Os ventos fortes no famoso sistema estelar de Eta Carinae

Uma equipe internacional de astrônomos utilizou um interferômetro para obter imagens do sistema estelar de Eta Carinae, as mais detalhadas obtidas até hoje.

 

© ESO/G. Weigelt (Eta Carinae)

A equipe descobriu estruturas novas e inesperadas no sistema binário, incluindo uma região entre as duas estrelas onde ventos estelares de velocidades extremamente elevadas colidem. Esta nova descoberta sobre o enigmático sistema estelar poderá levar a uma melhor compreensão da evolução de estrelas de alta massa.

Uma equipe de astrônomos, liderada por Gerd Weigelt do Instituto Max Planck de Rádio Asttronomia (MPIfR) em Bonn, na Alemanha, utilizou o Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI), instalado no Observatório do Paranal do ESO, para obter uma imagem única do sistema estelar Eta Carinae situado na Nebulosa Carina.

Este colossal sistema binário, constituído por duas estrelas massivas que orbitam em torno uma da outra, é muito ativo, dando origem a ventos estelares com velocidades que vão até 10 milhões de km por hora. A região entre as duas estrelas, onde os ventos de ambas colidem, é muito turbulenta, mas até agora não tinha sido estudada.

O poder do sistema binário Eta Carinae cria fenômenos dramáticos. Astrônomos dos anos 1830 observaram uma “Grande Erupção” no sistema. Sabemos agora que esta erupção ocorreu quando a maior das estrelas do sistema binário liberou enormes quantidades de gás e poeira num curto período de tempo, o que levou à formação dos lóbulos distintos, conhecidos por Nebulosa do Homúnculo, que vemos atualmente no sistema. O efeito combinado dos dois ventos estelares se chocando um contra o outro a velocidades extremas faz com que as temperaturas na região aumentem para milhões de graus e ocorram intensos “dilúvios” de raios X.

A área central onde os ventos colidem é relativamente pequena, mil vezes menor que a Nebulosa do Homúnculo, razão pela qual os telescópios colocados tanto no espaço como no solo não tinham ainda conseguido obter uma imagem detalhada da região. A equipe utilizou o poder de resolução do instrumento AMBER do VLTI para observar este reino violento pela primeira vez. Uma combinação inteligente, um interferômetro de três dos quatro telescópios auxiliares do VLT fez aumentar em 10 vezes o poder de resolução que tem um único telescópio principal do VLT. Conseguiu-se assim obter a imagem mais nítida até hoje do sistema, o que levou à obtenção de resultados inesperados sobre a sua estrutura interna.

A nova imagem do VLTI mostra claramente a estrutura que existe entre as duas estrelas Eta Carinae. Foi observada uma inesperada forma em ventoinha na região onde o vento da estrela menor e mais quente colide com o vento mais denso da estrela maior.

“Os nossos sonhos tornaram-se realidade, porque agora conseguimos obter imagens extremamente nítidas no infravermelho. O VLTI nos dá a oportunidade única de aumentar o nosso conhecimento sobre Eta Carinae e sobre muitos outros objetos chave”, diz Gerd Weigelt.

Além das imagens, observações espectroscópicas da região de colisão permitiram medir as velocidades dos intensos ventos estelares. As medições foram feitas utilizando o efeito Doppler. Os astrônomos usam este efeito (ou desvios) para calcular de forma precisa quão depressa as estrelas e outros objetos astronômicos se afastam ou aproximam da Terra. O movimento de um objeto na nossa direção ou em sentido contrário provoca um ligeiro desvio das suas linhas espectrais. A velocidade do movimento pode ser calculada a partir deste desvio. Com estes valores, foi possível criar modelos de computador mais precisos da estrutura interna deste sistema estelar, o que nos ajudará a compreender como é que estas estrelas de massas extremamente elevadas perdem massa à medida que evoluem.

Um dos membros da equipe, Dieter Schertl (MPIfR), olha para o futuro: ”Os novos instrumentos GRAVITY e MATISSE do VLTI irão obter imagens interferométricas com ainda mais precisão e num intervalo de comprimentos de onda ainda maior. É necessário um vasto intervalo de comprimentos de onda para se poder derivar as propriedades físicas de muitos objetos astronômicos.”

O mosaico acima mostra a Nebulosa Carina (parte esquerda da imagem), local onde se encontra o sistema estelar Eta Carinae. Esta parte da imagem foi observada com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla do ESO. A parte central mostra o meio ao redor da estrela: a Nebulosa Homunculus, formada a partir de material ejetado pelo sistema Eta Carinae. Esta imagem foi obtida pelo instrumento infravermelho próximo de ótica adaptativa NACO montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. A imagem da direita mostra a região mais interna do sistema observada com o VLTI.

Este trabalho foi descrito num artigo científico que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

O Tucano e o aglomerado globular

A constelação do Tucano é famosa por abrigar alguns dos objetos mais interessantes de serem observados como a Galáxia Anã Tucana e o aglomerado globular 47 Tucanae, o segundo aglomerado mais brilhante do céu.

© Hubble (NGC 299)

A constelação do Tucano também possui uma variedade de belezas cósmicas desconhecidas.

Uma dessas é o aglomerado aberto de estrelas NGC 299, localizado dentro da Pequena Nuvem de Magalhães a apenas 200.000 anos-luz de distância da Terra. Aglomerados abertos de estrelas como esse, são coleções de estrelas fracamente agrupadas pela gravidade, todas elas tendo se formado da mesma nuvem molecular massiva de gás e poeira. Por conta disso, todas as estrelas possuem a mesma composição e a mesma idade, mas possuem massa variável pois elas se formaram em diferentes posições dentro da nuvem.

Essa única propriedade, não só garante uma espetacular visão quando o objeto é observado através de instrumentos sofisticados acoplados a telescópios como a Advanced Camera for Surveys do Hubble, mas também fornece aos astrônomos um laboratório cósmico onde é possível estudar a formação e a evolução das estrelas, um processo que acredita-se, depende fortemente da massa da estrela.

Fonte: NASA

O Universo observável contém 10 vezes mais galáxias do que se pensava

Graças a um novo censo de céu profundo montado a partir de estudos obtidos pelo telescópio espacial Hubble e por outros observatórios, o Universo parece muito mais cheio.

© Hubble/GOODS/M. Giavalisco (grande censo de galáxias)

Esta imagem cobre uma porção de um grande censo de galáxias denominado GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey).

Os astrônomos chegaram à conclusão surpreendente que existem pelo menos 10 vezes mais galáxias no Universo observável do que se pensava.

Os resultados têm implicações claras para a formação de galáxias e também ajudam a desvendar um antigo paradoxo astronômico: porque é que o céu é escuro à noite?

Ao analisar os dados, uma equipe liderada por Christopher Conselice da Universidade de Nottingham, Reino Unido, descobriu que o número de galáxias agrupadas num determinado volume do espaço, no início do Universo, era 10 vezes superior ao do presente. A maioria destas galáxias eram relativamente pequenas e tênues, com massas parecidas àquelas das galáxias satélite ao redor da Via Láctea. À medida que se fundiam para formar galáxias maiores, a densidade populacional das galáxias no espaço diminuiu. Isto significa que as galáxias não estão distribuídas uniformemente ao longo da história do Universo.

"Estes resultados são uma poderosa evidência de que teve lugar uma significativa evolução galáctica ao longo da história do Universo, o que reduziu drasticamente o número de galáxias por meio de fusões, assim reduzindo o seu número total. Isto fornece uma verificação da chamada formação estrutural descendente no Universo," explica Conselice.

Uma das questões mais fundamentais da astronomia é a de quantas galáxias o Universo contém. O marco HDF (Hubble Deep Field), obtido em meados da década de 1990, forneceu a primeira visão real da população galáctica do Universo. Observações sensíveis subsequentes, como o HUDF (Hubble's Ultra Deep Field), revelaram uma miríade de galáxias fracas. Isto levou a uma estimativa de que o Universo observável continha cerca de 200 bilhões de galáxias. A limitada velocidade da luz e a idade do Universo significam que todo o Universo não pode ser visto da Terra. A parte visível no nosso horizonte cosmológico é chamado o Universo observável.

A nova pesquisa mostra que esta estimativa é, pelo menos, dez vezes demasiado baixa.

Conselice e a sua equipe chegaram a esta conclusão usando imagens de céu profundo obtidas pelo Hubble e dados já publicados por outras equipes. Eles converteram meticulosamente as imagens para 3-D a fim de fazerem medições precisas do número de galáxias em épocas diferentes da história do Universo. Além disso, usaram novos modelos matemáticos, o que lhes permitiu inferirem a existência de galáxias que a atual geração de telescópios não consegue observar. Isto levou à surpreendente conclusão de que, para o número de galáxias que vemos atualmente e suas massas equivalerem ao esperado, devem existir mais 90% de galáxias no Universo observável que são demasiado tênues e distantes para poderem ser observadas com telescópios atuais. Esta miríade de galáxias pequenas no início do Universo fundiu-se ao longo do tempo em galáxias maiores que agora podemos observar.

"É inacreditável que mais de 90% das galáxias no Universo ainda não foram estudadas. Quem sabe que propriedades interessantes vamos encontrar quando descobrirmos essas galáxias com as gerações futuras de telescópios? No futuro próximo, o Telescópio Espacial James Webb será capaz de estudar estas galáxias ultrafracas, comenta Conselice.

A diminuição do número de galáxias, à medida que o tempo avançava, também contribuiu para a solução do paradoxo de Olbers, formulado pela primeira vez no início do século XVIII pelo astrónomo alemão Heinrich Wilhelm Olbers: porque é que o céu é escuro à noite se o Universo contém uma infinidade de estrelas? A equipe chegou à conclusão que há, efetivamente, uma abundância tal de galáxias que, em princípio, cada pedaço do céu contém parte de uma galáxia.

No entanto, a luz estelar das galáxias é invisível ao olho humano e à maioria dos telescópios modernos devido a outros fatores conhecidos que reduzem a luz visível e ultravioleta no Universo. Esses fatores são o "avermelhamento" da luz devido à expansão do espaço, à natureza dinâmica do Universo e à absorção de luz pela poeira e gás intergalácticos. Tudo combinado, isto mantém escuro o céu noturno.

Este resultado será publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Proxima Centauri pode ser mais parecida com o Sol do que se pensava

Em agosto os astrônomos anunciaram que a estrela vizinha, Proxima Centauri, hospeda um planeta do tamanho da Terra (de nome Proxima b) na sua zona habitável.

© NASA/CXC/M.Weiss (ilustração do interior de uma estrela de baixa massa)

À primeira vista, Proxima Centauri não se parece nada com o nosso Sol. É uma pequena e fria anã vermelha com apenas um décimo da massa e um milésimo do brilho do Sol. No entanto, uma nova pesquisa mostra que é parecida com o Sol de uma forma surpreendente: tem um ciclo regular de manchas estelares.

As manchas estelares (como as manchas solares) são zonas escuras à superfície de uma estrela onde a temperatura é um pouco inferior à da área circundante. São alimentadas por campos magnéticos. Uma estrela é constituída por gases ionizados a que chamamos plasma. Os campos magnéticos podem restringir o fluxo de plasma e criar manchas. As alterações ao campo magnético de uma estrela podem afetar o número e a distribuição das manchas estelares.

O nosso Sol tem um ciclo de atividade de 11 anos. Durante o mínimo solar, o Sol não tem quase manchas nenhumas. Durante o máximo solar, normalmente mais de 100 manchas solares cobrem, em média, menos de 1% da superfície do Sol.

O novo estudo descobriu que Proxima Centauri é submetida a um ciclo semelhante com a duração de sete anos de pico a pico. No entanto, o seu ciclo é muito mais dramático. Pelo menos um-quinto da superfície da estrela fica coberta por manchas de uma só vez. Além disso, algumas destas manchas são muito maiores em relação ao tamanho da estrela do que as manchas do nosso Sol.

"Se houvesse vida inteligente em Proxima b, teriam uma vista muito dramática," afirma o autor principal Brad Wargelin, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Os astrônomos ficaram surpreendidos ao detectar o ciclo de atividade estelar em Proxima Centauri porque o seu interior deverá ser muito diferente do interior do Sol. O terço exterior do Sol sofre um movimento chamado convecção, parecido com a água fervendo numa panela, enquanto o interior do Sol permanece relativamente imóvel. Há uma diferença na velocidade de rotação entre estas duas regiões. Muitos astrônomos acham que esta diferenciação é responsável pela produção do ciclo de atividade magnética do Sol.

Em contraste, o interior de uma pequena anã vermelha como Proxima Centauri deve ser totalmente convectivo até ao núcleo. Como resultado, não deveria ter um ciclo regular de atividade.

"A existência de um ciclo em Proxima Centauri mostra que nós não entendemos a produção dos campos magnéticos estelares tão bem quanto pensávamos," afirma Jeremy Drake, também do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

O estudo não aborda se o ciclo de atividade de Proxima Centauri afetaria a potencial habitabilidade do planeta Proxima b. A teoria sugere que as proeminências ou o vento estelar, ambos alimentados por campos magnéticos, podem colidir com o planeta e expulsar qualquer atmosfera. Neste caso, Proxima b seria mais como a Lua da Terra, localizado na zona habitável, mas nada amigável à vida.

"As observações diretas de Proxima b não vão acontecer durante muito tempo. Até lá, a nossa melhor aposta é estudar a estrela e, em seguida, ligar esta informação com as teorias sobre as interações estrela-planeta," afirma Steve Saar, também do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

A equipe detectou o ciclo de atividade usando observações terrestres do ASAS (All Sky Automated Survey), combinadas com medições espaciais obtidas por várias missões, incluindo o Swift, Chandra e XMM-Newton.

Os resultados do estudo foram aceitos para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O residente incomum de Cassiopeia

Esta imagem, feita com a Wide Field Planetary Camera 2 do telescópio espacial Hubble, mostra a galáxia espiral NGC 278.

© Hubble (NGC 278)

Esta beleza cósmica localiza-se a cerca de 38 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Cassiopeia.

Olhando assim, a galáxia NGC 278, parece tranquila. Porém, a galáxia está passando por uma imensa explosão de formação de estrelas. Esta atividade furiosa pode ser percebida pelos nós de tonalidade azulada, que permeiam os braços espirais da galáxia, cada um dos quais representa um grupo de estrelas quentes recém-nascidas.

Contudo, a formação de estrelas na NGC 278 não é comum, ela não se estende para as bordas mais externas da galáxia, só acontecendo dentro de um anel interno de cerca de 6.500 anos-luz de diâmetro. Essa dicotomia pode ser vista nesta imagem, enquanto o centro é brilhante, as extremidades são muito mais escuras. Esta estranha configuração acredita-se que tenha sido causada por uma fusão com uma galáxia menor rica em gás, enquanto que o evento turbulento acendeu o centro da NGC 278, a poeira remanescente da pequena galáxia desapareceu nas regiões mais externas da galáxia. Qualquer que seja a causa, este anel de formação estelar, chamado de anel nuclear, é extremamente incomum em galáxias sem uma barra no seu centro, tornando a NGC 278 uma visão muito intrigante.

Fonte: NASA

O coração antigo da Via Láctea

Com o auxílio do Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA), o telescópio infravermelho do ESO, foram descobertas pela primeira vez estrelas antigas do tipo RR Lyrae no centro da Via Láctea.

© ESO/VVV Survey/D. Minniti (estrelas variáveis próximo do centro galático)

As estrelas RR Lyrae encontram-se tipicamente em populações estelares com mais de 10 bilhões de anos de idade. A sua descoberta sugere que o centro bojudo da Via Láctea provavelmente cresceu a partir da fusão de aglomerados estelares primordiais. Estas estrelas podem mesmo ser os restos do mais massivo e mais antigo aglomerado estelar que ainda sobrevive na Via Láctea.

Uma equipe liderada por Dante Minniti (Universidad Andres Bello, Santiago, Chile) e Rodrigo Contreras (Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile) utilizou observações do telescópio infravermelho de rastreio VISTA, obtidas no âmbito do rastreio público Variáveis na Via Láctea (VVV), para fazer uma busca meticulosa da região central da Via Láctea. Ao observar no infravermelho, que é menos afetado pela poeira cósmica do que a radiação visível, e explorando as excelentes condições de observação do Observatório do Paranal do ESO, a equipe conseguiu obter a visão mais clara desta região conseguida até hoje. Foram encontradas uma dúzia de estrelas RR Lyrae antigas no coração da Via Láctea, as quais se desconheciam anteriormente.

A nossa Galáxia tem um centro densamente povoado, uma característica comum a muitas galáxias, mas por estar suficientemente perto é possível estudá-la em profundidade. A descoberta de estrelas RR Lyrae fornece-nos evidências sólidas que ajudam os astrônomos a decidir entre duas teorias principais que competem para explicar a formação destes bojos.

As estrelas RR Lyrae encontram-se tipicamente em aglomerados globulares densos. Tratam-se de estrelas variáveis, sendo que o brilho de cada estrela RR Lyrae varia de forma regular. Ao observar o tamanho de cada ciclo de aumento e diminuição de brilho numa RR Lyrae, e medindo o brilho da estrela, os astrônomos podem calcular a distância a que a estrela se encontra. As estrelas RR Lyrae, tal como as outras estrelas variáveis regulares, como por exemplo as Cefeidas, apresentam uma relação simples entre quão rápido mudam de brilho e quão luminosas são. Períodos mais longos significam estrelas mais brilhantes. Esta relação período-luminosidade pode ser usada para deduzir a distância a uma estrela a partir do seu período de variação e do seu brilho aparente.

Infelizmente, estas estrelas que são excelentes indicadoras de distância encontram-se frequentemente ofuscadas por estrelas jovens muito mais brilhantes e em algumas regiões estão escondidas pela poeira. Por isso, localizar estrelas RR Lyrae mesmo no núcleo extremamente denso da Via Láctea não tinha sido possível antes da obtenção de dados pelo rastreio público VVV realizado no infravermelho. Ainda assim, a equipe descreveu a tarefa de localizar as estrelas RR Lyrae entre a enorme população de estrelas mais brilhantes situadas no centro da Via Láctea como extremamente difícil.

O seu trabalho árduo foi no entanto recompensado com a identificação de uma dúzia de estrelas RR Lyrae. A sua descoberta indica que restos de aglomerados globulares antigos se encontram espalhados no centro do bojo da Via Láctea.

Rodrigo Contreras explica: “A descoberta de estrelas RR Lyrae no centro da Via Láctea tem implicações importantes na formação de núcleos galácticos. As evidências apoiam o cenário em que o bojo foi originalmente formado pela fusão de alguns aglomerados globulares.”

A teoria de que os bojos galácticos se formam através da fusão de aglomerados globulares é contestada pela hipótese concorrente de que estes bojos se formam devido à rápida acreção de gás. A descoberta destas estrelas RR Lyrae, quase sempre encontradas em aglomerados globulares, é uma forte evidência de que o bojo da Via Láctea se formou de fato através de fusão. Extrapolando, outros bojos galácticos semelhantes podem também ter-se formado do mesmo modo.

Estas estrelas, além de constituírem uma forte evidência para uma importante teoria de evolução galáctica, têm também muito provavelmente mais de 10 bilhões de anos de idade, possivelmente são tênues sobreviventes do mais antigo e massivo aglomerado estelar da Via Láctea.

Fonte: ESO

Hubble detecta bolas de plasma disparadas por estrela

O telescópio espacial Hubble detectou bolhas superquentes de gás, cada uma com o dobro da massa do planeta Marte, expelidas perto de uma estrela moribunda.

© STScI/A. Feild (gráfico do sistema binário V Hydrae lançando bolas de plasma para o espaço)

Este gráfico com quatro paineis ilustra como o sistema binário V Hydrae lança bolas de plasma para o espaço. O painel 1 mostra as duas estrelas em órbita uma da outra. Uma das estrelas está perto do final da sua vida e inchou em tamanho, tornando-se numa gigante vermelha. No painel 2, a órbita da estrela mais pequena leva-a até à atmosfera estendida da gigante vermelha. À medida que a estrela viaja através da atmosfera, recolhe material da gigante vermelha, material que assenta num disco em seu redor. A acumulação de material atinge um ponto crítico e este é, eventualmente expelido sob a forma de bolhas de plasma quente ao longo do eixo de rotação da estrela, como o painel 3 mostra. Este processo de expulsão é repetido a cada oito anos e meio, o tempo que leva para a estrela mais pequena fazer outra passagem pelo invólucro inchado da gigante vermelha, visto no painel 4.

As bolas de plasma estão viajando tão depressa pelo espaço que levariam apenas 30 minutos para ir da Terra à Lua. Este disparo de plasma estelar ocorre a cada 8,5 anos há pelo menos 400 anos.

As bolas de plasma são um enigma para os astrônomos, porque o material ejetado não pode ter sido disparado pela estrela hospedeira, chamada V Hydrae. A estrela é uma gigante vermelha inchada, localizada a 1.200 anos-luz de distância, que provavelmente liberou pelo menos metade da sua massa para o espaço durante o seu leito de morte. As gigantes vermelhas são estrelas moribundas nos estágios finais da vida que estão esgotando o seu combustível nuclear que as faz brilhar. Cresceram em tamanho e estão despindo as suas camadas exteriores para o espaço.

A atual melhor explicação sugere que as bolas de plasma foram lançadas por uma companheira estelar invisível. De acordo com esta teoria, a companheira teria que estar numa órbita elíptica que a leva perto da atmosfera inchada da gigante vermelha a cada 8,5 anos. À medida que a companheira entra na atmosfera exterior da gigante vermelha, engole material. Este material, em seguida, assenta num disco ao redor da companheira e serve como plataforma de lançamento destas bolhas de plasma, que viajam a cerca de 800.000 quilômetros por hora.

Este sistema estelar poderá ser o arquétipo que explica uma estonteante variedade de formas brilhantes descobertas pelo Hubble em torno de estrelas moribundas a que chamamos nebulosas planetárias. Uma nebulosa planetária é uma concha de gás brilhante em expansão, expelida por uma estrela no final da sua vida.

"Nós sabíamos, com base em dados anteriores, que este objeto tinha um fluxo de alta velocidade, mas esta é a primeira vez que vemos o processo em ação," afirma Raghvendra Sahai, autor principal do estudo que pertence ao Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA. "Nós sugerimos que estas bolhas gasosas produzidas durante esta fase final da vida de uma estrela ajudam a produzir as estruturas que vemos nas nebulosas planetárias."

As observações do Hubble, ao longo das duas últimas décadas, têm revelado uma enorme complexidade e diversidade na estrutura das nebulosas planetárias. A alta resolução do telescópio captou nós de material nas nuvens brilhantes de gás que rodeiam estrelas moribundas. Os astrônomos especularam que estes nós são, na realidade, jatos expelidos por discos de material ao redor de estrelas companheiras que não eram visíveis nas imagens do Hubble. A maioria das estrelas na nossa Galáxia encontram-se em sistemas binários. Mas os detalhes de como estes jatos foram produzidos permanecia um mistério.

"Nós queremos identificar o processo que produz estas transformações surpreendentes, de uma gigante vermelha inchada para uma bela e brilhante nebulosa planetária," afirma Sahai. "Estas mudanças dramáticas ocorrem ao longo de 200 a 1.000 anos, um mero piscar de olhos de tempo cósmico."

A equipe de Sahai usou o instrumento STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) do Hubble para realizar observações da estrela V Hydrae e da sua região circundante ao longo de um período de 11 anos, primeiro de 2002 a 2004 e depois de 2011 a 2013. A espectroscopia descodifica a luz de um objeto, revelando informações sobre a sua velocidade, temperatura, localização e movimento.

Os dados mostram uma série de bolhas superquentes e monstruosas, cada com uma temperatura de mais de 9.400 graus Celsius, quase duas vezes mais quentes que a superfície do Sol.

Os pesquisadores compilaram um mapa detalhado da localização das bolhas, o que lhes permite traçar os primeiros aglomerados gigantes até 1986. "As observações mostram que as bolhas se movem ao longo do tempo," comenta Sahai. "Os dados do STIS mostram bolhas recém-ejetadas, bolhas que se deslocaram para mais longe e bolhas ainda mais distantes."

O STIS detectou estas estruturas gigantes tão longe quanto 59,5 bilhões de quilômetros de V Hydrae, mais de oito vezes a distância entre o Cinturão de Kuiper e o nosso Sol.

As bolhas expandem-se e arrefecem à medida que se deslocam para mais longe, deixando de ser detectáveis no visível. Mas as observações efetuadas em comprimentos de onda submilimétricos mais longos no ano de 2004, pelo SMA (Submillimeter Array) no Havaí, revelaram estruturas distorcidas que podem ser bolhas lançadas há 400 anos atrás.

Com base nas observações, Sahai e os colegas Mark Morris da Universidade da Califórnia e Samantha Scibelli da Universidade Estatal de New York, desenvolveram um modelo de uma estrela companheira com um disco de acreção para explicar o processo de ejeção.

"Este modelo fornece a explicação mais plausível porque sabemos que os motores que produzem jatos são discos de acreção," explica Sahai. "As estrelas gigantes não têm discos de acreção, mas muitas têm provavelmente estrelas companheiras que, presumivelmente, têm massas inferiores porque evoluem mais lentamente. O modelo que propomos pode ajudar a explicar a presença de nebulosas planetárias bipolares, a presença de estruturas com a forma de jatos com nós em muitos destes objetos, e até mesmo as nebulosas planetárias multipolares. Nós pensamos que este modelo tem uma ampla aplicabilidade."

Uma surpresa encontrada na observação pelo STIS, foi que o disco não dispara os aglomerados monstruosos exatamente na mesma direção a cada oito anos e meio. A direção move-se ligeiramente de lado a lado e para trás e para a frente devido, possivelmente, a uma oscilação no disco de acreção. "Esta descoberta foi bastante surpreendente, mas é também muito agradável porque ajuda a explicar algumas coisas misteriosas que tinham sido observadas por outros cientistas," comenta Sahai.

Os astrônomos salientam que a V Hydrae é obscurecida a cada 17 anos, como se algo bloqueasse a sua luz. Sahai e colegas sugerem que devido à oscilação vai-e-vem da direção do jato, as bolhas alternam entre o passar por trás e o passar em frente de V Hydrae. Quando uma bolha passa em frente de V Hydrae, protege a gigante vermelha da observação dos astrônomos.

Este motor de disco de acreção é muito estável porque tem sido capaz de lançar estas estruturas durante centenas de anos sem ficar despedaçada. Em muitos destes sistemas, a atração gravitacional pode fazer com que a companheira espirale para o núcleo da gigante vermelha. Porém, eventualmente, a órbita da companheira de V Hydrae continuará a decair porque está perdendo energia nesta interação de atrito. No entanto, o destino final desta companheira é incerto.

A equipe espera usar o Hubble para realizar mais observações do sistema V Hydrae, incluindo a mais recente bolha expulsa em 2011. Os astrônomos também planejam usar o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), no Chile, para estudar bolhas lançadas ao longo das últimas centenas de anos e que são agora demasiado frias para serem detectadas com o Hubble.

Os resultados da equipe foram publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Mapa dinâmico dos ventos na Terra

De que maneira o vento está soprando?

© Cameron Beccario (mapa dinâmico dos ventos na Terra)

O mapa caracterizado acima pode dizer-lhe isso e muito mais, não importa a sua localização no planeta Terra.

O mapa dinâmico exibe previsões de supercomputador extraídas de múltiplas fontes globais de dados de satélite atualizadas a cada três horas. Os dados foram coletados pelo GFS e US National Weather Service do National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) e pelo GEOS-5 e Goddard Space Flight Center da NASA.

Os redemoinhos brilhantes geralmente indicam sistemas de baixa pressão com altas velocidades de vento, incluindo ciclones dramáticos, furacões e tufões. Embora o mundo pode ser girado de forma interativa aqui, para obter plena interatividade, incluindo a capacidade de zoom, você deve clicar na palavra "earth" no canto inferior esquerdo.

O painel de controle "earth" permite ainda a inclusão de temperatura, umidade, pressão, precipitação e mapas de dióxido de carbono, ou até mesmo mudar para exibir a velocidade do vento, maior altitude ou correntes oceânicas. Em particular, durante tempos de mudanças rápidas, os mapas exibidos podem estar desatualizados ou imprecisos.

Fonte: NASA

Primeiro exoplaneta detectado por variação de fase na luz de sua estrela

Astrônomos encontram a maioria dos exoplanetas através de sinais indiretos, notando mudanças na luz da estrela hospedeira em vez de ver o próprio exoplaneta.

© STScI/G. Bacon (ilustração de um exoplaneta orbitando uma estrela quente)

Mas a luz de algumas das estrelas muda tudo por conta própria, fazendo com que estes métodos se tornem complicados. O KIC 7917485b é o primeiro exoplaneta identificado em torno de uma estrela da sequência principal do  tipo A a partir de seu movimento orbital, e o primeiro encontrado perto de zona habitável.

As estrelas do tipo A são maiores e mais quentes do que a maioria das estrelas no catálogo Kepler, mudando de brilho em intervalos regulares. Este escurecimento e brilho pode ser muito tênue para ser detectado, quando um planeta em trânsito provoca o escurecimento da luz de sua estrela. Contudo, não há nenhuma razão para estrelas do tipo A não terem planetas, pois tem sido difícil para os astrônomos identificá-los. Até agora, os poucos exoplanetas encontrados em torno de estrelas tipo A são ou por imagens diretas, ou seja, quando os planetas estão muito longe de sua estrela, ou do trânsito, onde os planetas estão muito perto da estrela e o sinal é forte.

Mas uma nova idéia aplica a variabilidade da própria estrela como uma maneira de olhar para os exoplanetas. Os pulsos da estrela por causa das mudanças na fusão do hélio em suas camadas inferiores. Ela incha, esfria e escurece, encolhe, aquece e ilumina, e depois repete o processo várias vezes em um dia. Em uma curva de luz de Kepler, estes pulsos aparecem como um escurecimento periódico e brilho, como um relógio. Mas este relógio mostra um atraso. As pulsações aparecem um pouco cedo ou mais tarde, e calculando esse atraso, os astrônomos podem medir como a estrela está realmente oscilando num movimento orbital. E este movimento é devido à força gravitacional de um planeta próximo.

Os atrasos nas pulsações da KIC 7917485 foram revelados por um exoplaneta com cerca de 12 massas de Júpiter e com um período de 840 dias, que está perto da zona habitável de uma estrela tão quente. Com esta massa torna este exoplaneta quase uma anã marrom, e, certamente, um gigante gasoso.

Os atrasos na pulsação são muito semelhantes à forma como os astrônomos encontram planetas através do método da velocidade radial, mas, neste caso, não é necessário qualquer espectrômetro. A curva de luz de Kepler fornece todas as informações necessárias; o planeta não precisa de trânsito para revelar-se. Ter um método que pode revelá-los de qualquer maneira é uma ferramenta importante para idenficar um exoplaneta.

Fonte: Astronomy

Detectado colapso de nuvens interestelares gerando novas estrelas

Pesquisadores utilizaram SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA, para observar o colapso de seis nuvens interestelares para se tornarem novas estrelas que serão muito maiores do que o nosso Sol.

© NASA/JPL-Caltech/2MASS (W43)

A imagem acima em infravermelho mostra a região W43 de formação de estrelas localizada a 20.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Aquila.

O SOFIA é um avião Boeing 747SP modificado para transportar um telescópio com 100 polegadas de diâmetro.

Quando uma nuvem de gás entra em colapso sobre si mesma, a própria gravidade da nuvem faz com que ela se contraia e devido ao atrito produz calor. O calor da contracção eventualmente faz com que o núcleo produza as reações de fusão de hidrogênio que criam uma estrela.

Estas observações através do SOFIA permitiram a confirmação dos modelos teóricos sobre como as nuvens interestelares em colapso se tornam estrelas e o ritmo em que elas entram em colapso. Na verdade observar este colapso é extremamente desafiador porque acontece de forma relativamente rápida em termos astronômicos.

"Detectando o colapso em proto-estrelas é muito difícil de observar, mas é fundamental para confirmar a nossa compreensão geral da formação de estrelas", disse Erick Young, da Universities Space Research Association.

Usando instrumento GREAT (German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies) do observatório, os cientistas procuraram este estágio de desenvolvimento em nove estrelas embrionárias, chamadas de proto-estrelas, medindo os movimentos do material dentro delas. Eles descobriram que seis das nove proto-estrelas estavam colapsando ativamente, aumentando substancialmente a lista anterior de menos de uma dúzia de proto-estrelas diretamente determinada que estavam neste estágio de colapso.

Durante várias semanas a cada ano, a equipe do SOFIA operando a partir de Christchurch, na Nova Zelândia, estudou objetos a partir de latitudes do sul que são melhores observados, incluindo o centro da Via Láctea, onde existem muitas regiões de formação estelar. Nos meses de inverno do hemisfério sul, quando as noites são longas e o bloqueio infravemelho de vapor de água é especialmente baixo, propiciando boas condições de observação.

"Com as observações do SOFIA no hemisfério sul, o interior pleno da Via Láctea entra em alcance para estudos de formação de estrelas. Isso é crucial para observações das primeiras fases de formação de estrelas de alta massa, uma vez que este é um evento relativamente rápido e raro," disse Friedrich Wyrowski, astrônomo do Instituto Max-Planck para Radioastronomia, em Bonn, Alemanha.

Os resultados das observações feitas no hemisfério sul em 2015 foram publicados no início deste ano no periódico Astronomy and Astrophysics.

Fonte: SOFIA Science Center

As evidências de um buraco negro errante

Astrônomos usaram o observatório de raios X Chandra da NASA e o observatório de raios X XMM-Newton da ESA para descobrir uma fonte de raios X extremamente luminosa e variável localizada fora do centro da sua galáxia hospedeira.

© Chandra/Hubble (Faixa Estendida de Groth)

Este objeto peculiar pode ser um buraco negro errante oriundo de uma pequena galáxia que caiu para uma galáxia maior.

Os astrônomos pensam que os buracos negros supermassivos, alguns com cerca de 100 mil a 10 bilhões de vezes a massa do Sol, estão nos centros da maioria das galáxias. Existem também evidências para a existência dos chamados buracos negros de massa intermédia, que têm massas inferiores que variam entre cerca de 100 até 100.000 vezes a massa do Sol.

Ambos estes tipos de objetos podem ser encontrados longe do centro de uma galáxia, após uma colisão ou fusão com outra galáxia que contém um buraco negro massivo. À medida que as estrelas, gás e poeira da segunda galáxia movem-se através da primeira, o seu buraco negro move-se com ela.

Um novo estudo relata a descoberta de um destes buracos negros "errantes" na direção da orla da galáxia lenticular SDSS J141711.07+522540.8 (ou GJ1417+52 para abreviar), localizada a aproximadamente 4,5 bilhões de anos-luz da Terra. Este objeto, conhecido como XJ1417+52, foi descoberto durante longas observações de uma região especial, chamada Faixa Estendida de Groth, com dados do XMM-Newton e do Chandra obtidos entre 2000 e 2002. O seu brilho extremo faz com que seja provavelmente um buraco negro com uma massa estimada em cerca de 100.000 vezes a massa do Sol, assumindo que a força de radiação na matéria ao redor é igual à força gravitacional.

O painel principal mostra uma imagem visível de campo largo obtida com o telescópio espacial Hubble. O buraco negro e a sua galáxia hospedeira estão localizados dentro da caixa no canto superior esquerdo. A inserção da esquerda contém uma ampliação de GJ1417+52 pelo Hubble. Dentro desta inserção, o círculo mostra uma fonte pontual na periferia norte da galáxia que poderá estar associada com XJ1417+52.

A inserção da direita é uma imagem de raios X de XJ1417+52 obtida com o Chandra, cobrindo a mesma região que a ampliação do Hubble. Esta é uma fonte pontual, sem evidências vistas de uma emissão prolongada de raios X.

As observações do Chandra e do XMM-Newton mostram que a emissão de raios X de XJ1417+52 é tão alto que este objeto é classificado como uma "fonte de raios X hiperluminosa". Estes são objetos 10.000 a 100.000 vezes mais luminosos em raios X do que os buracos negros estelares e 10 a 100 vezes mais poderosos do que as fontes de raios X ultraluminosas.

No seu pico, XJ1417+52 é cerca de 10 vez mais luminoso do que a fonte de raios X mais brilhante já avistada para um buraco negro errante. Também está cerca de 10 vezes mais distante do que o detentor anterior do recorde para buraco negro errante.

A brilhante emissão de raios X deste tipo de buraco negro vem do material que cai em direção a ele. Os raios X de XJ1417+52 atingiram um brilho máximo entre 2000 e 2002. A fonte não foi detectada em observações posteriores pelo Chandra e pelo XMM-Newton obtidas em 2005, 2014 e 2015. No geral, o brilho de raios X da fonte diminuiu, pelo menos, por um fator de 14 entre 2000 e 2015.

Os autores teorizam que a explosão de raios X vista em 2000 e 2002 ocorreu quando uma estrela passava demasiado perto do buraco negro e foi dilacerada por forças de maré. Alguns dos escombros gasosos teriam sido aquecidos e tornados brilhantes em raios X enquanto caiam na direção do buraco negro, provocando o pico de emissões.

A localização e brilho da fonte óptica na imagem do Hubble, que poderá estar associada com XJ1417+52, sugere que o buraco negro poderá ter, originalmente, pertencido a uma galáxia pequena que chocou com a maior galáxia GJ1417+52, despojando a maioria das estrelas da galáxia, mas deixando para trás o buraco negro e as suas estrelas vizinhas no centro da pequena galáxia. Caso esta ideia esteja correta, o que vemos na imagem do Hubble são as estrelas circundantes.

Um artigo que descreve este resultado, foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O telescópio VISTA revela estrelas escondidas

Nesta nova imagem da nebulosa Messier 78 (M78), estrelas jovens lançam uma tonalidade azulada ao seu redor, enquanto estrelas vermelhas recém-nascidas espreitam por detrás dos seus casulos de poeira cósmica.

© ESO/VISTA (M78)

Aos nossos olhos, a maioria destas estrelas estaria escondida por detrás de poeira, no entanto o VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy), um telescópio de rastreio do ESO, consegue enxergar a radiação emitida no infravermelho próximo, a qual passa através da poeira. É como se o telescópio fosse um enorme aspirador de pó que permite aos astrônomos explorar as profundezas do coração do meio estelar.

A M78 é um exemplo bem estudado de uma nebulosa de reflexão. Situa-se aproximadamente a 1.600 anos-luz de distância na constelação de Órion, um pouco ao norte das três estrelas que compõem o cinturão desta familiar constelação do céu e mais conhecidas como as Três Marias. Nesta imagem, a M78 é a névoa azulada que se encontra no centro; a outra nebulosa de reflexão mais à direita é a NGC 2017. O astrônomo francês Pierre Méchain é considerado como o descobridor da M78 em 1780, no entanto este objeto é atualmente mais conhecido como a entrada número 78 do catálogo do astrônomo francês Charles Messier, ao qual foi adicionado em dezembro de 1780.

Quando observada com instrumentos que operam no visível, como o Wide Field Imager do ESO situado no Observatório de La Silla, a M78 aparece-nos como uma mancha brilhante azul celeste rodeada por faixas escuras. A poeira cósmica reflete e dispersa a radiação emitida pelas estrelas jovens azuis situadas no coração da M78, razão pela qual este objeto é conhecido como uma nebulosa de reflexão.

As faixas escuras são espessas nuvens de poeira que bloqueiam a luz visível emitida por trás delas. Estas regiões densas e frias são os locais principais da formação de novas estrelas. Quando a M78 e as suas vizinhas são observadas em radiação submilimétrica, entre as ondas rádio e a radiação infravermelha, por exemplo com o telescópio Atacama Pathfinder Experiment (APEX), revelam o brilho de grãos de poeira em bolsões apenas um pouco mais quentes do que o seu meio envolvente extremamente frio. Eventualmente novas estrelas irão se formar nestes bolsões à medida que a gravidade as faz contrair e aquecer.

A região do infravermelho próximo situa-se entre as radiações visível e submilimétrica no espectro eletromagnético, onde o VISTA fornece aos astrônomos informação crucial. Além das reflexões da poeira e através das camadas mais finas do material opaco, as fontes estelares luminosas no centro da M78 são visíveis aos olhos do VISTA. No centro desta imagem, duas estrelas supergigantes azuis, chamadas HD 38563A e HD 38563B, brilham intensamente. Em direção ao lado direito da imagem, a estrela supergigante que ilumina NGC 2071, HD 290861, também pode ser visualizada.

Além de enormes estrelas azuis quentes, o VISTA pode também observar muitas estrelas que estão se formando no interior da poeira cósmica espalhada por esta região, vendo-se claramente as suas cores avermelhadas e amarelas. Estas estrelas coloridas podem ser vistas nas faixas de poeira que rodeiam a NGC 2701 e que se encontram ao longo da trilha de poeira que corre em direção ao lado esquerdo da imagem. Algumas destas estrelas são do tipo T Tauri, estrelas que, embora relativamente brilhantes, ainda não se encontram suficientemente quentes para dar início às reações de fusão nuclear nos seus núcleos. Dentro que algumas dezenas de milhões de anos, estas estrelas chegarão à fase “madura”, tomando os seus lugares ao lado das suas irmãs estelares que iluminam a região da M78.

Fonte: ESO

Descoberto binário mais luminoso já observado em galáxia vizinha

Usando dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA e de outras instalações, uma equipe internacional de cientistas encontrou o primeiro binário de raios gama e outra galáxia e o mais luminoso já observado.

© NOAO/CTIO/MCELS/DSS (DEM L241 e LMC P3)

O sistema duplo, denominado LMC P3, contém uma estrela massiva e um núcleo estelar esmagado que interagem para produzir uma inundação cíclica de raios gama, a forma mais energética de luz.

Na imagem acima, LMC P3 (no círculo) está situado dentro dos escombros em expansão do remanescente de supernova DEM L241 situado na Grande Nuvem de Magalhães (GNM), uma pequena galáxia vizinha a 163.000 anos-luz de distância.

"O Fermi detectou apenas cinco destes sistemas na nossa própria Galáxia, de modo que avistar um tão luminoso e distante é algo muito emocionante," afirma Robin Corbet do Goddard Space Flight Center da NASA. "Os binários de raios gama têm muito valor porque o seu fluxo muda significativamente durante cada órbita e às vezes em escalas mais longas de tempo. Esta variação permite-nos estudar em detalhe muitos dos processos de emissão comuns a outras fontes de raios."

Estes sistemas raros contêm ou uma estrela de nêutrons ou um buraco negro e irradiam a maior parte da sua energia na forma de raios gama. Notavelmente, LMC P3 é o sistema mais luminoso conhecido em raios gama, ondas de rádio e no visível, e é apenas o segundo descoberto com o Fermi.

Em 2012, cientistas que usavam o observatório de raios X Chandra da NASA descobriram uma forte fonte de raios X dentro do remanescente de supernova e mostraram que orbitava uma estrela jovem e quente com muitas vezes a massa do Sol. Os pesquisadores concluíram que o objeto compacto ou era uma estrela de nêutrons ou um buraco negro e classificaram o sistema como um binário de raios X de alta massa (HMXB).

Em 2015, a equipe de Corbet começou a procurar novos binários de raios gama em dados do Fermi, notando as mudanças periódicas características destes sistemas. Os cientistas descobriram uma mudança cíclica de 10,3 dias centrada perto de uma das várias fontes pontuais de raios gama recentemente identificadas na GNM. Uma delas, chamada P3, não estava ligada a objetos vistos em quaisquer outros comprimentos de ondas, mas estava localizada perto do HMXB. Seriam o mesmo objeto?

Para resolver a questão, a equipe de Corbet observou o binário em raios X usando o satélite Swift da NASA, em comprimentos de onda de rádio com o ATCA (Australia Telescope Compact Array), perto de Narrabri, Austrália, e no visível usando o telescópio SOAR (Southern Astrophysical Research) de 4,1 metros em Cerro Pachón, Chile e o telescópio de 1,9 metros do SAAO (South African Astronomical Observatory), perto da Cidade do Cabo, África do Sul.

As observações do Swift revelam claramente o mesmo ciclo de emissão com a duração de 10,3 dias visto em raios gama pelo Fermi. Também indicam que a emissão mais brilhante de raios X ocorre no momento oposto ao do pico de raios gama, isto é, quando um atinge o máximo, o outro atinge o mínimo. Os dados de rádio exibem o mesmo período de relação fora-de-fase com o pico de raios gama, confirmando que LMC P3 é, de fato, o mesmo sistema investigado pelo Chandra.

"As observações ópticas mostram mudanças devido ao movimento orbital do binário, mas dado que não sabemos como a órbita está inclinada no que se refere à nossa linha de visão, só podemos estimar as massas individuais," afirma Jay Strader, membro da equipe e astrofísico da Universidade Estatal do Michigan em East Lansing. "A estrela tem entre 25 e 40 vezes a massa do Sol e se estamos vendo o sistema num ângulo intermediário entre o visto de lado e o visto de cima, o que parece ser mais provável, a sua companheira é uma estrela de nêutrons com o dobro da massa do Sol." Se, no entanto, vemos o binário quase de lado, então a companheira deverá ser significativamente mais massiva e, portanto, um buraco negro.

Ambos os objetos formam-se quando uma estrela gigante fica sem combustível, colapsa sob o seu próprio peso e explode como uma supernova. O núcleo esmagado da estrela pode tornar-se numa estrela de nêutrons, com a massa de meio milhão de Terras espremida numa bola não muito maior que uma cidade. Ou pode ser ainda mais espremida num buraco negro, com um campo gravitacional tão forte que nem a luz lhe consegue escapar.

A superfície da estrela no coração de LMC P3 tem uma temperatura que excede os 33.000 graus Celsius, mais de seis vezes a temperatura à superfície do Sol. A estrela é tão luminosa que a pressão da luz que emite, na verdade, empurra material para fora da superfície, criando fluxos de partículas com velocidades de vários milhões de quilômetros por hora.

Nos binários de raios gama, pensa-se que a companheira compacta produza um "vento" próprio, constituído por elétrons acelerados até perto da velocidade da luz. Os fluxos em interação produzem raios X e ondas de rádio em toda a órbita, mas estas emissões são detectadas mais fortemente quando a companheira compacta percorre a parte da sua órbita mais próxima da Terra.

O vento de elétrons também emite raios gama, mas através de um mecanismo diferente, no qual a luz da estrela colide com elétrons altamente energéticos e recebe um impulso nos níveis de raios gama. Com o nome de Espalhamento Compton Inverso, este processo produz mais raios gama quando a companheira compacta passa perto da estrela no lado mais distante da sua órbita visto da nossa perspetiva.

Antes do lançamento do Fermi, pensava-se que os binários de raios gama seriam mais numerosos do que acabaram por ser. Estão catalogados centenas de HMXBs e pensa-se que estes sistemas tenham origem em binários de raios gama na sequência da supernova que formou o objeto compacto.

"É certamente uma surpresa detectar um binário de raios gama em outra galáxia antes de encontrarmos mais destes na nossa," comenta Guillaume Dubus, membro da equipe e do Instituto de Planetologia e Astrofísica de Grenoble, França. "Uma possibilidade é que os binários de raios gama que o Fermi detectou são casos raros onde uma supernova formou uma estrela de nêutrons com uma rotação excepcionalmente rápida, o que aumentaria a produção de partículas aceleradas e de raios gama."

O artigo científico que descreve a descoberta foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Espirais com uma história para contar

Esta bela imagem, captada pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra o disco protoplanetário que rodeia a jovem estrela Elias 2-27, situada a cerca de 450 anos-luz de distância.

© ESO/ALMA/B. Saxton (estrela Elias 2-27)

O ALMA descobriu e observou muitos discos protoplanetários, mas este é especial uma vez que mostra dois braços espirais distintos, quase como se fosse uma versão minúscula de uma galáxia espiral.

Os astrônomos já tinham observado anteriormente características espirais nas superfícies de discos protoplanetários, no entanto não se sabia se estes mesmos padrões espirais emergiam também do interior dos discos onde ocorrem a formação planetária. O ALMA observou pela primeira vez as profundezas do meio-plano de um disco e descobriu a assinatura clara de ondas de densidade espirais.

Perto da estrela, o ALMA descobriu um disco achatado de poeira, que se estende até o que seria aproximadamente a órbita de Netuno no nosso Sistema Solar. Para lá deste ponto, na região análoga ao nosso Cinturão de Kuiper, o ALMA detectou uma faixa estreita com significativamente menos poeira, o que pode indicar a formação de um planeta.

Os dois braços espirais nascem da borda exterior deste espaço vazio e estendem-se por mais de 10 bilhões de km depois da estrela hospedeira. A descoberta de ondas espirais a estas distâncias extremas pode ter implicações nas teorias de formação planetária.

Fonte: ESO

A Nebulosa Escura Lynds 1251

As estrelas estão se formando na Nebulosa Escura Lynds (LDN) 1251, que está localizada a cerca de 1.000 anos-luz.

© Lynn Hilborn (LDN 1251)

A LDN 1251 é uma poeirenta nuvem molecular que faz parte de um complexo de nebulosas escuras mapeado na direção da região de Cepheus, vagando sobre o plano da Via Láctea.

Através do espectro, explorações astronômicas das obscurecedoras nuvens interstelares revelam choques energéticos e fluxos em direção ao exterior associados a estrelas recém-formadas, inclusive o característico brilho avermelhado de objetos Herbig-Haro difusos vistos nesta nítida imagem.

As galáxias distantes no plano de fundo também espreitam na cena, visualmente enterradas atrás da poeira. O profundo campo de visão telescópica espalha-se por cerca de duas luas cheias no céu, ou 17 anos-luz à distância estimada de LDN 1251.

Fonte: NASA