galáxias que não apareceu de forma nada evidente em qualquer outro rastreio profundo do céu.”

Algumas das novas observações ALMA foram especificamente concebidas para detectar galáxias ricas em monóxido de carbono, o qual indica regiões onde se prepara a formação estelar. Estes reservatórios de gás molecular, que dão origem a formação estelar nas galáxias, são muitas vezes difíceis de detectar com o Hubble. O ALMA pode por isso ajudar a revelar a “metade que falta” do processo de formação e evolução das galáxias.

“Os novos resultados do ALMA apontam para um rápido aumento no conteúdo de gás das galáxias à medida que olhamos para trás no tempo,” acrescenta Manuel Aravela. “Este aumento do conteúdo de gás é provavelmente a causa principal do aumento das taxas de formação estelar durante a época principal de formação de galáxias, a qual ocorreu há cerca de 10 bilhões de anos atrás.”

Os resultados apresentados agora são apenas o início de uma série de observações futuras do ALMA para investigar o Universo distante. Por exemplo, está planejada uma campanha de observação de 150 horas do HUDF para termos mais indícios sobre a potencial história de formação estelar no Universo.

Este trabalho foi descrito em vários artigos científicos que serão publicados nas revistas especializadas Monthly Notices of the Royal Astronomical Society e Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Encontrado exoplaneta em sistema binário por microlente gravitacional

Um planeta distante em órbita de duas estrelas, descoberto pela sua distorção do espaço-tempo, foi confirmado usando observações do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA.

© STScI/G. Bacon (ilustração de um gigante gasoso em órbita de um par de anãs vermelhas)

A massa do planeta provocou o que é conhecido como evento de microlente gravitacional, onde a luz é "dobrada" pelo campo gravitacional de um objeto. O evento foi observado em 2007, fazendo deste evento o primeiro planeta circumbinário confirmado após a detecção deste fenômeno.

A maioria dos exoplanetas detectados até agora orbitam estrelas individuais. Até à data só foram descobertos alguns planetas circumbinários, planetas em órbita de duas estrelas. A maioria destes foram detectados pela missão Kepler da NASA, que usa o método de trânsito para a detecção.

Este recém-descoberto planeta, no entanto, é muito invulgar. "O exoplaneta foi observado como um evento de microlente em 2007. Uma análise detalhada revelou um terceiro corpo de lente para além da estrela e do planeta, bastante óbvios nos dados," afirma David Bennett do NASA Goddard Space Flight Center da NASA, EUA, autor principal do estudo.

O evento, OGLE-2007-BLG-349, foi detectado usando a experiência OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), que procura e observa os efeitos de pequenas distorções do espaço-tempo, provocadas por estrelas e exoplanetas, que foram previstas por Einstein na sua teoria da Relatividade Geral. Estas pequenas distorções são conhecidas como microlentes gravitacionais.

O sistema binário está localizado a 8.000 anos-luz de distância na direção do centro da Via Láctea. O planeta orbita a aproximadamente 480 milhões de quilômetros da dupla estelar, mais ou menos a distância do Cinturão de Asteroides ao Sol. Completa uma órbita em torno das estrelas a cada sete anos. As duas anãs vermelhas estão separadas por apenas 11 milhões de quilômetros, ou 14 vezes o diâmetro da órbita da Lua ao redor da Terra.

No entanto, a observação OGLE não podia confirmar os detalhes do evento OGLE-2007-BLG-349 por si só, especialmente a natureza do terceiro corpo desconhecido. Um número de modelos podia ter explicado a curva de luz observada. Os dados adicionais do Hubble foram essenciais para permitir com que os cientistas fixassem um planeta circumbinário como a única explicação possível tanto para a curva de luz OGLE como para as observações do Hubble.

"O OGLE já detectou mais de 17.000 eventos de microlente gravitacional, mas esta é a primeira vez que tal evento foi provocado por um sistema planetário circumbinário," explica Andrzej Udalski da Universidade de Varsóvia, na Polônia.

Esta descoberta pioneira sugere algumas possibilidades intrigantes. Enquanto o Kepler tende a detectar planetas com órbitas pequenas, e todos os planetas circumbinários que descobriu estão muito perto do limite inferior de uma órbita estável, as microlentes gravitacionais permitem encontrar planetas a distâncias muito maiores em relação às suas estrelas hospedeiras.

"Esta descoberta sugere que precisamos de repensar a nossa estratégia de observação no que se refere a eventos de lentes binárias estelares," explica Yiannis Tsapras, do Astronomisches Recheninstitut em Heidelberg, Alemanha. "Esta é uma emocionante nova descoberta para o campo das microlentes."

Agora que a equipe mostrou que as microlentes gravitacionais podem detectar com êxito os eventos provocados por planetas circumbinários, o Hubble poderá desempenhar um papel essencial neste novo reino da busca por exoplanetas.

Fonte: ESA

Os segredos de uma bolha espacial gigante

Uma equipe internacional de astrônomos usou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), o Very Large Telescope (VLT) do ESO e outros telescópios, para descobrir a verdadeira natureza de um objeto raro no Universo distante, chamado Bolha de Lyman-alfa.

© J.Geach/D.Narayanan/R.Crain (simulação de computador de uma Bolha de Lyman-alfa)

Até agora, os astrônomos não compreendiam o que é que fazia estas enormes nuvens de gás brilhar tão intensamente, mas o ALMA viu agora duas galáxias no coração de um destes objetos, galáxias estas que estão formando estrelas a um ritmo muito acelerado, fazendo brilhar todo o meio ao seu redor. Estas enormes galáxias estão por sua vez no centro de um conjunto de galáxias menores, no que parece ser a fase inicial de formação de um aglomerado de galáxias massivo. As duas fontes ALMA deverão evoluir numa única galáxia elíptica gigante.

As Bolhas de Lyman-alfa são enormes nuvens de hidrogênio gasoso com dimensões que podem ir até às centenas de milhares de anos-luz e que se encontram a grandes distâncias cósmicas. O nome reflete o comprimento de onda característico da radiação ultravioleta que emitem, conhecida por radiação de Lyman-alfa.

Os elétrons carregados negativamente que orbitam os núcleos carregados positivamente de um átomo possuem níveis de energia quantificados, isto é, apenas podem existir em determinados estados de energia, e apenas podem transitar entre os diversos níveis ganhando ou perdendo quantidades precisas de energia. A radiação de Lyman-alfa é produzida quando elétrons nos átomos de hidrogênio descem do segundo nível de energia mais baixo para o primeiro nível mais baixo. A quantidade exata de energia perdida é emitida sob a forma de radiação num comprimento de onda particular, na região ultravioleta do espectro, a qual os astrônomos conseguem detectar com telescópios no espaço ou com telescópios na Terra, no caso de objetos que se encontrem desviados para o vermelho. Desde a descoberta destes objetos, os processos que lhes dão origem têm constituído um quebra-cabeças astronômico. Novas observações obtidas agora com o ALMA acabam de resolver o mistério.

Uma das maiores Bolhas de Lyman-alfa conhecidas e estudadas com muito detalhe é a SSA22-Lyman-alfa 1, ou LAB-1. Situada no núcleo de um enorme aglomerado de galáxias na fase inicial de formação, este foi o primeiro objeto do tipo a ser descoberto, em 2000, e localiza-se tão longe que a sua luz demorou 11,5 bilhões de anos para chegar até nós. Para LAB-1, com um desvio para o vermelho de z ~ 3, a radiação de Lyman-alfa é observada na região do visível.

Uma equipe de astrônomos, liderada por Jim Geach, do Centre for Astrophysics Research of the University of Hertfordshire, RU, utilizou a capacidade sem precedentes do ALMA para investigar a LAB-1, observando a radiação emitida por nuvens de poeira fria em galáxias distantes, o que permitiu localizar e resolver várias fontes de emissão submilimétrica.

A equipe combinou em seguida as imagens ALMA com observações obtidas com o instrumento Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), montado no VLT, as quais mapeiam a radiação Lyman-alfa. Isto mostrou que as fontes ALMA estão localizadas mesmo no centro da Bolha de Lyman-alfa, onde se encontram formando estrelas a uma taxa cerca de 100 vezes maior que a da Via Láctea.

Adicionalmente, imagens profundas obtidas com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA e espectroscopia do observatório W. M. Keck mostraram que as fontes ALMA estão rodeadas por numerosas galáxias companheiras muito fracas, que podem estar bombardeando-as com material, ajudando assim a aumentar as taxas de formação estelar nas fontes ALMA centrais.

A equipe fez em seguida uma sofisticada simulação de formação galáctica para demonstrar que a enorme nuvem brilhante de emissão Lyman-alfa pode ser explicada se radiação ultravioleta produzida pela formação estelar nas fontes ALMA for dispersada pelo hidrogênio gasoso ao seu redor. Este efeito daria origem à Bolha de Lyman-alfa que observamos.

Jim Geach, autor principal do novo estudo, explica: “Pensemos nas luzes da rua numa noite de nevoeiro, vemos um brilho difuso porque a luz é dispersada pelas minúsculas gotas de água. Algo semelhante acontece aqui, exceto que a luz da rua é uma galáxia formando estrelas com muita intensidade e o nevoeiro é uma enorme nuvem de gás intergaláctico. As galáxias iluminam o meio ao seu redor.”

Compreender como é que as galáxias se formam e evoluem é um enorme desafio. Os astrônomos pensam que as Bolhas de Lyman-alfa são importantes porque parecem ser os locais onde a maioria das galáxias massivas do Universo se formam. Em particular, o brilho extenso de Lyman-alfa fornece informações sobre o que está acontecendo nas nuvens de gás primordial que rodeiam as jovens galáxias, uma região muito difícil de estudar, mas critica para a compreensão destes fenômenos.

Jim Geach conclui, “O que é excitante nestas Bolhas é que estamos vendo o que se passa em torno destas jovens galáxias em crescimento. Durante muito tempo, a origem desta radiação extensa de Lyman-alfa permaneceu controversa. No entanto, combinando novas observações e simulações de vanguarda, pensamos ter resolvido um mistério de 15 anos: a Bolha de Lyman-alfa 1 é o local de formação de uma galáxia elíptica gigante, que um dia será o coração de um enorme aglomerado de galáxias. Estamos vendo uma fotografia da formação dessa galáxia há 11,5 bilhões de anos atrás.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “ALMA observations of Lyman-α Blob 1: Halo sub-structure illuminated from within” de J. Geach et al., que será publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

A Nebulosa da Hélice em infravermelho

O que faz este olho cósmico parecer tão vermelho? Poeira.

© Spitzer/Judy Schmidt (NGC 7293)

A imagem acima foi feita pelo telescópio espacial Spitzer e mostra a luz infravermelha da bem estudada Nebulosa da Hélice, a NGC 7293, localizada a cerca de 700 anos-luz de distância da Terra na constelação de Aquarius.

O escudo de poeira e gás com dois anos-luz de diâmetro ao redor da anã branca central é considerado um belo exemplo de uma nebulosa planetária, que representa os estágios finais da evolução de estrelas parecidas com o Sol. Mas os dados do Spitzer mostram que a estrela central da nebulosa está imersa num surpreendente brilho infravermelho intenso.

Os modelos sugerem que o brilho é produzido por um disco de detritos de poeira. Mesmo que o material nebular tenha sido ejetado da estrela a muito milhares de anos atrás, a poeira pode ter sido gerada por colisões ocorridas em reservatórios de objetos análogos ao Cinturão de Kuiper ou à Nuvem de Oort do Sistema Solar.

Se os objetos parecidos com cometas tivessem se formado no distante sistema planetário, eles teriam sobrevivido até mesmo aos dramáticos estágios finais da evolução da estrela.

Fonte: NASA

M33: a Galáxia do Triângulo

A pequena constelação do Triângulo reside nos céus do hemisfério norte e hospeda a magnifica galáxia espiral M33, cuja face está voltada para a Terra.

© Giovanni Benintende (M33)

A M33 (NGC 598) também é denominada Galáxia do Catavento ou Galáxia do Triângulo. A galáxia espiral M33 foi descoberta por Giovanni Battista Hodierna antes de 1654, juntamente com o aglomerado aberto NGC 752.

A M33 possui mais de 50.000 anos-luz de diâmetro, e é a terceira maior do Grupo Local de galáxias após a galáxia de Andrômeda (M31) e a nossa própria Via Láctea. A cerca de 3 milhões de anos-luz da Via Láctea, a M33 é provavelmente um satélite da Galáxia de Andrômeda. É provável que tenha uma galáxia satélite, a galáxia anã de Pisces, embora também seja provável que a própria Galáxia do Triângulo esteja ligada gravitacionalmente a Andrômeda.

A M33 está se aproximando radialmente do Sistema Solar a uma velocidade de 182 km/s; descontando a velocidade orbital do Sol em torno da Via-Láctea, a galáxia do Triângulo está se aproximando de nossa galáxia a 24 km/s. A sua maior e mais brilhante região HII, uma nebulosa difusa contendo hidrogênio ionizado, é a NGC 604.

A imagem composta nítida mostra aglomerados de estrelas azuis e regiões rosadas de formação estelar ao longo dos braços espirais da M33.

Como a M31, a população de estrelas variáveis contidas na M33 tornou-a um marco de medida cósmica no estabelecimento das escalas de distância do Universo.

Fonte: NASA

Conheça a estrela, conheça o planeta

No que se refere a exoplanetas, os astrônomos perceberam que só conhecem bem as propriedades dos planetas que descobrem se conhecerem, igualmente bem, as propriedades das estrelas que orbitam.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de planetas ao redor de uma anã vermelha)

Para o tamanho de um planeta, a caracterização precisa da sua estrela hospedeira pode significar a diferença entre distinguirmos um mundo distante como sendo pequeno como a Terra ou grande como Júpiter.

A determinação do tamanho de um exoplaneta depende, decisivamente, não só do raio da sua estrela progenitora mas também se a estrela está sozinha ou se tem uma companheira estelar próxima. Considerando que metade das estrelas no céu não são uma, mas duas estrelas que se orbitam uma à outra, isto torna bastante importante o conhecimento das propriedades binárias de uma estrela.

Uma estrela particularmente interessante e relativamente próxima, de nome TRAPPIST-1, chamou recentemente a atenção de uma equipe de pesquisadores. Eles queriam determinar se TRAPPIST-1, que é o lar de três pequenos planetas potencialmente rochosos - um dos quais orbita na zona habitável onde a água líquida pode existir à sua superfície - era uma única estrela como o Sol, ou se tinha uma estrela companheira. Caso TRAPPIST-1 tivesse uma companheira, os planetas descobertos teriam tamanhos maiores, possivelmente grandes o suficiente para serem considerados gigantes gelados parecidos como Netuno.

Caso um exoplaneta orbite uma estrela num sistema binário, mas a luz estelar captada pelo telescópio seja originária de uma única estrela, o raio real do planeta será maior do que o medido. A diferença no tamanho medido do exoplaneta pode ser pequena, variando por 10%, ou superior a um fator de dois, dependendo do brilho da estrela companheira do sistema.

Para confirmar ou negar a natureza singular de TRAPPIST-1, Steve Howell, cientista do Ames Research Center da NASA, liderou uma investigação da estrela. Usando uma câmara especialmente desenhada, chamada DSSI (Differential Speckle Survey Instrument), Howell e equipe mediram as rápidas alterações na luz emitida pela estrela provocadas pela atmosfera da Terra e corrigiram-nas. A imagem resultante, de alta-resolução, revelou que a luz do sistema TRAPPIST-1 é emitida apenas por uma estrela.

Com a confirmação de que nenhuma outra estrela companheira reside nas imediações de TRAPPIST-1, o resultado valida não só que os planetas em trânsito são responsáveis pelas diminuições periódicas de brilho estelar, mas que são realmente do tamanho da Terra e, provavelmente, mundos rochosos.

"Saber que um planeta de tamanho terrestre, potencialmente rochoso, orbita na zona habitável de uma estrela a apenas 40 anos-luz da Terra, é uma descoberta incrível," comenta Howell. "O sistema TRAPPIST-1 continuará sendo estudado em grande detalhe enquanto estes exoplanetas em trânsito proporcionam uma das melhores oportunidades para caracterizar a atmosfera de um mundo alienígena."

Acoplado ao telescópio Gemini Sul de 8 metros, no Chile, a DSSI forneceu as imagens de mais alta-resolução, disponíveis atualmente, obtidas por um único telescópio terrestre. A proximidade de TRAPPIST-1 permitiu com que os astrônomos perscrutassem profundamente o sistema, observando, em termos equivalentes, mais perto do que a órbita de Mercúrio em torno do nosso Sol.

A TRAPPIST-1 é uma fraca estrela do tipo-M que, em relação à maioria das estrelas, é muito pequena e fria, mas torna mais fácil a detecção exoplanetária pelo método de trânsito.

Ainda este ano terão início medições mais detalhadas dos trânsitos planetários ao redor do sistema TRAPPIST-1, quando o telescópio espacial Kepler da NASA, atualmente na sua missão K2, monitorar com precisão mudanças minúsculas na luz emitida pela estrela durante um período de aproximadamente 75 dias.

As observações espaciais com o Kepler vão fornecer medições extremamente precisas das formas dos trânsitos planetários, permitindo refinar os raios e os períodos orbitais. A detecção de variações nos tempos dos eventos também poderá auxiliar  na determinação das massas dos planetas. Adicionalmente, as novas observações serão examinadas para procurar mais planetas em trânsito no sistema TRAPPIST-1.

A técnica usada pela DSSI é um trunfo poderoso de ferramentas utilizada pelos astrônomos, pois proporciona uma capacidade única para caracterizar o ambiente em torno de estrelas distantes. A técnica fornece imagens de altíssima resolução, obtendo múltiplas exposições com muito pouco tempo de exposição (40-60 milissegundos) a fim de captar os finos detalhes na luz recebida e "congelar" a turbulência provocada pela atmosfera da Terra.

Combinando os milhares de exposições e usando técnicas matemáticas para remover as distorções momentâneas provocadas pela atmosfera da Terra, o resultado final fornece uma resolução igual ao limite teórico do que o telescópio Gemini produziria caso não existisse uma atmosfera.

Howell e a sua equipe estão atualmente realizando a construção de dois novos instrumentos de interferometria. Um dos novos instrumentos será entregue ao telescópio WIYN de 3,5 metros localizado no Observatório Nacional de Kitt Peak perto de Tucson, Arizona, onde será usado no programa de investigação NN-EXPLORE. O outro está sendo desenvolvido para o telescópio Gemini Norte localizado em Mauna Kea, no Havaí.

Um artigo que dilvulga o resultado foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Gemini Observatory

O mapa de bilhões de estrelas sugere um tesouro vindouro

O primeiro catálogo do satélite Gaia da ESA de bilhões de estrelas retrata a maior pesquisa de objetos celestes por todo o céu até à data.

© ESA/Gaia/DPAC (versão anotada do mapa de estrelas da Via Láctea)

A caminho de reunir o mais detalhado mapa 3D alguma vez composto da nossa Via Láctea, o Gaia já determinou a posição precisa no céu e o brilho de 1,142 bilhões de estrelas.

Como uma mostra do catálogo mais rico que virá ainda num futuro próximo, o lançamento divulgado esta semana apresenta as distâncias e os movimentos através do céu de mais de dois milhões de estrelas.

"O Gaia está na vanguarda da astrometria, cartografando o céu com precisões que nunca antes foram alcançadas", diz Álvaro Giménez, Diretor de Ciência da ESA.

Este trabalho fornece uma primeira impressão dos dados extraordinários que irão revolucionar a compreensão de como as estrelas estão distribuídas e se movem por toda a nossa Galáxia.

Lançado há 1.000 dias atrás, o Gaia iniciou os seus trabalhos científicos em julho de 2014. Esta primeira versão é baseada nos dados recolhidos durante os seus primeiros 14 meses de rastreamento do céu, até setembro de 2015.

As riscas e outros artefatos na imagem refletem como o Gaia rastreia o céu, e irão gradualmente desaparecer à medida que mais rastreamentos forem feitos durante a missão de cinco anos.

Transformar a informação bruta em posições estelares úteis e confiáveis para um nível de precisão nunca antes possível é um procedimento extremamente complexo.

Após processar o catálogo completo de bilhões de estrelas, os cientistas analisaram em detalhe os cerca de dois milhões de estrelas em comum entre os resultados do primeiro ano de Gaia e os Catálogos anteriores do Hipparcos e Tycho-2, ambos derivados da missão Hipparcos da ESA, que cartografou o céu há mais de duas décadas atrás.

Ao combinar os dados do Gaia com informações a partir desses catálogos menos precisos, foi possível começar a desembaraçar os efeitos de 'paralaxe' e 'movimento próprio', mesmo a partir do primeiro ano de observações. Paralaxe é um pequeno movimento na posição aparente de uma estrela causada pelo movimento anual da Terra em torno do Sol e depende da distância de uma estrela até nós, enquanto o movimento próprio é devido ao movimento físico das estrelas através da Galáxia.

Desta forma, os cientistas foram capazes de estimar distâncias e movimentos para os dois milhões de estrelas espalhados por todo o céu na combinação Tycho–Gaia Astrometric Solution (TGAS).

Este novo catálogo é duas vezes mais preciso e contém quase 20 vezes tantas estrelas como a anterior referência definitiva para a astrometria, o catálogo Hipparcos.

Como parte do seu trabalho em validar o catálogo, os cientistas Data Processing and Analysis Consortium (DPAC) têm realizado um estudo sobre aglomerados estelares abertos, grupos de estrelas relativamente jovens que nasceram juntas, que demonstra claramente a melhoria permitida pelos novos dados.

"Com o Hipparcos, só pudemos analisar a estrutura 3D e dinâmica de estrelas nas Híades, o aglomerado aberto mais próximo do Sol, e medir distâncias para cerca de 80 aglomerados até 1.600 anos-luz de nós", diz Antonella Vallenari do Instituto Nacional de Astrofísica (INAF) e do Observatório Astronómico de Pádua, Itália.

"Mas, com os primeiros dados do Gaia, é agora possível medir as distâncias e movimentos de estrelas em cerca de 400 aglomerados de até 4.800 anos-luz de distância.

Para os 14 aglomerados abertos mais próximos, os novos dados revelam muitas estrelas surpreendentemente longe do centro do aglomerado progenitor, provavelmente fugindo para preencher outras regiões da Galáxia.

Muitos mais aglomerados estelares serão descobertos e analisados em maior detalhe com os extraordinários dados que o Gaia continua recolhendo.

O novo censo estelar contém também 3.194 estrelas variáveis, estrelas que ritmicamente aumentam e diminuem de tamanho, levando a mudanças periódicas de brilho.

Muitas das variáveis observadas pelo Gaia encontram-se na Grande Nuvem de Magalhães, um dos nossos vizinhos galácticos, uma região que foi digitalizada várias vezes durante o primeiro mês de observações, permitindo uma medição precisa da mudança do seu brilho.

Detalhes sobre as variações de brilho destas estrelas, 386 das quais são novas descobertas, encontram-se publicadas como parte do lançamento, juntamente com um primeiro estudo para testar o potencial dos dados.

"Estrelas variáveis, tais como Cefeidas e RR Lyraes, são indicadores valiosos de distâncias cósmicas", explica Gisella Clementini do INAF e do Observatório Astronómico de Bolonha, Itália.

Enquanto a paralaxe é usada diretamente para medir distâncias de grandes amostras de estrelas na Via Láctea, as estrelas variáveis fornecem um passo indireto, mas crucial na nossa 'escala de distância cósmica', o que nos permite estendê-la a galáxias distantes.

Isto é possível porque alguns tipos de estrelas variáveis são especiais. Por exemplo, no caso das estrelas Cefeidas, quanto mais brilhantes são intrinsecamente, mais lenta será a variação no seu brilho. O mesmo é verdade para as RR Lyrae quando observadas à luz infravermelha. O padrão de variabilidade é fácil de medir e pode ser combinado com o brilho aparente de uma estrela para inferir o seu verdadeiro brilho.

É aqui que o Gaia entra em cena: no futuro, os cientistas serão capazes de determinar distâncias muito precisas para uma grande amostra de estrelas variáveis através de medições de paralaxe do Gaia. Com estas medições, os cientistas irão calibrar e melhorar a relação entre o período e o brilho dessas estrelas, e aplicá-lo para medir distâncias para além da nossa Galáxia. Uma aplicação preliminar dos dados do TGAS parece ser muito promissora.

Conhecer as posições e movimentos das estrelas no céu com uma surpreendente precisão é uma parte fundamental do estudo das propriedades e dos antecedentes da Via Láctea e para medir distâncias a estrelas e galáxias, mas tem também uma variedade de aplicações mais perto de casa, por exemplo, no Sistema Solar.

Em julho, Plutão passou à frente de uma estrela distante e fraca, oferecendo uma rara oportunidade para estudar a atmosfera do planeta anão à medida que a estrela desapareceu gradualmente e depois reapareceu atrás de Plutão.

Esta ocultação estelar foi apenas visível a partir de uma estreita faixa que se estende por toda a Europa, semelhante ao caminho total que um eclipse solar estabelece na superfície do nosso planeta. O conhecimento preciso da posição da estrela foi crucial para apontar os telescópios na Terra; assim, a excecional publicação antecipada da posição da estrela pelo Gaia, que foi 10 vezes mais precisa do que anteriormente disponível, foi fundamental para a monitorização bem-sucedida deste evento raro.

Os primeiros resultados sugerem uma pausa no intrigante aumento da pressão da tênue atmosfera de Plutão, algo que tem sido registado desde 1988, apesar do planeta anão estar se afastando do Sol, o que sugere uma queda de pressão devido ao arrefecimento da atmosfera.

Esta primeira versão de dados mostra que a missão está no bom caminho para atingir o seu objetivo final: cartografar as posições, distâncias e movimentos de bilhões de estrelas, cerca de 1% do conteúdo estelar da Via Láctea, em três dimensões e numa precisão sem precedentes.

Fonte: ESA

Buraco negro esfomeado devolve galáxia brilhante à escuridão

O mistério da estranha mudança de comportamento de um buraco negro supermassivo situado no centro de uma galáxia distante foi resolvido por uma equipe internacional de astrônomos com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA e do observatório de raios X Chandra da NASA.

© ESO (Markarian 1018)

A equipe concluiu que o buraco negro está atravessando um período difícil, não sendo alimentado o suficiente para poder brilhar.

Muitas galáxias possuem um núcleo extremamente brilhante alimentado por um buraco negro supermassivo. Estes núcleos fazem das “galáxias ativas” uns dos objetos mais brilhantes do Universo. Pensa-se que resplandecem porque material quente brilha intensamente à medida que cai no buraco negro, um processo conhecido por acreção. Esta luz brilhante varia imensamente entre diferentes galáxias ativas, por isso os astrônomos classificaram-nas em diversos tipos segundo as propriedades da radiação que emitem. As galáxias ativas mais brilhantes são os quasares, objetos onde o núcleo brilhante ofusca completamente o resto da galáxia. Outra classe de galáxias menos extremas são as galáxias Seyfert. Originalmente, foi desenvolvido um método que usava o brilho e o espectro de emissão, o gráfico da intensidade da radiação emitida a diferentes comprimentos de onda, para distinguir entre dois tipos de galáxias Seyfert, os Tipos 1 e 2, mas posteriormente foram introduzidas classificações adicionais como, por exemplo, Seyferts de Tipo 1,9.

Observou-se que algumas destas galáxias variam drasticamente em períodos de apenas 10 anos; um piscar de olhos em termos astronômicos. No entanto, a galáxia ativa deste estudo, Markarian 1018, destaca-se por ter mudado de tipo uma segunda vez, voltando à sua classificação original nos últimos 5 anos. Observaram-se já algumas galáxias que apresentam também uma mudança completa de ciclo, no entanto nunca nenhuma tinha sido estudada em tantos detalhes.

A natureza instável de Markarian 1018 foi descoberta por acaso no rastreio CARS (Close AGN Reference Survey), um projeto de colaboração entre o ESO e outras organizações, que pretendeu juntar informação sobre 40 galáxias próximas com núcleos ativos. As observações de rotina de Markarian 1018 com o instrumento MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer), instalado no VLT revelaram uma mudança surpreendente na emissão de radiação da galáxia.

“Ficamos espantados com a mudança rara e drástica de Markarian 1018”, disse Rebecca McElroy, autora principal do artigo científico que descreve estes resultados e estudante de doutoramento da Universidade de Sydney e do ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics (CAASTRO).

A observação ocasional desta galáxia tão perto da época em que começou a se apagar deu-nos a oportunidade inesperada de compreender como funcionam estas galáxias, como Bernd Husemann, líder do projeto e autor principal de dois artigos associados à descoberta, explica: ”Tivemos sorte em detectar este evento apenas 3 ou 4 anos após o início do declínio, o que nos possibilitou organizar campanhas de monitoramento para estudar os detalhes da física de acreção em galáxias ativas que, de outro modo, não poderiam ser estudados.”

A equipe de pesquisadores aproveitou esta oportunidade, tentando descobrir prioritariamente o processo que faz com que o brilho de Markarian 1018 varie de modo tão rápido. Este fenômeno pode ser causado por vários eventos astrofísicos, mas a equipe já descartou o efeito do buraco negro ter sugado e consumido uma estrela, assim como é pouco provável que esteja acontecendo obscurecimento por parte de gás ao seu redor. Um evento de perturbação de maré deste tipo ocorre quando uma estrela se aproxima muito de um buraco negro supermassivo, sendo destruída pelas enormes forças da gravidade. Isto resulta num forte aumento do brilho nas regiões centrais, que decai depois lentamente ao longo de alguns anos. As variações de brilho de Markarian 1018 não correspondem ao perfil deste evento. O obscurecimento por parte de gás pode afetar a classificação de uma galáxia ativa ao bloquear a linha de visão, num efeito semelhante ao de nevoeiro em frente aos faróis de um carro, atenuando assim a luz que passa através do gás. Este fenômeno afeta também o espectro da galáxia, podendo por isso modificar a sua classificação. O verdadeiro mecanismo responsável pela surprendente variação de Markarian 1018 permaneceu um mistério após a primeira rodada de observações.

No entanto, a equipe conseguiu coletar dados adicionais com tempo de observação no telescópio espacial Hubble e no observatório de raios X Chandra. Com estes novos dados o mistério acabou sendo resolvido; o buraco negro está se apagando lentamente porque já não tem material para acretar.

“É possível que esta falta de matéria se deva ao fato da entrada de combustível ter sido interrompida”, disse Rebecca McElroy. “Uma possibilidade intrigante é este efeito ser devido a interações com um segundo buraco negro supermassivo”. A existência de um tal sistema binário de buracos negros é uma possibilidade clara em Markarian 1018, já que esta galáxia resulta da fusão entre duas galáxias, cada uma das quais conteria muito provavelmente um buraco negro supermassivo no seu centro.

As pesquisas sobre os mecanismos que atuam em galáxias ativas que mudam de aparência, assim como Markarian 1018, continuam. “A equipe teve que trabalhar rapidamente para determinar o que é que estava fazendo com que Markarian 1018 voltasse à escuridão,” comentou Bernd Husemann. “Campanhas de monitoramento atualmente em curso com os telescópios do ESO e outras infraestruturas permitirão explorar com muito mais detalhe o extraordinário mundo dos buracos negros “esfomeados” e das galáxias ativas varáveis.”

Este trabalho foi descrito em dois artigos científicos intitulados “Mrk 1018 returns to the shadows after 30 years as a Seyfert 1” e “What is causing Mrk 1018’s return to the shadows after 30 years?”, que serão ambos publicados como Cartas na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO