Um megamaser cósmico

Esta galáxia tem uma classificação muito mais emocionante e futurista do que a maioria, é um megamaser.

© Hubble (megamaser IRAS 16399-0937)

Megamasers são intensamente brilhantes, cerca de 100 milhões de vezes mais brilhante do que os masers (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation) encontrados em galáxias como a Via Láctea. Toda a galáxia atua essencialmente como um laser astronômico que irradia emissão de microondas em vez de luz visível.

Este megamaser é chamado IRAS 16399-0937, e está localizado a mais de 370 milhões de anos-luz da Terra. Esta imagem do telescópio espacial Hubble desmente a natureza energética da galáxia, pintando-a pelo contrário como um botão de rosa cósmico bonito e sereno. A imagem compreende observações captadas através de vários comprimentos de onda por dois dos instrumentos do Hubble: a Advanced Camera for Surveys (ACS), e a Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS).

A excelente sensibilidade, resolução e campo de visão da NICMOS fornece a oportunidade única de observar a estrutura do IRAS 16399-0937 em detalhes. Foi descoberto que o IRAS 16399-0937 hospeda um núcleo duplo no processo de fusão. Os dois componentes, denominados IRAS 16399N e IRAS 16399S para as partes norte e sul, respectivamente, situam-se a mais de 11.000 anos-luz de distância. No entanto, ambos estão enterrados profundamente dentro do mesmo redemoinho de gás cósmico e poeira e estão interagindo, dando à galáxia sua estrutura peculiar.

Os núcleos são muito diferentes. O IRAS 16399S parece ser uma região de formação estelar em um ritmo incrível. O IRAS 16399N, no entanto, é algo conhecido como um núcleo LINEAR (Low Ionization Nuclear Emission Region), que é a região cuja emissão em grande parte provém de átomos fracos ionizados ou neutros de gases particulares. O núcleo norte também hospeda um buraco negro com cerca de 100 milhões de vezes a massa do Sol!

Fonte: ESA

País das maravilhas cósmico

Por razões desconhecidas, a NGC 6357 está formando algumas das estrelas mais massivas já descobertas.

© UKIRT/Chandra/Spitzer (NGC 6357)

Esta região de formação de estrelas consiste de numerosos filamentos de poeira e gás circundando enormes cavidades de aglomerados de estrelas. Os padrões intrincados são causados por interações complexas entre os ventos interestelares, as pressões de radiação, os campos magnéticos e a gravidade.

A imagem composta em destaque inclui não apenas a luz visível (azul) tomada pelo telescópio UKIRT no Havaí do SuperCosmos Sky Surveys, mas a luz infravermelha (laranja) do telescópio espacial Spitzer da NASA e luz de raio X (rosa) do telescópio ROSAT e do Observatório Chandra da NASA.

Os raios X do Chandra e ROSAT revelam centenas de fontes pontuais, que são as estrelas jovens na NGC 6357, bem como a emissão difusa de raios X do gás quente. Há bolhas, ou cavidades, que foram criadas por radiação e material lançados das superfícies de estrelas massivas, além de explosões de supernovas.

A NGC 6357 é uma região HII, ou seja, uma região criada quando a radiação de estrelas quentes e jovens extraem os elétrons de átomos de hidrogênio neutro no gás circundante para formar nuvens de hidrogênio ionizado.

Os pesquisadores usam o Chandra para estudar a NGC 6357 e objetos semelhantes, porque as estrelas jovens brilham em raios X. Além disso, os raios X podem penetrar nas nuvens de gás e poeira que cercam estas estrelas jovens, permitindoobter detalhes do nascimento de estrelas que de outra forma seriam perdidos.

A NGC 6357 abrange cerca de 100 anos-luz e fica a cerca de 5.500 anos-luz de distância em direção à constelação do Escorpião. Dentro de 10 milhões de anos, as estrelas mais massivas atualmente vistas na NGC 6357 explodirão se tornando supernovas.

Um artigo recente sobre as observações do Chandra da NGC 6357 descrito por Leisa Townsley da Universidade Estadual da Pensilvânia foi publicado no The Astrophysical Journal Supplement Series.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A magnífica Nebulosa Cabeça de Cavalo

Esculpida por ventos estelares e radiação, uma nuvem de poeira interestelar magnífica por acaso assumiu esta forma reconhecível.

© Osservatorio MTM (Barnard 33 e IC 434)

Adequadamente chamada de Nebulosa Cabeça de Cavalo, ela está cerca de 1.500 anos-luz de distância, incorporada no vasto complexo de nuvens de Órion. Aproximadamente cinco anos-luz de "altura", a nuvem escura é catalogada como Barnard 33 e é visível somente porque sua poeira obscurecedora é mostrada em silhueta contra a nebulosa de emissão avermelhada e brilhante IC 434.

As estrelas estão se formando dentro da nuvem escura. Em contraste está nebulosa de reflexão azul NGC 2023, em torno de uma estrela quente e jovem, localizada no canto inferior esquerdo. A  bela paisagem colorida combina imagens de banda estreita e de banda larga gravadas usando três telescópios diferentes.

Fonte: NASA

Pele de Raposa, Unicórnio e Árvore de Natal

As nuvens incandescentes do gás hidrogênio enchem este retrato colorido do céu na fraca mas fantástica constelação Monoceros, o Unicórnio.

© Michael Miller/Jimmy Walker (NGC 2264)

É uma região de formação de estrelas catalogada como NGC 2264, a profusão complexa de poeira gás cósmico está a cerca de 2.700 anos-luz de distância e mistura nebulosas de emissão avermelhadas excitadas pela luz energética de estrelas recém-nascidas com nuvens escuras de poeira interestelar.

Onde as nuvens de poeira obscuras também refletem a luz das estrelas quentes e jovens que ficam próximas, formando nebulosas de reflexão azul. A imagem acima do mosaico telescópico ergue-se cerca de 3/4 de grau ou quase 1,5 luas cheias, cobrindo 40 anos-luz à distância de NGC 2264.

Seu elenco de aspectos cósmicos inclui a Nebulosa Pele de Raposa, cuja pelagem empoeirada e enrolada fica à esquerda do centro, a estrela brilhante variável S Monocerotis está imersa na névoa aluzada à direita da Nebulosa Pele de Raposa, e a Nebulosa do Cone aponta para baixo na parte superior da imagem.

Naturalmente, as estrelas da NGC 2264 são conhecidas também como o aglomerado de estrelas da Árvore de Natal. A forma triangular da árvore traçada pelas estrelas tem seu ápice na Nebulosa do Cone. A base mais larga da árvore é centrada perto de S Monocerotis.

Feliz Natal!

Fonte: NASA

Próximo de Pandora

Esta imagem da nave espacial de Cassini da NASA é uma das vistas de alta resolução nunca tomadas da lua Pandora de Saturno.

© NASA/JPL/Space Science Institute/Cassini (Pandora)

Pandora possui 84 quilômetros de extensão e trafega numa órbita próxima da fronteira exterior do anel F de Saturno.

A Cassini captou a imagem durante seu mais próximo voo de Pandora no dia 18 de dezembro de 2016, durante o terceiro de seus passeios de rastreio pelas bordas externas dos anéis principais de Saturno.

A imagem foi tirada em luz verde com a câmera de ângulo estreito da nave espacial Cassini a uma distância de aproximadamente 40,5 quilômetros de Pandora. A escala da imagem é de 240 metros por pixel.

Na imagem nota-se duas grandes crateras com cerca de 30 km de diâmetro. O interior destas crateras encontra-se preenchido por uma espessa camada de detritos. Estes materiais são provavelmente finas partículas de gelo dos anéis resgatadas pela fraca gravidade de Pandora.

Fonte: NASA

Os locais de nascimento da maioria das estrelas atuais

Astrônomos olharam, pela primeira vez, para o local exato onde a maioria das estrelas de hoje nasceram. Para tal, utilizaram o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) do NSF (National Science Foundation) e o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para observar galáxias distantes, vistas como eram há cerca de 10 bilhões de anos.

© NRAO/NASA/K. Trisupatsilp (combinação de imagens no rádio e no visível de galáxias distantes)

Naquela época, o Universo atravessava o pico da sua formação estelar. A maioria das estrelas presentes no Universo nasceram naquela momento.

"Nós sabíamos que as galáxias daquela época estavam formando estrelas prolificamente, mas não sabíamos o aspeto dessas galáxias porque estão envoltas em tanta poeira que quase nenhuma luz visível lhes escapa," afirma Wiphu Rujopakam, do Instituto Kavli para Física e Matemática do Universo, da Universidade de Tóquio e da Universidade de Chulalongkorn em Bangkok.

As ondas de rádio, ao contrário da luz visível, podem atravessar a poeira. No entanto, a fim de revelar os detalhes de galáxias tão distantes e tênues, os astrônomos tiveram que obter as imagens mais sensíveis alguma vez captadas pelo VLA.

As novas observações, usando o VLA e o ALMA, responderam a questões de longa data sobre quais os mecanismos responsáveis pela maior parte da formação estelar nessas galáxias. Descobriram que a intensa formação de estrelas nas galáxias que estudaram ocorreu mais frequentemente por todas as galáxias, ao contrário de regiões muito menores em galáxias atuais com altas e semelhantes taxas de formação estelar.

Os astrônomos usaram o VLA e o ALMA para estudar galáxias no HUDF (Hubble Ultra Deep Field), uma área muito pequena do céu observada desde 2003 com o telescópio espacial Hubble. O Hubble obteve exposições muito longas da área, a fim de detectar galáxias no Universo muito longínquo, e numerosos programas de observação com outros telescópios acompanharam o seu trabalho.

"Usamos o VLA e o ALMA para ver as profundezas dessas galáxias, para além da poeira que obscurece as suas entranhas ao Hubble," afirma Kristina Nyland, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory). "O VLA mostrou-nos onde a formação estelar estava ocorrerendo, e o ALMA revelou o gás frio que é o combustível da formação das estrelas," acrescenta.

"Neste estudo, fizemos a imagem mais sensível do VLA," comenta Preshanth Jagannathan, também do NRAO. "Se pegássemos no nosso telefone celular, que transmite um fraco sinal de rádio, e o colocássemos a mais de duas vezes a distância até Plutão, perto da orla externa do Sistema Solar, o seu sinal seria aproximadamente tão forte quanto o detectado a partir destas galáxias," comenta.

Os pesquisadores relatam os seus achados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A estrela Betelgeuse gira mais depressa do que o esperado

O astrônomo J. Craig Wheeler da Universidade do Texas em Austin pensa que Betelgeuse, a estrela brilhante e vermelha que marca o ombro de Órion, o Caçador, pode ter tido um passado mais interessante do que dá a entender.

© L. Decin/U. de Leuven/ESA (imagem infravermelha de Betelgeuse)

A imagem infravermelha acima de Betelgeuse, obtida pelo telescópio espacial Herschel em 2012, mostra duas conchas de matéria em interação num lado da estrela.

Trabalhando com um grupo internacional de estudantes, Wheeler encontrou evidências de que a supergigante vermelha nasceu com uma companheira estelar, e que mais tarde engoliu essa estrela. 

Para uma estrela tão bem conhecida, Betelgeuse é misteriosa. Sabe-se que ela é uma supergigante vermelha, uma estrela massiva perto do final da sua vida e que, portanto, inchou até muitas vezes o seu tamanho original. Algum dia explodirá como uma supernova, mas ninguém sabe quando.

"Pode ser daqui a dez mil anos, ou pode ser amanhã à noite," comenta Wheeler, especialista em supernovas.

Uma nova pista para o futuro de Betelgeuse envolve a sua rotação. Quando uma estrela incha para se tornar supergigante, a sua rotação deverá abrandar. É como a clássica patinadora no gelo que rodopia, abrindo os seus braços. À medida que a patinadora estica os seus braços, ela diminui de velocidade. Assim, também, a rotação de Betelgeuse deveria diminuir à medida que a estrela se expande. Mas não foi isso que a equipe de Wheeler encontrou.

"Não conseguimos explicar a rotação de Betelgeuse," realça Wheeler. "Ela gira 150 vezes mais depressa do que qualquer estrela única plausível."

Ele orientou uma equipe de estudantes, incluindo Sarafina Nance, Manuel Diaz e James Sullivan da Universidade do Texas em Austin, EUA, bem como estudantes da China e da Grécia, num estudo de Betelgeuse com um programa de modelagem computacional chamado MESA. Os estudantes usaram o MESA para modelar, pela primeira vez, a rotação de Betelgeuse.

Será que Betelgeuse teve uma companheira quando nasceu? Supondo que a companheira orbita Betelgeuse numa órbita correspondente ao tamanho atual desta estrela. Quando Betelgeuse se tornou numa supergigante vermelha, absorveu-a e engoliu-a.

Ele explicou que a estrela companheira, uma vez engolida, iria transferir o momento angular da sua órbita em redor de Betelgeuse para o seu invólucro externo, acelerando a rotação de Betelgeuse.

Estima-se que a estrela companheira teria tido aproximadamente a mesma massa que o Sol, a fim de explicar a atual rotação de Betelgeuse de com velocidade de 15 km/s.

"Se Betelgeuse engoliu, realmente, uma estrela companheira, é provável que a interação entre as duas tenha provocado com que a supergigante liberasse alguma matéria para o espaço," comenta Wheeler.

Possuindo a velocidade a que a matéria sai de uma estrela gigante vermelha, cerca de 10 km/s, Wheeler afirmou que foi capaz de estimar aproximadamente quão longe de Betelgeuse este material deveria estar hoje.

"Então, na minha ingenuidade, debrucei-me sobre a literatura e li mais sobre Betelgeuse, e ao que parece existe uma concha de matéria situada para além de Betelgeuse, apenas um pouco mais perto do que tinha suposto," explica Wheeler.

Imagens infravermelhas de Betelgeuse, captadas em 2012 por Leen Decin da Universidade de Leuven, Bélgica, com o telescópio espacial Herschel, mostram duas conchas de matéria interagindo de um lado de Betelgeuse. Existem várias interpretações; há quem diga que esta matéria é uma onda de choque criada à medida que a atmosfera de Betelgeuse empurra através do meio interestelar.

Ninguém sabe a origem com certeza. Mas existem evidências de que Betelgeuse teve algum tipo de distúrbio aproximadamente nesta escala de tempo, isto é, há 100.000 anos atrás, quando a estrela se expandiu para supergigante vermelha.

A teoria da companheira estelar poderia explicar tanto a rápida rotação de Betelgeuse como esta matéria vizinha.

Wheeler e a sua equipe de estudantes estão prosseguindo com suas investigações sobre esta estrela enigmática. Esperam estudar Betelgeuse usando uma técnica chamada asterosismologia, procurando ondas sonoras que afetam a superfície da estrela, a fim de obterem pistas sobre o que está ocorrendo nas profundezas do seu casulo. Vão também usar o código MESA para melhor entender o que aconteceria se Betelgeuse tivesse engolido uma estrela companheira.

A pesquisa foi publicada na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: McDonald Observatory

Órbita de Proxima Centauri é determinada após um século

O interesse suscitado pelo sistema estelar vizinho de Alfa Centauri tem sido particularmente elevado desde a recente descoberta de um planeta com a massa da Terra, chamado Proxima b, em órbita da terceira estrela do sistema e a mais próxima do Sol, a Proxima Centauri.

© ESO/DSS 2/P. Kervella (órbita de Proxima Centauri)

Apesar do par estelar maior do sistema, Alfa Centauri A e B, parecer ter um movimento próprio no céu muito semelhante ao da estrela mais tênue e menor, a Proxima Centauri, não foi possível demonstrar que as três estrelas formam na realidade um único sistema triplo gravitacionalmente ligado.

Agora três astrônomos, Pierre Kervella, Frédéric Thévenin e Christophe Lovis, concluíram que as três estrelas formam efetivamente um sistema ligado. Desde o momento que foi descoberta, há 100 anos atrás, que a fraca luminosidade da Proxima Centauri tem tornado extremamente difícil medir de modo preciso a sua velocidade radial, a velocidade à qual a estrela se aproxima ou se afasta da Terra. O instrumento caçador de planetas do ESO, o HARPS, conseguiu fazer uma medição extremamente precisa da velocidade radial desta estrela, tendo atingido uma precisão muito elevada, mesmo tendo já em conta outros efeitos mais sutis.

As medições das velocidades radiais das estrelas foram feitas por observação de estruturas específicas na sua radiação chamadas raias espectrais. Certos efeitos físicos podem fazer deslocar os comprimentos de onda observados destas raias, levando a medições de valores incorretos das velocidades. Por exemplo, se uma estrela apresentar uma superfície instável, este efeito pode dar origem ao chamado desvio para o azul convectivo das raias espectrais, enquanto a sua gravidade pode levar a um desvio para o vermelho gravitacional.

Como resultado, os astrônomos conseguiram deduzir valores muito semelhantes para as velocidades radiais do par Alfa Centauri e de Proxima Centauri, validando a hipótese de que estas estrelas fazem  efetivamente parte um único sistema ligado. Considerando estas novas medições, os cálculos das órbitas das três estrelas indicam que a velocidade relativa entre a Proxima Centauri e o par Alfa Centauri encontra-se bem dentro do limite a partir do qual as três estrelas não estariam ligadas pela gravidade.

Este resultado tem implicações significativas na nossa compreensão do sistema Alfa Centauri e na formação de planetas neste sistema. O resultado sugere que Proxima Centauri e o par Alfa Centauri têm a mesma idade, cerca de 6 bilhões de anos, o que por sua vez nos fornece uma boa estimativa da idade do planeta em órbita, Proxima b.

Os astrônomos sugerem que o planeta se possa ter formado em torno da Proxima Centauri numa órbita mais extensa e tenha depois migrado para a sua posição atual, muito próximo da sua estrela progenitora, resultado da passagem da Proxima Centauri perto das suas primas, o par Alfa Centauri. Alternativamente, o planeta pode ter-se formado em torno do par Alfa Centauri e ter sido mais tarde capturado pela gravidade de Proxima Centauri. Se uma destas hipóteses estiver correta, é possível que o planeta tenha sido antes um mundo gelado que sofreu um descongelamento, tendo agora água líquida à sua superfície.

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

Fonte: ESO

Nebulosas festivas iluminam a galáxia satélite da Via Láctea

O puro poder de observação do telescópio espacial Hubble raramente é melhor ilustrado do que esta imagem.

 

© Hubble (NGC 248)

Esta incandescente nebulosa cor-de-rosa, denominada NGC 248, está situada a 200.000 anos-luz na Pequena Nuvem de Magalhães, mas ainda pode ser vista em grande detalhe.

Nossa galáxia doméstica, a Via Láctea, faz parte de uma coleção de galáxias conhecida como o Grupo Local. Junto com a Galáxia de Andrômeda, a Via Láctea é um dos membros mais massivos do Grupo, e ao seu redor muitas pequenas galáxias satélites orbitam. As Nuvens de Magalhães são exemplos famosos, que podem facilmente ser vistos a olho nu do hemisfério sul.

Dentro da menor dessas galáxias satélites, a Pequena Nuvem de Magalhães, o telescópio espacial Hubble captou duas nebulosas de emissão de aparência festiva, unidas para que elas apareçam como uma só. A radiação intensa das estrelas centrais brilhantes é causada pelo hidrogênio nas nebulosas que brilham na cor rosa.

Juntas, as nebulosas são chamadas de NGC 248. Foram descobertas em 1834 pelo astrônomo John Herschel. A NGC 248 tem cerca de 60 anos-luz de comprimento e 20 anos-luz de largura. É entre uma série de nebulosas brilhantes de hidrogênio na Pequena Nuvem de Magalhães, que fica na constelação sul de Tucana (O Tucano).

A nebulosa foi observada como parte de uma pesquisa do Hubble, a Small Magellanic cloud Investigation of Dust and Gas Evolution (SMIDGE). Nesta pesquisa os astrônomos estão usando o Hubble para sondar a Pequena Nuvem de Magalhães para entender como a sua poeira - um componente importante de muitas galáxias e relacionado à formação de estrelas - é diferente da poeira da Via Láctea.

Graças à sua relativa proximidade, a Pequena Nuvem de Magalhães é um alvo valioso. Ela também acaba por ter apenas entre um quinto e um décimo da quantidade de elementos pesados ​​que a Via Láctea tem, tornando a poeira semelhante ao que esperamos ver em galáxias no Universo primordial.

Isto permite aos astrônomos usá-lo como um laboratório cósmico para estudar a história do Universo em nosso quintal cósmico. Estas observações também nos ajudam a entender a história de nossa própria galáxia, já que a maior parte da formação estelar ocorreu mais cedo no Universo, numa época em que a porcentagem de elementos pesados ​​na Via Láctea era muito menor do que é agora.

Fonte: ESA

A brilhante galáxia espiral NGC 4707

Em uma noite clara em abril de 1789, o renomado astrônomo William Herschel conduziu sua pesquisa implacável do céu noturno à caça de novos objetos cósmicos, e encontrou motivo para comemorar!

© Hubble (NGC 4707)

Alongando mais uma vez sua impressionante lista de descobertas cósmicas, o astrônomo viu esta brilhante galáxia espiral, chamada NGC 4707, à espreita na constelação de Canes Venatici. A galáxia NGC 4707 fica a cerca de 22 milhões de anos-luz da Terra.

Mais de dois séculos depois, o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA é capaz de ver a mesma galáxia em um detalhe muito maior do que Herschel poderia, permitindo-nos apreciar as complexidades e características da NGC 4707 como nunca antes notadas. Esta impressionante imagem compreende observações da Advanced Camera for Surveys (ACS) do Hubble, um dos poucos instrumentos de alta resolução atualmente a bordo do telescópio espacial.

O próprio Herschel descreveu a NGC 4707 como uma galáxia "pequena, estelar"; enquanto é classificada como uma espiral (tipo Sm), sua forma global, centro e braços espirais são muito soltos e indefinidos, e sua protuberância central é muito pequena ou inexistente. Em vez disso, aparece como uma aspersão de estrelas e lampejos brilhantes em azul em uma tela escura, como se um pintor tivesse pontilhado o cosmos com pequenos toques de tinta brilhante.

As manchas azuis vistas através da moldura destacam regiões de formação de estrelas recentes ou em curso, com estrelas recém-nascidas brilhando em tons brilhantes e intensos de ciano e turquesa.

Fonte: ESA

Primeira luz da Banda 5 do ALMA

O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) observa o Universo em ondas rádio, a extremidade de menor energia do espectro eletromagnético. Com os receptores de Banda 5 recentemente instalados, o ALMA pode agora “abrir os seus olhos” a uma nova região do espectro rádio, criando assim novas possibilidades de observação.

© ALMA/Hubble (Arp 220)

O cientista de programa europeu do ALMA, Leonardo Testi, explica o significado deste melhoramento: “Os novos receptores tornarão muito mais fácil a detecção de água, um pré-requisito para a vida tal como a conhecemos, no nosso Sistema Solar, em regiões mais distantes da nossa Galáxia e para além dela. Estes receptores permitirão também ao ALMA procurar carbono ionizado no Universo primordial.”

É a localização única do ALMA, a 5.000 metros de altitude no cimo do árido planalto do Chajnantor, no Chile, que torna, antes de mais nada, tais observações possíveis. Uma vez que a água também se encontra presente na atmosfera da Terra, os observatórios situados em locais menos elevados e em ambientes menos áridos têm muito mais dificuldade em identificar a origem da emissão que vem do espaço. A grande sensibilidade do ALMA, aliada à sua elevada resolução angular, implica que até os sinais muito fracos de água no Universo local conseguem observar-se nestes comprimentos de onda. Uma assinatura espectral determinante da água situa-se precisamente nesta região de comprimentos de onda, a 1,64 milímetros.

Os receptores de Banda 5, desenvolvidos pelo Grupo de Desenvolvimento de Receptores Avançados (GARD, acrônimo do inglês) no Observatório Espacial Onsala, Universidade de Tecnologia Chalmers, na Suécia, foram já testados no telescópio APEX, no instrumento SEPIA. Estas observações foram igualmente muito importantes para a seleção de alvos apropriados para os primeiros testes realizados com os receptores montados no ALMA.

Os primeiros receptores foram construídos e entregues ao ALMA na primeira metade de 2015 por um consórcio constituído pela NOVA (Netherlands Research School for Astronomy) e pelo GARD em parceria com o Observatório Nacional de Rádio Astronomia dos Estados Unidos da América (NRAO), que contribuiu para o projeto com o oscilador local. Estes receptores estão agora instalados e estão sendo preparados para poderem ser utilizados pela comunidade astronômica.

Para testar os receptores recentemente instalados fizeram-se observações de vários objetos incluindo as galáxias em colisão Arp 220, uma região de formação estelar massiva situada próximo do centro da Via Láctea, e também uma estrela supergigante vermelha poeirenta, que está quase atingindo a fase de supernova, terminando assim a sua vida.

Para processar os dados e verificar a sua qualidade, astrônomos e especialistas técnicos do ESO e do Centro Regional Europeu do ALMA (ARC), reuniram-se no Observatório Espacial Onsala na Suécia, para a “Semana da Banda 5”, organizada pelo nodo nórdico do ARC. Os resultados finais acabam de ser postos à disposição da comunidade astronômica mundial.

Robert Laing, membro da equipe no ESO, está otimista quanto às possibilidades que se abrem com as observações ALMA na Banda 5: “É extremamente interessante ver estes primeiros resultados da Banda 5 do ALMA, obtidos com dados coletados apenas com um conjunto limitado de antenas. No futuro, a alta sensibilidade e a resolução angular do complemento total da rede ALMA permitirá estudar detalhadamente a água numa grande variedade de objetos, incluindo estrelas em formação e evoluídas, meio interestelar e regiões próximas de buracos negros supermassivos.”

Fonte: ESO

A galáxia Cartwheel vista pelo Hubble

Para alguns, essa galáxia peculiar parece uma roda de um carroça. De fato, por causa de sua aparência oval externa, a presença de uma galáxia central e sua conexão com o que parece ser os raios de uma roda, o objeto à direita da imagem é conhecido como a galáxia lenticular Cartwheel.

© Hubble (Galáxia Cartwheel)

Para outros, no entanto, parece uma complicada interação entre galáxias aguardando melhores explicações. Juntamente com as duas galáxias à esquerda, a Galáxia Cartwheel, também conhecida por Galáxia Roda de Carro ou ESO 350-40, faz parte de um grupo de galáxias que reside a cerca de 400 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação do Escultor (Sculptor).

A grande borda da galáxia se estende por mais de 100.000 anos-luz e é composta de berçários estelares cheios de estrelas extremamente brilhantes e massivas. Conforme retratado na imagem acima, vista pelo telescópio espacial Hubble, a forma anelar da Galáxia Cartwheel é o resultado da ruptura gravitacional causada por uma galáxia menor que passou através da maior, comprimindo o gás interestelar e a poeira cósmica e desencadeando uma onda de surtos de formação de estrelas que se move para fora como uma ondulação através da superfície de um lago.

Fonte: NASA

O passado sombrio de estrela destruidora de planetas

Uma equipe internacional de cientistas, incluindo pesquisadores da Universidade de Chicago, fez a rara descoberta de um sistema planetário com uma estrela hospedeira parecida com o Sol.

© IAC/Gabi Perez (ilustração de uma estrela gêmea do Sol engolindo planeta)

Especialmente intrigante é a composição invulgar da estrela, que indica que ingeriu alguns dos seus planetas.

"Isso não significa que o Sol vai ingerir a Terra em breve," comenta Jacob Bean, professor assistente de astronomia e astrofísica da Universidade de Chicago. "Mas a nossa descoberta fornece uma indicação de que histórias violentas podem ser comuns para sistemas planetários, incluindo o nosso."

Ao contrário da artificial "Estrela da Morte", que destrói planetas na saga "Guerra das Estrelas", esta versão natural fornece pistas sobre como os sistemas planetários evoluem ao longo do tempo.

Os astrônomos descobriram o primeiro planeta em órbita de uma estrela que não o Sol em 1995. Desde então, foram identificados mais de dois mil exoplanetas. Entre eles, são raros os que orbitam uma estrela parecida com o nosso Sol. Devido à sua semelhança extrema com o Sol, estes denominados gêmeos solares são alvos ideais para investigar as ligações entre as estrelas e os seus planetas.

Bean e colegas estudaram a estrela HIP 68468, situada a 300 anos-luz de distância, como parte de um projeto de vários anos para descobrir planetas que orbitam gêmeos solares. É complicado extrair conclusões de um único sistema, advertiu Megan Bedell, estudante de doutoramento na mesma universidade e a principal descobridora planetária da colaboração. A equipe planeja estudar mais estrelas como esta para ver se este é um resultado comum do processo de formação planetária.

As simulações computacionais mostram que daqui a bilhões de anos, as interações gravitacionais entre os planetas vão, eventualmente, fazer com que Mercúrio caia para o Sol, realça Debra Fischer, professora de astronomia na Universidade de Yale, que não esteve envolvida na pesquisa. "Este estudo de HIP 68468 é um pós-morte deste processo em torno de uma estrela parecida com o nosso Sol. A descoberta aprofunda a nossa compreensão da evolução dos sistemas planetários."

Usando o telescópio de 3,6 metros do Observatório La Silla no Chile, a equipa descobriu o seu primeiro exoplaneta em 2015. A mais recente descoberta precisa ser confirmada, mas inclui dois candidatos a planeta, um super Netuno e uma super Terra. Orbitam surpreendentemente perto da sua estrela progenitora, um sendo 50% mais massivo que Netuno e localizado à distância de Vênus da sua estrela. O outro, a primeira super Terra em torno de um gêmeo solar, tem três vezes a massa do nosso planeta e está tão perto da estrela que completa uma órbita a cada três dias.

"Estes dois planetas provavelmente não se formaram onde os vemos atualmente," acrescenta Bedell. Em vez disso, devem ter migrado das partes mais externas do sistema planetário. Outros planetas podem ter sido expelidos do sistema ou ingeridos pela estrela hospedeira.

A composição de HIP 68468 aponta para uma história de ingestão planetária. Contém quatro vezes mais lítio do que seria de esperar para uma estrela com 6 bilhões de anos, bem como um excesso de elementos refratários, ou seja, metais resistentes ao calor e que são abundantes em planetas rochosos.

No interior quente de estrelas como HIP 68468 e o Sol, o lítio é consumido ao longo do tempo. Os planetas, por outro lado, preservam o lítio porque as suas temperaturas internas não são altas o suficiente para destruir o elemento químico. Como resultado, quando uma estrela engole um planeta, o lítio que o planeta deposita na atmosfera estelar salta à vista.

Em conjunto, o lítio e o material do planeta rochoso consumido, presentes na atmosfera de HIP 68468, são equivalentes à massa de seis Terras.

"Pode ser muito difícil conhecer a história de uma estrela em particular, mas de vez em quando temos sorte e encontramos estrelas com composições químicas que provavelmente vieram de planetas em queda," esclarece Fischer. "É o caso de HIP 68468. Os remanescentes químicos de um ou mais planetas estão 'manchados' na sua atmosfera."

A equipe continua estudando mais de 60 gêmeos solares à procura de mais exoplanetas. Além disso, o GMT (Giant Magellan Telescope), atualmente em construção no Chile, será capaz de detectar mais exoplanetas parecidos com a Terra ao redor de gêmeos solares.

"Além de encontrar planetas parecidos com a Terra, o GMT permitirá o estudo da composição atmosférica de estrelas em detalhes ainda maiores do que alcançamos hoje," comenta Bean. "Isso vai revelar ainda mais as histórias de sistemas planetários sutilmente impressas nas suas estrelas hospedeiras."

A descoberta foi publicada na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Universidade de Chicago

Os planetas exteriores mais comuns são da massa de Netuno

Um novo estudo estatístico de planetas encontrados através de microlente gravitacional sugere que os mundos com a massa de Netuno são provavelmente o tipo mais comum de planeta para se formar nos reinos exteriores dos sistemas planetários.

© NASA/Francis Reddy (ilustração de um exoplaneta com a massa de Netuno)

O estudo fornece a primeira indicação dos tipos de planetas à espera de ser encontrados longe de uma estrela hospedeira, onde os cientistas suspeitam que os planetas se formam de modo mais eficiente.

"Encontramos o aparente ponto ideal nos tamanhos de planetas frios. Ao contrário de algumas previsões teóricas, inferimos a partir das nossas detecções atuais que os mais numerosos têm massas parecidas com a de Netuno, e que não parece haver o aumento esperado no número a massas mais baixas," afirma Daisuke Suzuki, pesquisador de pós-doutorado do Goddard Space Flight Center e da Universidade de Maryland. "Nós concluímos que os planetas com a massa de Netuno nestas órbitas externas são cerca de dez vezes mais comuns do que os planetas com a massa de Júpiter em órbitas semelhantes à de Júpiter."

As microlentes gravitacionais tiram proveito dos efeitos de flexão da luz de objetos massivos previstos pela teoria geral da relatividade de Einstein. Ocorrem quando uma estrela de primeiro plano, a lente, alinha aleatoriamente com uma distante estrela de fundo, a fonte, a partir do ponto de vista da Terra. À medida que a estrela "lente" percorre a sua órbita em torno da Galáxia, o alinhamento muda ao longo de dias até semanas, alterando o brilho aparente da fonte. O padrão preciso dessas mudanças fornece pistas sobre a natureza da estrela da lente, incluindo quaisquer planetas que possa abrigar.

"Nós determinamos principalmente a massa do planeta em relação à estrela progenitora e sua separação," realça o astrofísico David Bennett, astrofísico do Goddard Space Flight Center. "Para cerca de 40% dos planetas de microlentes, podemos determinar a massa da estrela hospedeira e, portanto, a massa do planeta."

Foram descobertos mais de 50 exoplanetas usando microlentes, em comparação com os milhares detectados por outras técnicas, como a detecção do movimento ou diminuição do brilho de uma estrela provocada pela presença de planetas. Dado que os alinhamentos necessários entre as estrelas são raros e ocorrem aleatoriamente, os astrônomos precisam de monitorar milhões de estrelas em busca das mudanças de brilho que assinalam um evento de microlente.

No entanto, as microlentes possuem um grande potencial. Podem detectar planetas centenas de vezes mais distantes do que a maioria dos outros métodos, permitindo a investigação de uma ampla faixa da Via Láctea. A técnica pode localizar exoplanetas com massas menores e a maiores distâncias das suas estrelas hospedeiras e é sensível o suficiente para encontrar planetas flutuando sozinhos pela Via Láctea, sem ligação a estrelas.

As missões Kepler e K2 da NASA têm sido extraordinariamente bem-sucedidas a encontrar planetas que diminuem o brilho das suas estrelas, tendo até à data confirmado mais de 2.500 descobertas. Essa técnica é sensível a planetas mais íntimos, mas não a mais distantes. Os levantamentos de microlentes são complementares, são mais eficientes nas partes exteriores dos sistemas planetários com uma menor sensibilidade a planetas mais próximos das suas estrelas.

"A combinação das microlentes com outras técnicas fornece-nos uma visão geral mais clara do conteúdo planetário da nossa Galáxia," afirma o membro da equipe Takahiro Sumi da Universidade de Osaka, no Japão.

De 2007 a 2012, o grupo MOA (Microlensing Observations in Astrophysics), uma colaboração entre pesquisadores do Japão e da Nova Zelândia, emitiu 3.300 alertas informando a comunidade astronômica sobre eventos de microlentes em curso. A equipe de Suzuki identificou 1.474 eventos de microlentes bem observados, 22 deles mostrando sinais planetários claros. Isto inclui quatro planetas nunca antes divulgados.

Para estudar estes eventos em maior detalhe, a equipe inclui dados do outro grande projeto de microlentes que operava durante o mesmo período, o OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), bem como observações adicionais de outros projetos.

A partir desta informação, os cientistas determinaram a frequência de planetas em comparação com a taxa da massa do planeta/massa da estrela, juntamente com as distâncias que os separam. Para uma típica estrela que abriga um planeta, com 60% da massa do Sol, o típico planeta de microlente é um mundo que tem entre 10 e 40 vezes a massa da Terra. Para comparação, Netuno no nosso próprio Sistema Solar, tem o equivalente a 17 Terras.

Os resultados implicam que os mundos frios com a massa de Netuno são provavelmente os tipos mais comuns de planetas além da chamada "linha de neve", o ponto onde a água permanece congelada durante a formação planetária. No Sistema Solar, pensa-se que a linha de neve estivesse localizada a cerca de 2,7 vezes a distância média entre a Terra e o Sol, colocando-a, hoje em dia, no meio d cinturão de asteroides.

"Para além da linha de neve, os materiais que seriam gasosos mais perto da estrela condensam-se em corpos sólidos, aumentando a quantidade de material disponível para iniciar o processo de construção planetária," acrescenta Suzuki. "É aqui que pensamos que a formação planetária seja mais eficiente e é também a região onde a técnica de microlentes é mais sensível."

O WFIRST (Wide Field Infrared Survey Telescope) da NASA, com lançamento previsto para meados da década de 2020, finalizará uma extensa pesquisa de microlentes. Espera-se que forneça determinações da massa e da distância para milhares de exoplanetas, completando o trabalho iniciado pelo Kepler e fornecendo o primeiro censo galáctico das propriedades planetárias.

O artigo que divulga estas descobertas foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Onde está o gelo de Ceres?

À primeira vista, Ceres, o maior corpo no cinturão de asteroides, pode não parecer gelado.

© NASA/JPL-Caltech (Ceres)

As imagens obtidas pela sonda Dawn da NASA, que está atualmente voando numa órbita elíptica a mais de 7.200 km de Ceres, revelaram um mundo escuro e altamente craterado cuja área mais brilhante é composta por sais altamente refletivos, e não gelo. Mas estudos recentemente publicados por cientistas da Dawn mostram duas linhas distintas de evidência para gelo à superfície ou perto da superfície do planeta anão. Os pesquisadores apresentaram os seus achados na reunião da União Geofísica Americana de 2016 em San Francisco.

"Estes estudos suportam a ideia que o gelo se separou da rocha no início da história de Ceres, formando uma camada crustal rica em gelo, e que o gelo permaneceu perto da superfície durante o resto da história do Sistema Solar," comenta Carol Raymond, pesquisadora principal adjunta da missão Dawn, no Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA em Pasadena, no estado norte-americano da Califórnia.

A água gelada em outros corpos planetários é importante porque é um ingrediente essencial para a vida como a conhecemos. "Ao encontrarmos corpos ricos em água no passado distante, podemos descobrir pistas sobre onda a vida pode ter existido no início do Sistema Solar," realça Raymond.

A superfície de Ceres é rica em hidrogênio, com uma maior concentração em latitudes médias e altas, consistente com grandes extensões de água gelada.

"Em Ceres, o gelo não está apenas localizado em algumas crateras. Está em toda a parte e está mais próximo da superfície a latitudes mais altas," afirma Thomas Prettyman, pesquisador principal do instrumento GRaND (Gamma Ray and Neutron Detector) da Dawn, que pertence ao Instituto de Ciências Planetárias em Tucson, Arizona, EUA.

Os pesquisadores usaram o instrumento GRaND para determinar as concentrações de hidrogênio, ferro e potássio até um metro de profundidade em Ceres. O GRaND mede o número e energia de raios gama e nêutrons emanados de Ceres. Os nêutrons são produzidos à medida que os raios cósmicos galácticos interagem com a superfície de Ceres. Alguns são absorvidos pela superfície enquanto outros conseguem escapar. Dado que o hidrogênio diminui a velocidade dos nêutrons, está associado com a fuga de um menor número de nêutrons. Em Ceres, o hidrogênio está provavelmente na forma de água gelada.

Em vez de uma camada sólida de gelo, é provável que exista uma mistura porosa de materiais rochosos na qual o gelo preenche os poros, descobriram os cientistas. Os dados do GRaND mostram que o gelo corresponde a cerca de 10% da massa da mistura.

"Estes resultados confirmam previsões feitas há quase três décadas de que o gelo pode sobreviver durante bilhões de anos logo abaixo da superfície de Ceres," realça Prettyman. "A evidência reforça o caso para a presença de água gelada perto da superfície em outros asteroides do cinturão principal."

As concentrações de ferro, hidrogênio, potássio e carbono fornecem evidências adicionais de que a camada superior de material que cobre Ceres foi alterada por água líquida no interior de Ceres. Os cientistas teorizam que o decaimento de elementos radioativos no interior de Ceres produziu calor que dirigiu este processo de alteração, separando Ceres num interior rochoso e numa camada gelada exterior. A separação do gelo e da rocha levaria a diferenças na composição química da superfície e do interior de Ceres.

Dado que a classe de meteoritos a que chamamos condritos carbonáceos também foram alterados por água, os cientistas estão interessados em compará-los com Ceres. Estes meteoritos provavelmente vêm de corpos menores que Ceres, que tiveram fluxos líquidos limitados, de modo que podem fornecer pistas sobre a história do interior de Ceres. O estudo publicado na revista Science mostra que Ceres tem mais hidrogênio e menos ferro do que estes meteoritos, talvez porque as partículas mais densas afundaram-se enquanto os materiais ricos em salmoura subiram até à superfície. Alternativamente, Ceres ou os seus componentes podem ter-se formado numa região diferente do Sistema Solar do que os meteoritos.

Um segundo estudo, liderado por Thomas Platz do Instituto Max Planck para Pesquisa do Sistema Solar, em Göttingen, Alemanha, e publicado na revista Nature Astronomy, focou-se em crateras permanentemente à sombra no hemisfério norte de Ceres. Os cientistas examinaram cuidadosamente centenas destas crateras frias e escuras, algumas com menos de –160 ºC, tão frias que muito pouco do gelo se transforma em vapor ao longo de bilhões de anos. Foram encontrados depósitos de material brilhante em 10 destas crateras. Numa cratera parcialmente iluminada, o espectrômetro de mapeamento infravermelho da Dawn confirmou a presença de gelo.

Isto sugere que a água gelada pode ser armazenada em crateras escuras e frias em Ceres. O gelo nestas armadilhas frias já tinha sido avistado em Mercúrio e, em alguns casos, na Lua. Todos estes corpos têm inclinações muito pequenas em relação aos seus eixos de rotação, de modo que os seus polos são extremamente frios e salpicados com crateras permanentemente à sombra. Os cientistas acreditam que corpos impactantes podem ter entregado gelo a Mercúrio e à Lua. As origens do gelo nas armadilhas frias de Ceres são, no entanto, mais misteriosas.

"Estamos interessados em saber como este gelo aí chegou e como conseguiu durar tanto tempo," acrescenta Norbert Schorghofer da Universidade do Havaí. "Pode ter vindo da crosta rica em gelo de Ceres, ou pode ter sido entregue a partir do espaço."

Independentemente da sua origem, as moléculas de água em Ceres têm a capacidade de pular de regiões mais quentes para os polos. Uma pesquisa anterior sugeriu uma tênue atmosfera de água, incluindo observações do vapor de água de Ceres realizadas pelo Observatório Espacial Herschel em 2012-13. As moléculas de água que deixam a superfície caem de volta para Ceres e podem aterrar nas armadilhas frias. Com cada salto existe uma hipótese de que a molécula seja perdida para o espaço, mas uma parte delas acaba nas armadilhas frias, onde se acumulam.

A área mais brilhante de Ceres, no interior da cratera Occator do hemisfério norte, não brilha por causa do gelo, mas sim por causa de sais altamente refletivos. A brilhante região central de Occator, que inclui uma abóbada com fraturas, recebeu recentemente o nome de Cerealia Facula. O conjunto de manchas menos refletivas chama-se Vinalia Faculae.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory