Primeiros sinais de estranha propriedade quântica do espaço vazio?

Ao estudar a radiação emitida por uma estrela de nêutrons muito densa e fortemente magnetizada, astrônomos descobriram os primeiras indícios observacionais de um estranho efeito quântico, previsto inicialmente nos anos 1930.

© ESO/L. Calçada (ilustração da polarização da radiação emitida por uma estrela de nêutrons)

A polarização da radiação observada sugere que o espaço vazio em torno da estrela de nêutrons está sujeito a um efeito quântico conhecido por birrefringência do vácuo.

Uma equipe liderada por Roberto Mignani do Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) de Milão, Itália, e da Universidade de Zielona Gora, Polônia, utilizou o Very Large Telescope (VLT) do ESO, instalado no Observatório do Paranal no Chile, para observar a estrela de nêutrons RX J1856.5-3754, situada a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra. Este objeto faz parte do grupo de estrelas de nêutrons conhecidas por As Sete Magníficas. São estrelas de nêutrons isoladas, sem companheiras estelares, que não emitem ondas rádio (como os pulsares) e não estão rodeadas por material progenitor da supernova.

Apesar de ser uma das estrelas de nêutrons mais próximas de nós, a luminosidade muito baixa deste objeto faz com que os astrônomos apenas a possam observar no visível com o instrumento FORS2 montado no VLT, nos limites da atual tecnologia de telescópios.

As estrelas de nêutrons são restos de núcleos muito densos de estrelas massivas, pelo menos 10 vezes mais massivas que o Sol, que explodiram sob a forma de supernovas no final das suas vidas. Possuem também campos magnéticos intensos, bilhões de vezes mais fortes que o do Sol, que permeiam as suas superfícies exteriores e seus arredores.

Estes campos magnéticos são tão fortes que afetam inclusive propriedades do espaço vazio ao redor da estrela. Normalmente, o vácuo sugere-nos um espaço completamente vazio, onde a radiação viaja sem ser modificada. No entanto, em eletrodinâmica quântica — a teoria do vácuo que descreve a interação entre fótons de luz e partículas carregadas, tais como elétrons — o espaço encontra-se repleto de partículas virtuais que aparecem e desaparecem a todo o momento. Campos magnéticos muito intensos podem modificar este espaço, de tal maneira que este afeta a polarização da radiação que passa através dele.

De acordo com a eletrodinâmica quântica, um vácuo altamente magnetizado comporta-se como um prisma no que diz respeito à propagação da radiação, um efeito conhecido por birrefringência do vácuo. Entre as muitas previsões da eletrodinâmica quântica, a birrefringência do vácuo não teve ainda uma demonstração experimental. Tentativas de detectar este efeito em laboratório não deram qualquer resultado nos 80 anos que passaram desde a publicação do artigo científico de Werner Heisenberg (famoso pelo princípio de incerteza) e Hans Heinrich Euler.

“Este efeito pode ser apenas detectado na presença de campos magnéticos extremamente fortes, tais como os existentes em torno de estrelas de nêutrons, o que mostra, uma vez mais, como as estrelas de nêutrons são laboratórios valiosos para o estudo das leis fundamentais da natureza,” diz Roberto Turolla (Universidade de Pádua, Itália).

Após análise cuidadosa dos dados do VLT, Mignani e a sua equipe detectaram polarização linear, com um grau significativo de cerca de 16%, que pensam ser provavelmente devida ao efeito de birrefringência do vácuo ocorrendo no espaço vazio que rodeia RX J1856.5-3754.

Existem outros processos que podem polarizar a emissão estelar à medida que esta viaja pelo espaço. A equipe verificou outras possibilidades, por exemplo, a polarização criada pela dispersão da radiação em grãos de poeira, mas considerou pouco provável que dessem origem ao sinal de polarização observado.

“Até hoje, este é o objeto mais fraco para o qual foi medido um valor de polarização. Foi necessário utilizar um dos maiores e mais eficientes telescópios do mundo, o VLT, e técnicas de análise de dados precisas para aumentar o sinal emitido por uma estrela tão fraca,” disse Vincenzo Testa (INAF, Roma, Itália).

“A alta polarização linear que medimos com o VLT não pode ser explicada facilmente pelos nossos modelos, a menos que incluamos o efeito de birrefringência do vácuo previsto pela eletrodinâmica quântica,” disse Mignani.

“Este estudo do VLT é o primeiro resultado observacional que vai de encontro às previsões deste tipo de efeitos da eletrodinâmica quântica, originados por campos magnéticos extremamente fortes,” diz Silvia Zane (UCL/MSSL, Reino Unido).

“Medições de polarização com a nova geração de telescópios, tais como o European Extremely Large Telescope do ESO, podem desempenhar um papel crucial em testes de previsões da eletrodinâmica quântica de efeitos de birrefringência do vácuo em torno de muitas estrelas de nêutrons,” acrescenta Mignani.

“Estas medições, feitas agora pela primeira vez no visível, abrem também o caminho a medições semelhantes serem feitas em raios X,” acrescenta Kinwah Wu (UCL/MSSL, Reino Unido).

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Evidence for vacuum birefringence from the first optical polarimetry measurement of the isolated neutron star RX J1856.5−3754”, de R. Mignani et al., que será publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Resolvido o mistério das galáxias ultradifusas

Ao longo do último ano, pesquisadores observaram algumas galáxias muito tênues e difusas. As galáxias são tão fracas quanto galáxias anãs, mas estão distribuídas numa área tão grande quanto a Via Láctea.

© NAOJ/Subaru (galáxias ultradifusas)

Usando o Telescópio Subaru, astrônomos observaram 854 galáxias ultradifusas no aglomerado de galáxias Cabeleira de Berenice. Estas galáxias estão muito longe, cerca de 300 milhões de anos-luz e 332 delas são do tamanho da Via Láctea.

Tem sido um mistério, como galáxias tão tênues, com até 1.000 vezes menos estrelas do que a Via Láctea, ainda podem ser tão grandes. Agora, uma nova pesquisa do Instituto Niels Bohr mostra que se um grande número de supernovas explodirem durante o processo de formação estelar, isto poderá empurrar as estrelas e a matéria escura para fora, fazendo com que a galáxia se expanda.

As galáxias são coleções gigantescas de estrelas, gás e da chamada matéria escura. As galáxias menores contêm alguns milhões de estrelas, enquanto as maiores podem contar várias centenas de bilhões de estrelas. As primeiras estrelas já surgiram no Universo primitivo cerca de 200 milhões de anos após o Big Bang, formadas a partir dos gases hidrogênio e hélio. Estas nuvens gigantes de gás e poeira contraem-se e, eventualmente, o gás fica tão condensado que a pressão aquece o material, criando bolas brilhantes de gás e dando à luz novas estrelas. As estrelas agrupam-se em galáxias, as primeiras das quais eram uma espécie de "galáxias bebê".

A teoria dos astrônomos é que estas "galáxias bebê" gradualmente ficaram maiores e mais massivas através da constante formação de novas estrelas e através de colisão com galáxias vizinhas para formar galáxias novas e maiores. As maiores galáxias do nosso Universo atual têm estado, portanto, sob formação constante ao longo da história. A Terra e o nosso Sistema Solar encontram-se numa galáxia grande, a Via Láctea.

Mas as recém-descobertas galáxias tênues e ultradifusas eram difíceis de classificar e enquanto alguns pesquisadores pensavam que as galáxias difusas eram tão grandes como galáxias espirais mas com uma grande quantidade de matéria escura, outros pensavam que seria apenas um caso de galáxias anãs comuns.

Um projeto de pesquisa liderado por uma pesquisadora do Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhague tem sido capaz de recriar as características das galáxias observadas usando simulações computorizadas avançadas, realizadas em colaboração com a Universidade de Nova Iorque em Abu Dhabi.

© NIHAO/Hubble (simulação de galáxias ultradifusas)

"Ao recriarmos quase 100 galáxias virtuais, mostramos que quando há um grande número de supernovas durante o processo de formação estelar, isso poderá resultar na migração das estrelas e da matéria escura na galáxia para o exterior, fazendo com que a galáxia se expanda. Quando existe um pequeno número de estrelas numa grande área, isso significa que a galáxia torna-se tênue e difusa e, portanto, difícil de observar com telescópios," explica Arianna Di Cintio, doutorada em astrofísica, do Centro de Cosmologia Escura do Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhague.

O mecanismo que faz com que as estrelas se afastem do centro é o mesmo que é capaz de criar áreas com uma menor densidade de matéria escura. As muitas supernovas são tão poderosas que expelem o gás para o exterior da galáxia. Como resultado, tanto a matéria escura como as estrelas também migram na direção contrária à do centro galáctico, de modo que a galáxia se expande. O fato da galáxia se espalhar sobre uma área maior significa que se tornou mais difusa e indistinta.

"Se conseguirmos recriar galáxias ultradifusas com simulações de computador, isso prova que estamos no caminho certo com o nosso modelo cosmológico. Portanto, prevemos que existam galáxias ultradifusas em toda a parte, não só em aglomerados galácticos. Elas são dominadas pela matéria escura e só uma pequena porcentagem do seu conteúdo é composto por gás e estrelas e o mais importante é que são galáxias anãs com uma massa apenas cerca de 10 a 60 vezes inferior à de uma grande galáxia espiral, significativamente menos do que a Via Láctea, por exemplo," comenta Arianna Di Cintio.

Os cientistas esperam que das galáxias ultradifusas mais isoladas, as maiores possam conter mais gás. Portanto, estão iniciando estreitas colaborações com grupos de pesquisa que realizam observações de áreas muito distantes do céu com poderosos telescópios a fim de confirmar essas teorias.

"Vão abrir uma janela totalmente nova para a formação galáctica, e podem existir milhares de galáxias ultratênues à espera de serem descobertas," salienta Arianna Di Cintio, que está ansiosa por descobrir o seu número de estrelas, o seu conteúdo de elementos e como é que as galáxias ultradifusas sobrevivem em aglomerados de galáxias.

Os resultados foram publicados na revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Niels Bohr Institute

Supernova de baixa massa como estopim para a formação do Sistema Solar

Uma equipe de pesquisa liderada pelo professor Yong-Zhong Qian da Escola de Física e Astronomia da Universidade de Minnesota, EUA, usou novos modelos e evidências de meteoritos para mostrar que uma supernova de massa baixa desencadeou a formação do nosso Sistema Solar.

© NASA/Spitzer (complexo de gás e poeira na constelação do Cisne)

Há cerca de 4,6 bilhões de anos atrás, uma nuvem de gás e poeira, que eventualmente formou o nosso Sistema Solar, foi perturbada. O colapso gravitacional resultante formou o proto-Sol com um disco circundante onde os planetas nasceram. Uma supernova - a explosão de uma estrela no final do seu ciclo de vida - teria energia suficiente para comprimir tal nuvem de gás. No entanto, não havia evidências conclusivas para apoiar esta teoria. Além disso, a natureza da supernova desencadeadora permanecia elusiva.

Qian e colaboradores decidiram focar-se nos isótopos de curta duração presentes no início do Sistema Solar. Devido à sua pequena vida, estes núcleos só podiam ter vindo da supernova desencadeante. As suas abundâncias no início do Sistema Solar foram inferidas pelos seus produtos de decaimento nos meteoritos. Como detritos da formação do Sistema Solar, os meteoritos são comparáveis a tijolos e argamassa que sobram num local de construção. Eles dizem-nos a composição do Sistema Solar e, em particular, quais os isótopos de curta duração que a supernova desencadeadora forneceu.

Qian é especialista na formação de isótopos em supernovas. As suas pesquisas anteriores concentraram-se em vários mecanismos pelos quais estes ocorrem em supernovas de diferentes massas. A sua equipe inclui colaboradores da mesma universidade, da Universidade Monash, na Austrália e da Universidade da Califórnia, em Berkeley (EUA). Qian e o pós-doutorado Projjwal Banerjee perceberam que os esforços anteriores no estudo da formação do Sistema Solar estavam focados numa supernova de alta massa como "gatilho", o que teria deixado um conjunto de impressões digitais nucleares que não estão presentes no registo meteórico.

Os pesquisadores decidiram testar se uma supernova de baixa massa, cerca de 12 vezes mais massiva que o nosso Sol, podia explicar o registo de meteoritos. Começaram a investigação examinando o Berílio-10, um núcleo de curta duração com 4 prótons e 6 nêutrons, com 10 unidades de massa. Este isótopo encontra-se amplamente distribuído em meteoritos.

Na verdade, a ubiquidade do Berílio-10 era uma espécie de mistério. Muitos cientistas teorizaram que a espalação - o processo no qual as partículas altamente energéticas removem prótons ou nêutrons de um núcleo para formar novos núcleos - por raios cósmicos seria a responsável pelo Berílio-10 encontrado nos meteoritos. Esta hipótese envolve muitos trajetos incertos e presume que o Berílio-10 não pode ser fabricado em supernovas.

Usando novos modelos de supernovas, Qian e colaboradores mostraram que o Berílio-10 pode ser produzido por espalação de neutrinos tanto em supernovas de baixa massa como alta. No entanto, apenas uma supernova de massa baixa como "gatilho" para a formação do Sistema Solar é consistente com o registo meteórico em geral.

"Além de explicar a abundância do Berílio-10, este modelo de supernova de baixa massa também explicaria os isótopos de curta duração do Cálcio-41, do Paládio-107 e alguns outros encontrados em meteoritos. O que não consegue explicar deverá, então, ser atribuído a outras fontes que requerem um estudo detalhado," disse Qian.

A equipe pretende examinar os mistérios restantes dos núcleos de curta duração encontrados em meteoritos. O primeiro passo, no entanto, é corroborar ainda mais a sua teoria examinando o Lítio-7 e o Boro-11, produzidos juntamente com o Berílio-10 por espalação de neutrinos nas supernovas. Qian realçou que poderão examinar isto num artigo futuro e pediu aos cientistas que estudam meteoritos que examinem as correlações entre esses três isótopos recorrendo a medições precisas.

Os resultados foram publicados na revista científica Nature Communications.

Fonte: University of Minnesota

W5: A alma da formação estelar

Onde as estrelas se formam?

© José Jiménez Priego (W5)

Na maioria das vezes, as estrelas se formam em regiões energéticas onde o gás e a poeira escura são empurrados para uma mutilação caótica.

As estrelas massivas brilhantes, próximas ao centro de W5 (Westerhout 5), a Nebulosa da Alma, explodem e emitem radiação ionizante e ventos enérgicos. A radiação energética empurra para fora e evapora a maior parte do gás e da poeira circundantes, mas deixam pilares de gás atrás de densos nós protetores. Dentro desses nós, entretanto, novas estrelas podem ser geradas.

A imagem destaca o santuário interno de W5, uma arena que mede cerca de 1.000 anos-luz, rica em pilares de formação de estrelas.

A Nebulosa da Alma, também catalogada como IC 1848, fica a cerca de 6.500 anos-luz de distância em direção à constelação da Rainha da Aethopia (Cassiopeia). Provavelmente, em poucas centenas de milhões de anos, apenas um aglomerado de estrelas permanecerá. Então, essas estrelas se afastarão.

Fonte: NASA

Uma ponte cósmica entre galáxias espirais

Por que existe uma ponte entre essas duas galáxias espirais?

© Chris Kotsiopoulos (Arp 240)

Feita de gás e estrelas, a ponte fornece uma forte evidência de que esses dois imensos sistemas estelares passaram perto uma da outra e experimentaram violentas forças de maré induzidas pela gravidade mútua. O par de galáxias é conhecido como Arp 240, mas individualmente como NGC 5257 e NGC 5258.

A modelagem computacional e a idade dos aglomerados de estrelas indicam que as duas galáxias completaram uma primeira passagem perto de si há apenas 250 milhões de anos. As forças de marés gravitacionais não apenas puxaram a matéria, mas também comprimiram o gás e causaram a formação de estrelas em ambas as galáxias e na ponte incomum.

As fusões galácticas são processos comuns, o par de galáxias Arp 240 representa um instantâneo de uma breve fase desse processo inevitável. O par de galáxias Arp 240 está situado a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância da Terra, e pode ser visto com um pequeno telescópio apontado na direção da constelação de Virgem. As repetidas passagens devem resultar em uma fusão com o surgimento de uma única galáxia combinada.

Fonte: NASA

Descobertos três exoplanetas gigantes num sistema estelar binário

Uma equipe internacional de astrônomos dos Estados Unidos e do Chile detectou três planetas gigantes no sistema HD 133131, um par de estrelas gêmeas que se eclipsam mutuamente a cada 4.240 anos.

© Robin Dienel (ilustração de um sistema estelar binário e três exoplanetas)

O sistema HD 133131, também conhecido como HIP 73674, está localizado a aproximadamente 163 anos-luz da Terra. Este sistema binário foi descoberto em 1972 pelos astrônomos da Universidade do Chile Jurgen Stock e Herbert Wroblewski. Os cientistas estimam sua idade em 9,5 bilhões de anos, em comparação com 4,6 bilhões de anos para o nosso Sol.

Os dois componentes deste binário, HD 133131A e HD 133131B, são gêmeas de tipo espectral idêntico, G2V, que é o mesmo que o Sol.

As estrelas são separadas por apenas 360 UA (unidades astronômicas), tornando-as o par gêmeo mais estreitamente separado com os planetas detectados. O próximo sistema binário mais próximo que hospeda planetas é composto por duas estrelas que estão separadas a cerca de 1.000 UA.

A HD 133131A hospeda dois planetas moderadamente excêntricos. Os planetas possuem cerca de 1,4 e 0,6 vezes a massa de Júpiter, respectivamente, e orbitam sua estrela progenitora a 1,44 e 4,79 UA.

A HD 133131B hospeda um planeta que tem 2,5 vezes a massa de Júpiter e orbita sua estrela a uma distância de 6,4 UA.

O sistema HD 133131 também é incomum porque ambos os componentes são pobres em metal, o que significa que a maior parte de sua massa é hidrogênio e hélio, ao contrário de outros elementos como ferro ou oxigênio.

A maioria das estrelas que hospedam planetas gigantes é rica em metal. Somente seis outros sistemas binários pobres em metal com exoplanetas foram encontrados, tornando esta descoberta especialmente intrigante.

Os pesquisadores usaram análises muito precisas para revelar que as estrelas não são realmente gêmeas idênticas como se pensava anteriormente, mas têm composições químicas ligeiramente diferentes, tornando-as mais parecidas com o equivalente estelar de gêmeos fraternos.

Isto poderia indicar que uma estrela engoliu alguns planetas primordiais no início de sua vida, mudando ligeiramente sua composição. Alternativamente, as forças gravitacionais dos planetas gigantes detectados que permaneceram podem ter tido um forte efeito em pequenos planetas totalmente formados, lançando-os para a estrela ou para o espaço.

"A probabilidade de encontrar um sistema com todos esses componentes era extremamente pequena, então estes resultados servirão como uma importante referência para a compreensão da formação de planetas, especialmente em sistemas binários," disse a autora principal, a Dra. Johanna Teske, da Carnegie Institution for Science, em Washington.

A descoberta é a primeira detecção de exoplanetas feita com base apenas nos dados do Planet Finder Spectrograph, um espectrógrafo óptico de alta precisão operando com o telescópio Magellan II de 6,5 m no Observatório Las Campanas, no Chile.

"Estamos tentando descobrir se planetas gigantes como Júpiter têm frequentemente órbitas longas ou excêntricas. Se este for o caso, seria uma pista importante para descobrir o processo pelo qual nosso Sistema Solar se formou, e pode nos ajudar a entender onde os planetas habitáveis ​​são susceptíveis de serem encontrados," explicou Teske.

As descobertas foram aceitas para publicação no periódico Astronomical Journal.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Um ciclo de vida estelar

Um momento do ciclo de vida estelar foi captado numa nova imagem do observatório de raios X Chandra da NASA e do SMA (Smithsonian’s Submillimeter Array).

© Chandra/SMA (Cygnus X-3)

Uma nuvem que está gerando estrelas foi observada refletindo raios X de Cygnus X-3, uma fonte de raios X produzida por um sistema onde uma estrela massiva está lentamente sendo absorvida ou pelo seu buraco negro companheiro ou por uma estrela de nêutrons. Esta descoberta fornece uma nova maneira de estudar como as estrelas se formam.

Em 2003, astrônomos usaram a visão de raios X e de alta resolução do Chandra para encontrar uma misteriosa fonte de emissão de raios X localizada muito perto de Cygnus X-3. Em 2013, astrônomos anunciaram que a nova fonte era uma nuvem de gás e poeira.

Em termos astronõmicos, esta nuvem é bastante pequena, mede cerca de 0,7 anos-luz em diâmetro. Foi observado que esta nuvem está agindo como um espelho, refletindo alguns dos raios X gerados por Cygnus X-3 em direção à Terra.

As observações do Chandra relatadas em 2013 sugeriam que a nova fonte de raios X tinha uma massa entre duas e 24 vezes a do Sol. Isto sugeria que a nuvem era um "glóbulo de Bok", uma pequena nuvem densa onde as estrelas podem nascer. No entanto, eram necessárias mais evidências.

Para determinar a natureza desta fonte de raios X, os astrônomos usaram o SMA, uma série de oito antenas de rádio situadas no topo do Mauna Kea, no Havaí. O SMA encontrou moléculas de monóxido de carbono, uma pista importante de que a nova fonte de raios X era realmente um glóbulo de Bok. Além disso, os dados do SMA revelam a presença de um jato ou fluxo saindo dela, sinal de que uma estrela começou a formar-se lá dentro.

Normalmente, os astrônomos estudam os glóbulos de Bok observando a luz visível que bloqueiam ou a emissão rádio que produzem. Com esta fonte de raios X foi possível examinar este casulo interestelar numa nova maneira usando raios X, sendo a primeira vez que isto foi executado com um glóbulo de Bok.

A uma distância estimada de quase 20.000 anos-luz da Terra, o glóbulo de Bok é também o mais distante já visto.

As propriedades de Cygnus X-3 e a sua proximidade com o glóbulo de Bok também fornece a oportunidade de fazer uma medição muito precisa da distância, algo que é muitas vezes difícil em astronomia. Desde o início da década de 1970 que os astrônomos observam uma variação regular de 4,8 horas nos raios X de Cygnus X-3. O glóbulo de Bok, agindo como um espelho de raios X, mostra a mesma variação, mas ligeiramente atrasada porque o percurso que os raios X refletidos tomam é mais longo do que a linha reta entre Cygnus X-3 e a Terra.

Ao medir o atraso na variação periódica entre Cygnus X-3 e o glóbulo de Bok, os astrônomos foram capazes de calcular que a distância entre a Terra e Cygnus X-3 é de aproximadamente 24.000 anos-luz.

Dado que Cygnus X-3 contém uma estrela massiva, de curta duração, os cientistas pensam que deverá ter tido origem numa região da Galáxia onde as estrelas ainda são susceptíveis de se formar. Estas regiões são encontradas apenas nos braços espirais da Via Láctea. No entanto, a fonte Cygnus X-3 está localizada fora de qualquer um dos braços espirais da Via Láctea.

Os pesquisadores sugerem que a explosão de supernova que formou ou o buraco negro ou a estrela de nêutrons em Cygnus X-3 lançou o sistema binário para longe do seu lugar onde nasceu. Assumindo que Cygnus X-3 e o glóbulo de Bok formaram-se perto um do outro, estimam que Cygnus X-3 deve ter sido lançado a velocidades entre 640 mil e 3,2 milhões de quilômetros por hora.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado recentemente numa edição da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Chandra X-ray Center

Encontradas evidências de um oceano subterrâneo em Dione

Um oceano subterrâneo pode ter sido encontrado na lua Dione de Saturno.

© NASA/JPL-Caltech/Cassini (Dione)

Pesquisadores do Observatório Real da Bélgica usaram um modelo geofísico para interpretar informações sobre a força da gravidade no satélite Dione extraídas no ano passado pela sonda Cassini, projeto de colaboração entre a NASA, a Agência Espacial Europeia (ESA) e a Agência Espacial Italiana (ASI). Uma das explicações para o comportamento do satélite poderia ser a presença de um oceano imenso oculto sob uma camada de gelo de 62 km de espessura.

Dione é mais um da família de satélites como Titã, Encélado e Mimas, que tem em comum a provável presença de água líquida em quantidades consideráveis. A lua não possui rachaduras evidentes, entre outros indícios que estariam presentes se ela fosse feita de puro gelo.

"A interação entre a rocha e água fornecem nutrientes essenciais e são uma fonte de energia. Ambos são ingredientes da vida'', explicou um dos autores da pesquisa, o geofísico Attilio Rivoldini.

Os pesquisadores calcularam a profundidade que existe nos oceanos de Dione e Encélado. No entanto, este último seria mais perto da superfície do que se pensava.

Supor a composição química do interior de um astro a partir de informações sobre sua gravidade é um trabalho dificultoso. As informações coletadas pela Cassini assinalaram a presença de elementos radioativos no núcleo de Dione. A hipótese é que o calor emitido por eles aqueça o gelo o suficiente para transformá-lo em água. Se a pequena lua realmente não contiver nada além de água nos estados líquido e sólido em torno de seu núcleo rochoso, seu oceano teria impensáveis 100 quilômetros de profundidade. 

As conclusões foram publicadas no periódico Geophysical Reasearch Letters.

Fonte: Royal Observatory of Belgium

Quebrando o recorde do aglomerado de galáxias mais distante

A imagem abaixo contém o aglomerado de galáxias mais distante, uma descoberta feita usando dados do observatório de raio X de Chandra da NASA e de diversos outros telescópios.

© UltraVISTA/ALMA/Chandra (aglomerado de galáxias CL J1001)

O aglomerado de galáxias, conhecido como CL J1001+0220 (CL J1001, para abreviar), está localizado a cerca de 11,1 bilhões de anos-luz da Terra e pode ter sido capturado logo após o nascimento, um breve, mas importante estágio de evolução de aglomerado nunca visto antes.

O aglomerado de galáxias remoto foi encontrado em dados da pesquisa Cosmic Evolution Survey (COSMOS), um projeto que observa o mesmo remendo de céu em muitos tipos diferentes de luz, desde ondas de rádio até raios X. Esta imagem composta mostra o CL J1001 em raios X através do Chandra (roxo), dados infravermelhos da pesquisa UltraVISTA do ESO (vermelho, verde e azul) e ondas de rádio da Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) (verde). A emissão de raios X difusa provém de uma grande quantidade de gás quente, um dos elementos que definem um aglomerado de galáxias.

Além de sua extraordinária distância, o CL J1001 é notável por causa de seus altos níveis de formação de estrelas em galáxias perto do centro do aglomerado. Dentro de cerca de 250.000 anos-luz do núcleo do aglomerado, onze galáxias massivas são encontradas e nove destas exibem altas taxas de formação. Especificamente, as estrelas estão se formando no núcleo do aglomerado a uma taxa equivalente a cerca de 3.400 sóis por ano.

A grande quantidade de crescimento através da formação estelar nas galáxias no CL J1001 distingue-a de outros aglomerados de galáxias encontrados em distâncias de cerca de 10 bilhões de anos-luz e mais perto, onde pouco crescimento está ocorrendo. Estes resultados sugerem que galáxias elípticas em aglomerados podem formar suas estrelas através de rajadas mais violentas e mais curtas de formação estelar do que galáxias elípticas fora dos aglomerados.

O estudo mais recente mostra que o aglomerado de galáxias CL 1001 pode estar passando por uma transformação de um aglomerado de galáxias que ainda está se formando, conhecido como "protoaglomerado", para um maduro. Os astrônomos nunca encontraram um aglomerado de galáxias neste estágio preciso. Estes resultados também podem implicar que a formação de estrelas diminui em grandes galáxias dentro de aglomerados depois que as galáxias já se juntaram durante o desenvolvimento de um aglomerado de galáxias.

Um artigo descrevendo estes resultados apareceu no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A bolha num mar cósmico

Você vê a bolha no centro?

© Sébastien Gozé (NGC 7635)

Aparentemente à deriva em um mar cósmico de estrelas e gás brilhante, com aparência delicada e flutuante nesta visão de campo largo está a Nebulosa da Bolha, catalogada como NGC 7635.

Com cerca de 10 anos-luz de largura, a minúscula Nebulosa da Bolha e o maior complexo de nuvens de gás e poeira interestelar são encontradas a cerca de 11.000 anos-luz de distância, estendendo-se entre as constelações parentais Cepheus e Cassiopeia.

No canto superior esquerdo da imagem também pode ser visto o aglomerado estelar aberto M52, a cerca de 5.000 anos-luz de distância. A imagem em destaque mede cerca de dois graus no céu correspondente a uma largura de cerca de 375 anos-luz à distância estimada da Nebulosa da Bolha.

Fonte: NASA

Padrões espirais de formação estelar descobertos em galáxias antigas

Recorrendo a dados dos rastreios Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e Calar Alto Integral Field Area Survey (CALIFA), uma equipe de astrônomos, liderada pelos pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) Jean Michel Gomes e Polychronis Papaderos, descobriram no visível tênues regiões de formação estelar com padrões em espiral, na periferia de três galáxias elipsoidais.

© IA/U. do Porto/Gomes et al. (NGC 1167)

O quadro à esquerda esquerda mostra a imagem em cores verdadeiras da galáxia NGC 1167 e o quadro à direita mostra a “intensidade” da largura equivalente de H alfa da galáxia NGC 1167, à qual em ambos foi sobreposta contornos das estruturas em espiral das regiões de formação estelar.

As galáxias elipsoidais são galáxias elípticas ou lenticulares (S0), com formas arredondas. Esta designação vem da classificação morfológica de galáxias criada por Edwin Hubble e mais tarde expandida por Gérard de Vaucouleurs, que dispõe as galáxias em elípticas, lenticulares, espirais e irregulares.

Normalmente, as regiões de formação estelar são zonas azuis, regiões HII que abrigam estrelas azuis massivas e de vida curta, situadas na zona do disco das galáxias espirais. As regiões HII são nebulosas de emissão, gigantescas nuvens de hidrogênio ionizado. No entanto, as galáxias elípticas e lenticulares (também designadas galáxias elipsoidais) são compostas por estrelas antigas com cores avermelhadas. Julgava-se que estas galáxias estariam já “mortas”, por não estarem formando estrelas.

O estudo do CALIFA liderado pela equipe do IA descobriu, no óptico, estruturas espirais na periferia de três destas galáxias antigas, o que indica que ainda esteja ocorrendo um crescimento de dentro para fora. Isto fornece uma valiosa perspetiva observacional para a origem e evolução de estruturas em espiral em galáxias elipsoidais antigas.

Jean Michel Gomes (IA e Universidade do Porto), colíder do grupo de trabalho do Study of Emission-Line Galaxies with Integral-Field Spectroscopy (SELGIFS), explica a importância desta descoberta: “De acordo com a visão atual, estruturas em espiral Grand Design são associadas a galáxias com disco. Regra geral, essas são regiões de intensa formação estelar. Fomos surpreendidos ao descobrir, pela primeira vez no óptico, estruturas em espiral em galáxias elipsoidais, que acreditávamos que já tivessem parado de formar estrelas nos últimos bilhões de anos, e que deveriam estar totalmente desprovidas de estruturas espirais.”

A descoberta destas tênues regiões espirais de formação estelar na periferia de galáxias elípticas e lenticulares, neste estudo pioneiro liderado por Gomes e Papaderos, já levou a estudos subsequentes por parte de pesquisadores do IA.

O pesquisador da Fundação para a Ciência e a Tecnologia (FCT) Polychronis Papaderos (IA e Universidade do Porto), membro fundador do SELGIFS e responsável pelo nodo português, disse: “Este estudo dá-nos mais provas observacionais de um crescimento de dentro para fora ainda ocorrendo nestas galáxias aparentemente velhas e mortas, a partir de um reservatório de gás frio que alimenta a formação de estrelas na periferia.”

Os pesquisadores do IA Gomes e Papaderos, em conjunto com as suas estudantes de doutoramento Iris Breda e Sandra Reis, lideram a investigação na colaboração CALIFA sobre as propriedades do gás ionizado relativamente quente e difuso em galáxias elipsoidais. O grande objetivo deste projeto é avaliar os diferentes mecanismos de excitação de gás nestas galáxias.

Este trabalho foi apresentado durante a 2nd SELGFIS Advanced School on Integral-Field Spectroscopic Data Analysis, que decorre em Madrid até 25 de novembro de 2016, e foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Hubble espia a galáxia NGC 3274

Esta imagem da galáxia espiral NGC 3274 é cortesia da câmera de campo largo 3 (WFC3) do telescópio espacial de Hubble da NASA/ESA.

© Hubble/D. Calzetti (NGC 3274)

A visão obtida pela WFC3 do Hubble se espalha da luz ultravioleta até o infravermelho próximo, permitindo que os astrônomos estudem uma ampla gama de alvos, desde a formação de estrelas próximas até as galáxias nas regiões mais remotas do cosmos.

Esta imagem particular combina observações recolhidas em cinco filtros diferentes, juntando a luz ultravioleta, visível, e infravermelha para mostrar a NGC 3274 com todo seu resplendor celeste. Os dados de imagens que o Hubble envia de volta à Terra são favoráveis, pois aproveita-se a localização do telescópio no espaço acima da atmosfera do nosso planeta para eliminar eventuais distorções. A WFC3 retorna imagens nítidas e detalhadas continuamente.

A NGC 3274 é uma galáxia relativamente fraca localizada a mais de 20 milhões de anos-luz de distância na constelação de Leão. A galáxia foi descoberta por Wilhelm Herschel em 1783. A galáxia PGC 213714 também é visível na parte superior direita da moldura, localizada muito mais longe da Terra.

Fonte: ESA

A estrela mais redonda observada na natureza

As estrelas não são esferas perfeitas. Enquanto giram, tornam-se mais achatadas devido à pseudoforça centrífuga.

© Mark A. Garlick (estrela Kepler 11145123 é mais redonda que o Sol)

Uma equipe de pesquisadores liderada por Laurent Gizon do Instituto Max Planck para Pesquisa do Sistema Solar e da Universidade de Göttingen conseguiu agora medir, com uma precisão sem precedentes, o achatamento de uma estrela em lenta rotação. Os cientistas determinaram o achatamento estelar usando asterossismologia, ou seja, o estudo das oscilações das estrelas. A técnica foi aplicada a uma estrela a 5.000 anos-luz da Terra e revelou que a diferença entre o raio equatorial e o raio polar é de apenas 3 km, um número astronomicamente pequeno quando comparado com o raio médio da estrela de 1,5 milhões de quilômetros; o que significa que a esfera gasosa é incrivelmente redonda.

Todas as estrelas giram e são, portanto, achatadas pela pseudoforça centrífuga. Quanto mais rápida a rotação, mais achatada a estrela se torna. O nosso Sol gira com um período de 27 dias e tem um raio, no equador, 10 km maior do que o raio nos polos; para a Terra, essa diferença é de 21 km. Gizon e colegas selecionaram uma estrela com rotação lenta chamada Kepler 11145123. Esta estrela quente e luminosa tem mais do dobro do tamanho do Sol e gira três vezes mais lentamente do que o Sol.

Gizon e colegas selecionaram esta estrela para o seu estudo porque suporta oscilações puramente sinusoidais. As expansões e contrações periódicas da estrela podem ser detectadas nas flutuações do brilho da estrela. A missão Kepler da NASA observou as oscilações da estrela, continuamente, durante mais de quatro anos. Os diferentes modos de oscilação são sensíveis a diferentes latitudes estelares. Para o seu estudo, os autores compararam as frequências dos modos de oscilação que são mais sensíveis às regiões de baixa e de alta latitude. Esta comparação mostra que a diferença de raio entre o equador e os polos é de apenas 3 km, com uma precisão de 1 km. "Isto torna Kepler 11145123 o objeto natural mais redondo jamais medido, ainda mais redondo do que o Sol," explica Gizon.

Surpreendentemente, a estrela é ainda menos achatada do que a sua rotação indica. Os autores propõem que a presença de um campo magnético a baixas latitudes poderá fazer a estrela parecer mais esférica para as oscilações estelares. Tal como a heliosismologia pode ser usada para estudar o campo magnético do Sol, a asterossismologia pode ser usada para estudar o magnetismo em estrelas distantes. Os campos magnéticos estelares, especialmente os campos magnéticos fracos, são notoriamente difíceis de observar diretamente em estrelas distantes.

Kepler 11145123 não é a única estrela com oscilações adequadas e medições precisas de brilho. "Pretendemos aplicar este método a outras estrelas observadas pelo Kepler e com as futuras missões espaciais TESS e PLATO. Será particularmente interessante ver como uma rotação mais rápida e um campo magnético mais forte podem mudar a forma de uma estrela," acrescenta Gizon. "Um importante campo teórico da astrofísica acaba de se tornar observacional."

Fonte: Max Planck Institute for Solar System Research

Descoberta uma super-Terra numa estrela próxima

O estudante de doutoramento Alejandro Suárez Mascareño, do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e da Universidade de La Laguna, e os orientadores da sua tese Rafael Rebolo e Jonay Isaí González Hernández descobriram uma super-Terra, GJ 536 b, cuja massa possui cerca de 5,4 massas terrestres, em órbita de uma estrela próxima muito brilhante.

© IAC/Gabriel Pérez (ilustração do exoplaneta GJ 536 b e sua estrela)

Este exoplaneta não está dentro da zona habitável da estrela, mas o seu curto período orbital de 8,7 dias e a luminosidade da sua estrela, uma anã vermelha bastante fria e próxima do Sol, localizada a 32,7 anos-luz da Terra, tornam-no num candidato atraente para uma análise da sua composição atmosférica. Durante esta pesquisa foi também descoberto um ciclo de atividade magnética, parecido com o do Sol, mas mais curto, de 3 anos.

"Até agora, o único planeta que encontramos foi GJ 536 b mas continuamos a monitorando a estrela para ver se descobrimos outros companheiros. Os planetas rochosos são normalmente encontrados em grupos, especialmente ao redor de estrelas deste tipo, e estamos confiantes que podemos encontrar outros planetas em órbitas mais distantes da estrela, com períodos entre 100 dias até alguns anos. Estamos preparando um programa de monitoramento para trânsitos deste novo exoplaneta a fim de determinar o seu raio e densidade média," comenta Alejandro Suárez Mascareño.

"Este exoplaneta rochoso está orbitando uma estrela muito mais pequena e fria que o Sol, mas está suficientemente próxima e é suficientemente brilhante. Também é observável nos hemisférios norte e sul, de modo que é muito interessante para espectrógrafos futuros de alta estabilidade e, em particular, para a possível deteção de outro planeta rochoso na zona habitável da estrela," comenta Jonay Isaí González.

"Para detectar o planeta, tivemos que medir a velocidade da estrela com uma precisão na ordem de um metro por segundo. Com a construção do novo instrumento ESPRESSO, codirigido pelo IAC, vamos melhorar essa precisão por um fator de dez e seremos capazes de estender a nossa busca para planetas com condições muito parecidas às da Terra, em torno desta e de outras estrelas vizinhas," afirma Rafael Rebolo.

O planeta foi detectado num esforço conjunto entre o IAC e o Observatório de Genebra, usando o espectrógrafo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Seeker) acoplado ao telescópio de 3,6 do ESO em La Silla (Chile) e o HARPS Norte, no Telescópio Nacional Galileu no Observatório Roque de los Muchachos, Garafia (La Palma).

O estudo foi aceito para publicação na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Descoberto superaglomerado escondido por trás da Via Láctea

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu uma anteriormente desconhecida grande concentração de galáxias na direção da constelação da Vela, denominada superaglomerado da Vela.

© Thomas Jarrett (superaglomerado da Vela)

A imagem acima mostra o superaglomerado da Vela no seu ambiente mais amplo evidenciando a distribuição das galáxias dentro e em torno do superaglomerado da Vela (VSC, elipse maior). O centro da imagem, a chamada Zona de Evitação, está coberta pela Via Láctea (com os seus campos estelares e camadas de poeira em cinza), que obscurece todas as estruturas por trás. A cor indica as distâncias de todas as galáxias entre 0,5 e 1 bilhão de anos-luz (tom amarelo para o pico do superaglomerado da Vela, verde para objetos mais próximos e laranja para objetos mais distantes). A elipse marca a extensão aproximada do superaglomerado da Vela, atravessando o Plano Galáctico. A estrutura foi revelada graças a um novo levantamento espectroscópico. Dada a sua proeminência em ambos os lados do plano da Via Láctea, seria altamente improvável que estas estruturas em larga escala não estivessem ligadas através do Plano Galáctico. A estrutura pode ser similar, em massa agregada, com a Concentração Shapley (SC, elipse mais pequena), embora muito mais estendida. O chamado "Grande Atrator", localizado muito mais perto da Via Láctea, é um exemplo de uma grande estrutura em teia que atravessa o Plano Galáctico, embora seja muito mais pequeno do que o superaglomerado da Vela. A parte central e obscurecida por poeira do superaglomerado da Vela permanece por mapear. Também podem ser vistas as duas galáxias satélites da Via Láctea, a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães, localizadas ao sul do Plano Galáctico.

A atração gravitacional desta grande concentração de massa na nossa vizinhança cósmica poderá ter um efeito importante no movimento do nosso Grupo Local de galáxias, incluindo a Via Láctea. Poderá também explicar a direção e amplitude da velocidade peculiar do Grupo Local em relação à Radiação Cósmica de Fundo em Micro-ondas.

Os superaglomerados são as maiores e mais massivas estruturas conhecidas no Universo. Consistem de aglomerados de galáxias e muralhas que medem até 200 milhões de anos-luz no céu. O superaglomerado mais famoso é o superaglomerado Shapley, a cerca de 650 milhões de anos-luz, que contém duas dúzias de aglomerados massivos, em raios X, onde já se mediu a velocidade de milhares de galáxias. Pensa-se ser o maior do seu tipo na nossa vizinhança cósmica.

Agora, uma equipe da África do Sul, da Holanda, da Alemanha e da Austrália, incluindo dois cientistas do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre em Garching, Alemanha, descobriu outro grande superaglomerado, um pouco mais distante (800 milhões de anos-luz), que cobre uma área do céu ainda maior do que o superaglomerado Shapley. O superaglomerado da Vela tem passado despercebido devido à sua localização, atrás do plano da Via Láctea, onde a poeira e as estrelas obscurecem as galáxias de fundo, resultando numa larga faixa sem fontes extragalácticas. Os resultados da equipe sugerem que o superaglomerado da Vela pode ser tão massivo quanto Shapley, o que indica que a sua influência sobre os fluxos locais de massa é comparável à de Shapley.

A descoberta teve por base observações espectroscópicas de milhares de galáxias parcialmente obscurecidas. Observações, em 2012, com o reformado espectrógrafo do SALT (Southern African Large Telescope), confirmaram que oito novos aglomerados residiam dentro da área do superaglomerado da Vela. Observações espectroscópicas subsequentes com o Telescópio Anglo-Australiano na Austrália forneceram milhares de desvios para o vermelho galácticos e revelaram a vasta extensão desta nova estrutura.

A professora Renée Kraan-Korteweg, da Universidade de Cidade do Cabo, que liderou este estudo e tem vindo a pesquisar esta região há mais de uma década, afirma: "Eu não podia acreditar que uma estrutura tão grande aparecesse de maneira tão proeminente," quando ela e os seus colegas analisaram os espectros do novo levantamento.

Os cientistas Hans Böhringer e Gayoung Chon do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre estudaram a região do superaglomerado em busca de aglomerados de galáxias brilhantes em raios X e encontraram dois aglomerados gigantes na região coberta pelo levantamento de desvios para o vermelho e outros aglomerados massivos na vizinhança imediata. Eles notaram que o superaglomerado da Vela tem uma densidade de matéria significativamente maior que a média, tornando-se numa estrutura grande e proeminente.

Mas ainda há muito a fazer, são necessárias observações de acompanhamento para revelar toda a extensão, massa e influência do superaglomerado da Vela. Até agora, esta região do céu tem sido pouco estudada, a parte mais próxima da Via Láctea ainda menos devido à grande densidade estelar e às camadas de poeira que bloqueiam a nossa visão. As observações planejadas com a nova instalação de radioastronomia MeerKAT vão, em particular, ajudar a mapear esta região obscurecida e serão obtidos novos desvios para o vermelho ópticos com o novo espectrógrafo multiobjeto, Taipan, da Austrália.

O levantamento em curso de aglomerados luminosos em raios X, finalizado pela equipe do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, Hans Böhringer e Gayoung Chon, foi recentemente alargado para cobrir esta região da banda da Via Láctea. A área do superaglomerado da Vela e o seu ambiente vão receber atenção especial. "Já temos boas indicações de que o superaglomerado da Vela está embebido numa grande rede de filamentos cósmicos traçados por aglomerados, fornecendo informações sobre a estrutura em ainda maior escala embebida no aglomerado. Com o programa futuro, em vários comprimentos de onda, esperamos desvendar a sua influência total sobre a cosmografia e cosmologia," observa Gayoung Chon.

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

Fonte: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik