Descoberto o elo perdido na formação planetária

Os planetas possivelmente se formam nos discos de gás e poeira encontrados ao redor de estrelas jovens.

© Jean-François Gonzalez (disco protoplanetário)

A imagem acima mostra um disco protoplanetário visível como um brilhante anel de poeira. O gás tem tons de azul e a poeira de vermelho.

Mas ainda não há uma teoria completa da sua origem que explica como é que a poeira inicial se desenvolve em sistemas planetários. Uma equipe francesa, britânica e australiana pensa que tem agora a resposta. As suas simulações mostram a formação de "armadilhas de poeira" onde fragmentos do tamanho de seixos se reúnem e aglomeram, para dar origem aos blocos de construção dos planetas.

O nosso Sistema Solar (e outros sistemas planetários) começou com discos de gás e grãos de poeira em torno de uma estrela jovem. Os processos que convertem estes grãos minúsculos, cada com micr\õmetros de diâmetro, em agregados com alguns centímetros, e o mecanismo para fabricar núcleos planetários a partir de "planetesimais" de tamanho quilométrico, são bem compreendidos.

O estágio intermediário, que aglutina em seixos e os aglomera em objetos com o tamanho de asteroides, é menos claro, mas, com mais de 3.500 planetas já descobertos ao redor de outras estrelas, todo o processo parece ser omnipresente.

O Dr. Jean-François Gonzalez, do Centre de Recherche Astrophysique, na França, liderou o novo trabalho. Ele comenta: "Até agora, temos lutado para explicar como é que seixos se juntam para formar planetas e, mesmo assim, já descobrimos grandes números de planetas em órbita de outras estrelas. Isso levou-nos a pensar sobre como resolver este mistério."

Existem duas barreiras principais que precisam ser superadas para que os seixos se tornem em planetesimais. Em primeiro lugar, o arrasto do gás sobre as partículas de poeira num disco faz com que se desloquem rapidamente em direção à estrela central, onde são destruídos, não deixando nenhum material para formar planetas. O segundo desafio é que os grãos em crescimento podem ser quebrados por colisões a alta velocidade, fragmentando-os num grande número de pedaços menores e invertendo o processo de agregação.

Os únicos locais, nos discos de formação planetária, onde estes problemas podem ser superados são chamados de "armadilhas de poeira". Nestas regiões de alta pressão, o movimento de deriva diminui, permitindo com que os grãos de poeira se acumulem. Com a sua velocidade reduzida, os grãos também podem evitar a fragmentação quando colidem.

Até agora, os astrônomos pensavam que as armadilhas de poeira só podiam existir em ambientes muito específicos, mas as simulações de computador indicam que são muito comuns. O seu modelo presta especial atenção à forma como a poeira num disco arrasta o componente gasoso. Na maioria das simulações astronômicas, o gás faz com que a poeira se mova, mas às vezes, nas configurações mais densas, a poeira atua mais fortemente sobre o gás.

Este efeito, conhecido como retro-reação aerodinâmica de arrasto, é geralmente negligenciável e tem sido, até agora, ignorado nos estudos de grãos em crescimento e fragmentação. Mas os seus efeitos tornam-se importantes em ambientes ricos em poeira, como aqueles encontrados onde os planetas se formam.

O efeito de retro-reação retarda o desvio interno dos grãos, o que lhes dá tempo para crescer em tamanho. Os grãos suficientemente grandes tornam-se livres da influência do gás, diminuindo a alteração dos seus movimentos. O gás, sob a influência desta reação inversa, é empurrado para fora e forma uma região de alta pressão: a armadilha de poeira. Estas armadilhas espontâneas concentram então os grãos oriundos das regiões mais externas do disco, criando um anel muito denso de sólidos e dando uma ajuda à formação dos planetas.

Observatórios como o ALMA, no Chile, já vêm anéis brilhantes e escuros em sistemas de formação planetária que se pensa serem armadilhas de poeira. Gonzalez e a sua equipe, e outros grupos de pesquisa espalhados pelo mundo, planejam agora estender o modelo de armadilha até ao processo de formação dos planetesimais.

Esta é uma solução simples e robusta para um problema de longa data na formação planetária.

Os seus resultados foram publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Swinburne University of Technology

Uma galáxia de perfil

A barra colorida de estrelas, gás e poeira que vemos nesta imagem é a galáxia espiral NGC 1055.

© ESO/VLT (NGC 1055)

Esta galáxia espiral é considerada uma galáxia 15% maior em diâmetro que a Via Láctea.

A NGC 1055 parece não ter os braços rodopiantes característicos de uma galáxia em espiral, mas isso deve-se meramente ao fato dela ser observada de perfil. No entanto, podemos ver estranhas estruturas distorcidas, muito provavelmente causadas pela interação com uma galáxia vizinha grande.

As galáxias em espiral que observamos no Universo podem estar orientadas de todas as maneiras relativamente à Terra. Vemos algumas de cima ou “de face”, um bom exemplo disso é a galáxia em forma de redemoinho NGC 1232. Este tipo de orientações revela os braços em espiral das galáxias e o núcleo brilhante em grande detalhe, mas torna difícil termos uma noção tridimensional destes objetos.

Vemos outras galáxias, como a NGC 3521, com determinados ângulos. Estes objetos inclinados revelam a sua estrutura tridimensional nos braços em espiral, no entanto para percebermos bem a forma global de uma galáxia em espiral temos que a observar de perfil ,como é o caso da NGC 1055 que aqui apresentamos.

Quando observamos estas galáxias de perfil, podemos ter uma visão geral de como é que as estrelas, tanto zonas de estrelas recém-formadas como populações mais velhas, se distribuem pela galáxia e torna-se mais fácil medir a “altura“ do disco relativamente plano e o núcleo repleto de estrelas. A matéria estende-se para além do enorme brilho do plano galáctico, sendo facilmente observável contra o fundo escuro do cosmos.

Tal perspectiva permite aos astrônomos estudar a forma geral do disco extenso da galáxia, assim como as suas propriedades. Um exemplo disso é a distorção, algo que observamos na NGC 1055. Esta galáxia apresenta regiões torcidas e desordenadas no seu disco, provavelmente causadas por interações com a galáxia próxima Messier 77 (M77). A M77, também chamada NGC 1068, possui uma região central muito brilhante alimentada por um buraco negro supermassivo. É um dos exemplos mais próximos de uma classe de objetos denominados galáxias ativas. Podemos ver esta distorção na imagem: o disco da NGC 1055 está ligeiramente torcido e parece ondular ao longo do núcleo.

A NGC 1055 situa-se a aproximadamente a 55 milhões de anos-luz de distância na constelação da Baleia. Esta imagem foi obtida com o instrumento FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2) montado no telescópio principal 1 (Antu) do VLT, instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile. Foi obtida no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, que visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica.

Fonte: ESO

Uma nova definição para planeta é proposta

Em 2006, durante sua 26ª Assembleia Geral, a União Astronômica Internacional (UAI) adotou uma definição formal para o termo “planeta”.

 

  © Emily Lakdawalla (montagem de objetos no Sistemas Solar com menos de 10.000 km de diâmetro)

Esta decisão foi tomada na esperança de dissipar a ambiguidade sobre quais os corpos que deveriam ser designados “planetas”, uma questão que atormentava os astrônomos desde que foram descobertos objetos de maior porte além da órbita de Netuno comparáveis em tamanho e massa com Plutão.

Consequentemente, diferentemente do previsto pela UAI, a definição adotada acabou resultando em um certo grau de controvérsia na comunidade astronômica e foi alvo de debates entre o público em geral. Por esta razão, uma equipe de cientistas planetários, o qual inclui o famoso “defensor de Plutão” Alan Stern, se juntou para propor um novo significado para o termo “planeta”. Com base na sua definição geofísica, o termo “planeta” passaria a ser aplicado a mais de 100 corpos no Sistema Solar, incluindo a nossa própria Lua.

A controversa definição em vigor da UAI (5ª Resolução) estabelece que um “planeta” é definido com base nos seguintes critérios:

1 – Um “planeta” é um corpo celestial que:

• orbita o Sol;
• possui massa suficiente para que a sua própria gravidade supere as forças de corpo rígido, de modo que assume uma forma de equilíbrio hidrostático (quase redondo), e;
• que tenha “limpado” sua vizinhança orbital.

2 – Um “planeta anão” é um corpo celeste que:

• orbita o Sol;
• possui massa suficiente para que a sua própria gravidade supere as forças de corpo rígido, de modo que assume uma forma de equilíbrio hidrostático (quase redondo);
• que não tenha “limpado” a sua vizinhança orbital, e;
• não é um satélite natural.

3 – Todos os demais objetos, exceto os satélites naturais, em órbita do Sol, serão referidos coletivamente como “Corpos Pequenos do Sistema Solar”.

Por causa destes critérios, Plutão deixou de ser considerado um “planeta” e foi reclassificado para a categoria 2, como um “planeta anão”, plutoide, plutino, Objeto Transnetuniano ou Objeto Cinturão de Kuiper. Além disso, corpos redondos como Ceres e alguns objetos transnetunianos recém-descobertos como Éris, Haumea, Makemake e similares, também foram designados “planetas anões”. Naturalmente, esta definição não foi bem aceita por alguns cientistas, entre eles um grupo de geólogos planetários.

Agora, uma equipe liderada por Kirby Runyon, estudante de doutorado do Departamento de Ciências Terrestres e Planetárias da Universidade Johns Hopkins, que inclui cientistas do SwRI (Southwest Research Institute) em Boulder, Colorado, EUA; do NOAO (National Optical Astronomy Observatory) em Tucson, Arizona, EUA; do Observatório Lowell em Flagstaff, Arizona, EUA; e do Departamento de Física e Astronomia da Universidade George Mason, propõe mudanças nos critérios da UAI.

O seu estudo, intitulado “A Geophysical Planet Definition“, foi recentemente publicado e aborda o que a equipe vê como “uma necessidade de uma nova definição que leve em conta as propriedades geofísicas de um planeta”. Em outras palavras, eles julgam que um “planeta” deve ser assim designado somente baseando-se em suas propriedades intrínsecas, em vez de tomar em consideração suas propriedades orbitais ou extrínsecas.

“Um planeta é um corpo de massa subestelar que jamais tenha sofrido a fusão nuclear e que cuja gravidade é suficiente para assumir uma forma esferoidal adequadamente descrita por uma elipsoide triaxial, independentemente dos seus parâmetros orbitais,” sugeriram Runyon e equipe.

Esta definição é uma tentativa de estabelecer algo que é útil para todos os envolvidos no estudo da ciência planetária, que sempre incluiu geólogos.

“A definição da UAI pode ser útil para os astrônomos planetários preocupados com as propriedades orbitais dos corpos do Sistema Solar e pode capturar a essência do que um ‘planeta’ é para eles. Mas, a definição não é útil para os geólogos planetários. Eu estudo paisagens e como as paisagens evoluem. Também me aborreceu que a UAI tomasse para si a decisão de algo que os geólogos também usam. Tendo em vista o modo como o nosso cérebro evoluiu, nós fazemos o Universo ter sentido através da classificação das coisas. A Natureza existe em um continuum, não em caixas discretas. No entanto nós, como seres humanos, precisamos de classificar coisas a fim de trazer ordem ao caos. Ter uma definição da palavra ‘planeta’, que expressa o que pensamos que um planeta deve ser é concordante com o nosso desejo de levar a ordem ao caos e de entender o Universo,” afirmou Runyon.

A nova definição proposta também é uma tentativa de solucionar muitos dos aspectos mais controversos e restritivos da definição adotada pela UAI. Por exemplo, a nova definição levantada por Runyon e sua equipe aborda a questão de orbitar ou não o Sol, o que se aplica aos objetos encontrados em torno de outras estrelas (os exoplanetas). As regras da UAI não tratam deste aspecto. Além disso, de acordo com a definição, estão inclusos os planetas “fugitivos” ou “flutuantes”, aqueles que foram expulsos dos seus sistemas estelares. Estes corpos livres, sem estrela hospedeira, não seriam conforme a definição da UAI tecnicamente classificados de “planetas”.

Para complicar ainda mais, há a questão problemática estabelecida pela regra: a “limpeza da vizinhança orbital”. Como tem sido enfatizado por muitos que rejeitam a definição da UAI, planetas como a Terra não satisfazem a qualificação, uma vez que pequenos novos corpos estão sendo constantemente injetados em órbitas que atravessam o nosso planeta, como por exemplo: os NEOs (Near-Earth Objects). Além disso, a nova definição proposta procura resolver esta regra, considerada indiscutivelmente um dos aspetos mais lamentáveis da resolução de 2006 da UAI.

“A maior motivação, para mim, é: cada vez que falo sobre isto ao público em geral, as pessoas comentam logo que ‘Plutão já não é um planeta’. O interesse das pessoas em um corpo parece ligado com a presença ou ausência do rótulo ‘planeta’. Eu quero deixar bem claro na mente do público o que realmente é um planeta. A definição da UAI não se ajusta à minha intuição e acho que também não se ajusta à intuição das outras pessoas,” declarou Runyon.

O estudo foi preparado para a 49ª Conferência de Ciência Planetária e Lunar. Esta conferência anual, que acontecerá nos dias 20 a 24 de março de 2017 em Houston, Texas, envolverá especialistas de todos os cantos do mundo que se reúnem para partilhar as mais recentes descobertas da ciência planetária. Agora, na 49ª Conferência, Ruynon e colegas esperam apresentar os últimos resultados como parte do Evento de Educação e Envolvimento Público.

Ruynon espera que, através da apresentação de um pôster de tamanho gigante, como um ferramental educacional, eles poderão mostrar como esta nova definição irá facilitar o estudo dos corpos do Sistema Solar de uma maneira mais inclusiva e intuitiva.

“Escolhemos publicá-lo nesta secção da conferência dedicada à educação. Especificamente, quero influenciar os professores escolares sobre a definição que podem ensinar aos alunos. Esta não é a primeira vez que alguém propõe uma definição que não a proposta pela UAI. Mas poucos falam sobre educação. Falam entre os pares e pouco progresso acontece. Quero divulgar o estudo em uma secção que alcance os professores,” destacou Runyon.

Naturalmente, há aqueles que podem levantar dúvidas sobre como esta definição poderia levar a considerarmos planetas em demasia. Se a propriedade intrínseca do equilíbrio hidrostático é o único qualificador real, então corpos grandes como Ganimedes, Titã, Europa e até a Lua também seriam considerados “planetas”. Dado que esta definição resultaria em um Sistema Solar com cerca de 110 “planetas”, temos que nos perguntar se talvez seja demasiado inclusivo. No entanto, Runyon não está preocupado com estes números. Desde a publicação do artigo, Runyon tem sido indagado se pretende apresentar esta proposta à UAI para sanção oficial. Runyon disse: Não!

“Isto porque partimos do princípio que a UAI é que detém o poder para dizer qual é a definição. Nós, no campo da ciência planetária, não precisamos da definição da UAI. A definição de palavras baseia-se, em parte, na forma como são utilizadas. Se a definição geofísica é a definição que as pessoas usam e que os professores ensinam, então esta irá tornar-se, de fato, a definição usual, apesar dos votos da UAI em Praga,” respondeu Runyon.

Independentemente da opinião das pessoas sobre a definição de “planeta” pela UAI (ou a proposta por Runyon e colegas), é claro que o debate está longe do fim. Antes de 2006, não havia definição exata do termo planeta. Além disso, constantemente são descobertos novos corpos astronômicos que desafiam as nossas noções do que constitui um planeta. No final, é o processo de descoberta que conduz os esquemas de classificação e não o contrário.

Na minha opinião a proposta corrige o problema da órbita, porém não deveria considerar os satélites naturais, ou seja, a Lua não seria admitida como planeta, e reduziria o número na classificação de novos planetas.

Fonte: Universe Today

Cristais no núcleo da Terra geram seu campo magnético

Se um planeta tem ou não um campo magnético pode determinar se é ou não habitável.

© Roen Kelly (ilustração do núcleo da Terra e o seu campo magnético)

Considerando que a Terra tem uma magnetosfera forte que protege a vida da radiação prejudicial e impede o vento solar de retirar a sua atmosfera. O planeta Marte não possui magnetosfera, por isso passou de ser um mundo com uma atmosfera mais espessa e água líquida em sua superfície para ser hoje um lugar frio e árido.

Por esta razão, os cientistas têm procurado há muito tempo compreender o que influencia o campo magnético da Terra. Até agora, o consenso foi devido ao efeito de dínamo criado pelo núcleo líquido externo da Terra girando na direção oposta à rotação da Terra. No entanto, uma nova pesquisa sugere que ela pode realmente ser devido à presença de cristalização no núcleo da Terra.

A pesquisa foi conduzida por cientistas do Instituto de Ciências da Terra-Vida (ELSI) em Tokyo Tech. Segundo este estudo, a energia que conduz o campo magnético da Terra pode ter mais a ver com a composição química do núcleo da Terra.

A taxa em que o núcleo da Terra resfria no tempo geológico tem sido objeto de debate há algum tempo. Em um estudo de 2013, estudos indicaram como o núcleo da Terra pode ter resfriado mais significativamente do que se pensava anteriormente.

O Dr. Kei Hirose, diretor do ELSI, e sua equipe concluíram que, desde a formação da Terra, a 4,5 bilhões de anos atrás, o núcleo pode ter esfriado em até 1.000 °C. Estas descobertas foram bastante surpreendentes para a comunidade científica, levando ao "Novo Paradoxo do Calor do  Núcleo". Consequentemente, esta taxa de resfriamento do núcleo significaria que alguma outra fonte de energia seria necessária para sustentar o campo geomagnético da Terra.

"O núcleo é principalmente constituído de ferro e níquel, mas também contém cerca de 10% de ligas leves, como silício, oxigênio, enxofre, carbono, hidrogênio e outros compostos. Pensamos que muitas ligas estão simultaneamente presentes, mas não sabemos a proporção de cada elemento," disse o Dr. Kei Hirose.

Para resolver isso, Hirose e seus colegas da ELSI realizaram uma série de experimentos onde várias ligas foram submetidas a condições de calor e pressão semelhantes às do interior da Terra. Isto consistiu em usar uma bigorna de diamante para espremer amostras de poeira de liga para simular condições de alta pressão e, em seguida, aquecê-los com um feixe de laser até que atingiram temperaturas extremas.

No passado, as pesquisas sobre ligas de ferro no núcleo concentraram-se predominantemente em ligas de ferro-silício ou óxido de ferro em altas pressões. Mas, por causa de suas experiências, Hirose e seus colegas decidiram se concentrar na combinação de silício e oxigênio, que se acredita existir no núcleo externo, e examinar os resultados com um microscópio eletrônico.

O que os pesquisadores descobriram foi que sob condições de extrema pressão e calor, amostras de silício e oxigênio se combinaram para formar cristais de dióxido de silício (SiO₂), que eram semelhantes em composição ao quartzo mineral encontrado na crosta terrestre.

Logo, o estudo mostrou que a cristalização de dióxido de silício no núcleo externo teria liberado flutuabilidade suficiente para realizar a convecção do núcleo e o efeito de dínamo.

"Este resultado provou ser importante para a compreensão da energia e da evolução do núcleo. Estávamos empolgados porque nossos cálculos mostraram que a cristalização de cristais de dióxido de silício do núcleo poderia fornecer uma imensa fonte de energia nova para alimentar o campo magnético da Terra," explicou John Hernlund, também membro da ELSI.

Este estudo não só fornece evidências para ajudar a resolver o chamado "Novo Paradoxo do Calor do  Núcleo", ele também pode ajudar a avançar a nossa compreensão de que condições eram durante a formação da Terra e do Sistema Solar precoce. Basicamente, se o silício e o oxigênio formam cristal de dióxido de silício no núcleo externo ao longo do tempo, então mais cedo ou mais tarde, o processo irá parar quando o núcleo ficar sem estes elementos.

Quando isso acontece, podemos esperar que o campo magnético da Terra decline, o que terá implicações drásticas para a vida na Terra. Também ajuda a colocar limitações sobre as concentrações de silício e oxigênio que estavam presentes no núcleo quando a Terra se formou, o que poderia auxiliar nas teorias sobre a formação do Sistema Solar.

Além disso, esta pesquisa pode ajudar os geofísicos a determinar como e quando outros planetas (como Marte, Vênus e Mercúrio) ainda tinham campos magnéticos. Poderia até ajudar os pesquisadores de exoplanetas a determinar quais possuem magnetosferas, permitindo descobrir quais deles poderiam ser habitáveis.

Fonte: Nature

Uma notável galáxia híbrida

Esta imagem do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA mostra a exuberante galáxia UGC 12591.

© Hubble (UGC 12591)

Classificada como uma galáxia S0/Sa, a UGC 12591 situa-se entre uma galáxia lenticular e uma espiral. Encontra-se a menos de 400 milhões de anos-luz da Terra na região mais ocidental do superagrupamento Pisces-Perseus, uma longa cadeia de galáxias que se estende por centenas de anos-luz, uma das maiores estruturas conhecidas no Universo.

A galáxia é também extraordinária e incrivelmente massiva. A galáxia e seu halo juntos contêm várias centenas de bilhões de vezes a massa do Sol; quatro vezes a massa da Via Láctea. A galáxia UGC 12591 também gira muito rapidamente, com velocidades de até 1,8 milhões de quilômetros por hora!

Observações com o Hubble estão ajudando os astrônomos a entender a massa da UGC 1259, e determinar se a galáxia simplesmente se formou e cresceu lentamente ao longo do tempo, ou se poderia ter surgido extremamente massiva ao colidir e se fundir com outra grande galáxia em algum instante de seu passado.

Fonte: ESA

Eclipse Solar Anular

Neste domingo (26) haverá um Eclipse Solar Anular, quando a Lua passa entre a Terra e o Sol, fazendo com que parte da luz solar seja bloqueada pelo disco lunar.

© Cosmo Novas (Eclipse Solar Anular)

Mas mesmo quando estão alinhados perfeitamente nesta posição, a Lua está muito longe da Terra para bloquear completamente a visão do Sol, e por isso perto do disco escuro do satélite é possível ver um anel de luz do astro.

No Eclipse Solar Anular, a Lua não encobre todo o disco solar, quando surgirá um "anel de fogo" ao redor do Sol. Este espetáculo poderá ser visto parcialmente na maior parte da América do Sul, incluindo várias regiões do Brasil.

A Lua levará duas horas para cruzar o Sol, mas o eclipse anular durará apenas um minuto. No Brasil, o eclipse poderá ser visto a partir das 10h02 em São Paulo até às 12h52, com pico máximo às 11h25. No intervalo entre as 9h e as 12h do domingo, o fenômeno ocorrerá em algum momento em todas as capitais, exceto Rio Branco, Macapá, Manaus, São Luís, Belém, Porto Velho e Boa Vista. O fenômeno será anular na região sul do Chile, Argentina, Angola e no norte da Zâmbia.

Não devem ser utilizados instrumentos como binóculos, lunetas, telescópios, óculos 3D, chapas de exames de raios X, filmes velados, máquinas fotográficas, entre outros, para a observação do eclipse solar, pois podem causar graves danos aos olhos. Porém, existem outros métodos para observar o fenômeno, entre eles o mais seguro é a da projeção indireta.

Em 21 de agosto de 2017, ocorrerá um novo eclipse solar, com uma duração de 2 minutos e 40 segundos. O eclipse solar deverá ser visto parcialmente na América do Sul e será total ficará nos Estados Unidos.

Fonte: Cosmo Novas

O alvorecer de uma nova era para Supernova 1987A

Há três décadas, os astrônomos descobriram uma das estrelas mais explosivas nos últimos 400 anos. A supernova titânica, chamada Supernova 1987A (SN 1987A), ardeu com a energia de 100 milhões de sóis durante vários meses após a sua descoberta em 23 de fevereiro de 1987.

© STScI/Hubble (SN 1987A)

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra a SN 1987A, que reside a 163.000 anos-luz de distância, dentro da Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia vizinha da Via Láctea. Estrelas distantes servem como pano de fundo para a SN 1987A, localizada no centro da imagem. O anel brilhante em torno da região central da estrela que explodiu é composto de material ejetado a cerca de 20.000 anos antes de sua morte. Nuvens gasosas cercam a supernova. A cor vermelha das nuvens representam o brilho do gás hidrogênio, que está abastecendo o nascimento de estrelas. Esta última imagem do Hubble foi tomada pela Wide Field Camera 3 em janeiro de 2017. As cores das estrelas de primeiro plano e de fundo foram adicionadas a partir de observações feitas pela Wide Field Planetary Camera 2.

Desde do primeiro avistamento, a SN 1987A continuou fascinando os astrônomos com seu show de luzes espetaculares. Localizada na Grande Nuvem de Magalhães, é a explosão de supernova mais próxima observada em centenas de anos e a melhor oportunidade para que os astrônomos estudem as fases anterior, durante e posterior da morte de uma estrela.

Para comemorar o 30º aniversário da SN 1987A, novas imagens, filmes, uma animação com dados baseados no trabalho liderado por Salvatore Orlando no Osservatorio Astronomico di Palermo do Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), Itália, e um modelo tridimensional está sendo liberado. Combinando dados do telescópio espacial Hubble e do observatório de raios X Chandra, bem como do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), os astrônomos e o público podem explorar a SN 1987A.

O Hubble observou repetidamente a SN 1987A desde 1990, acumulando centenas de imagens, e o Chandra começou a observá-la pouco depois de sua implantação em 1999. O ALMA, uma poderosa rede de 66 antenas, vem colecionando dados da supernova na região de milímetros e submilímetros desde o início de operação.

"Os 30 anos de observações da SN 1987A são importantes porque eles fornecem uma visão sobre os últimos estágios da evolução estelar", disse Robert Kirshner do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, Massachusetts, e da Gordon and Betty Moore Foundation em Palo Alto, Califórnia.

Os dados mais recentes destes poderosos telescópios indicam que a SN 1987A passou um limiar importante. A onda de choque da supernova está se movendo para além do anel denso de gás produzido no final da vida da estrela pré-supernova quando um fluxo rápido ou vento da estrela colidiu com um vento mais lento gerado em uma fase gigante vermelha anterior da evolução da estrela. O que está além do anel não é bem conhecido no momento e depende dos detalhes da evolução da estrela quando era uma gigante vermelha.

"Os detalhes desta transição darão aos astrônomos uma melhor compreensão da vida da estrela condenada e como ela terminou", disse Kari Frank, da Penn State University, que liderou o último estudo através do Chandra sobre SN 1987A.

Supernovas como a SN 1987A podem agitar o gás circundante e acionar a formação de novas estrelas e planetas. O gás a partir do qual estas estrelas e planetas formam será enriquecido com elementos como carbono, nitrogênio, oxigênio e ferro, que são os componentes básicos de toda a vida conhecida. Estes elementos são forjados dentro da estrela da pré-supernova e durante a explosão da supernova propriamente dita, e então dispersos em sua galáxia anfitriã expandindo os restos da supernova. Estudos contínuos da SN 1987A devem dar uma visão única sobre os estágios iniciais desta dispersão.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

NGC 3621: Muito além do Grupo Local

Muito além do Grupo Local de galáxias encontra-se a NGC 3621, a cerca de 22 milhões de anos-luz de distância.

© ESO/Hubble/R. Gendler/R. Colombari (NGC 3621)

Encontrada na constelação austral de múltiplas cabeças Hydra, os braços espirais deste universo ilha são carregados com luminosos aglomerados estelares azuis, as regiões rosadas de formação estelar, e as faixas escuras de poeira.

Ainda assim, para os astrônomos, a NGC 3621 não é apenas mais uma galáxia espiral bonita. Algumas de suas estrelas mais brilhantes têm sido usadas como padrão de luminosidade para estabelecer estimativas importantes de distâncias extragalácticas e da escala do Universo.

Esta bela imagem da NGC 3621 traça os braços espirais estendidos longe da região central mais brilhante da galáxia por cerca de 100.000 anos-luz. As estrelas do primeiro plano na Via Láctea e galáxias ainda mais distantes no plano de fundo estão espalhadas através desta vista celeste colorida.

Fonte: NASA

Dois asteroides distantes dão pistas sobre possível "Planeta Nove"

As propriedades dinâmicas destes asteroides, observados espectroscopicamente pela primeira vez usando o Gran Telescopio CANARIAS, sugerem uma possível origem comum e dão uma pista para a existência de um planeta localizado além de Plutão, o chamado "Planeta Nove".

© Wikipedia (esquema das órbitas de seis dos sete objetos transnetunianos extremos)

No ano 2000 foi descoberto o primeiro de uma nova classe de objetos do Sistema Solar distante, orbitando o Sol a uma distância maior do que a de Netuno: os objetos transnetunianos extremos (ETNOs). As suas órbitas estão muito longe do Sol em comparação com a da Terra. Nós orbitamos o Sol a uma distância média de 1 Unidade Astronômica (1 UA corresponde a 150 milhões de quilômetros), mas os ETNOs orbitam a mais de 150 UA. Para termos uma ideia de quão longe estão, a órbita de Plutão é próxima de 40 UA e a sua maior aproximação ao Sol (periélio) situa-se em 30 UA. Esta descoberta foi um marco nos estudos do Sistema Solar e, até agora, foram identificados um total de 21 ETNOs.

Recentemente, vários estudos sugeriram que os parâmetros dinâmicos dos ETNOs podem ser melhor explicados se existisse um ou mais planetas com massas várias vezes a da Terra orbitando o Sol a distância de centenas de UA. Em particular, em 2016 os pesquisadores Brown e Batygin usaram as órbitas de sete ETNOs para prever a existência de uma "superterra" em órbita do Sol a cerca de 700 UA. Esta categoria de massas é denominada subnetuniana. Esta ideia é referida como Hipótese do Planeta Nove e é um dos temas atuais de mais interesse na ciência planetária. No entanto, dado que os objetos estão tão distantes, a luz que recebemos deles é muito fraca e até agora o único dos 21 objetos transnetunianos observados espectroscopicamente era Sedna.

Agora, uma equipe de pesquisadores liderados pelo Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC), em colaboração com a Universidade Complutense de Madrid, deu um passo em direção à caracterização física destes corpos e, através do seu estudo, confirmar ou refutar a Hipótese do Planeta Nove. Os cientistas fizeram as primeiras observações espectroscópicas de 2004 VN112 e 2013 RF98, ambos particularmente interessantes dinamicamente porque as suas órbitas são quase idênticas e os polos das órbitas estão separados por um ângulo muito pequeno. Isto sugere uma origem comum e as suas órbitas atuais podem ser o resultado de uma interação passada com o hipotético Planeta Nove. Este estudo sugere que este par de ETNOs foi um asteroide binário que se separou depois de um encontro com um planeta localizado além da órbita de Plutão.

Para chegar a estas conclusões, fizeram as primeiras medições espectroscópicas de 2004 VN112 e 2013 RF98 no visível. Estas foram realizadas em colaboração com os astrônomos Gianluca Lombardi e Ricardo Scarpa, usando o espectrógrafo OSIRIS acoplado ao Gran Telescopio CANARIAS (GTC), situado no Observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma). Foi um trabalho árduo identificar estes asteroides porque a sua grande distância significa que o seu movimento aparente no céu é muito lento. Então, mediram as suas magnitudes aparentes (o seu brilho visto a partir da Terra) e também recalcularam a órbita de 2013 RF98, que tinha sido mal determinada. Descobriram este objeto a uma distância de mais de um minuto de arco da posição prevista a partir das efemérides. Estas observações ajudaram a melhorar a órbita computacional e foram publicadas pelo Minor Planet Center (MPEC 2016-U18: 2013 RF98), o organismo responsável pela identificação de cometas e planetas menores (asteroides), bem como pelas medições dos seus parâmetros e posições orbitais.

O espectro visível pode também dar algumas informações sobre a sua composição. Medindo a inclinação do espectro, é possível saber se têm gelo puro às suas superfícies, como é o caso de Plutão, bem como compostos de carbono altamente processados. O espectro também pode indicar a possível presença de silicatos amorfos, como nos asteroides troianos associados com Júpiter. Os valores obtidos para 2014 VN112 e 2013 RF98 são quase idênticos e semelhantes àqueles observados fotometricamente para outros dois ETNOs, 2000 CR105 e 2012 VP113. No entanto, Sedna, o único destes objetos previamente observado espectroscopicamente, mostra valores muitos diferentes dos restantes. Estes cinco objetos fazem parte do grupo de sete usados para testar a Hipótese do Planeta Nove, o que sugere que todos deveriam ter uma origem comum, à exceção de Sedna, que se pensa ter vindo da parte interna da nuvem de Oort.

"Os gradientes espectrais semelhantes observados para o par 2004 VN112 e 2013 RF98 sugerem uma origem física comum," explica Julia de León, a autora principal do artigo, astrofísica do IAC. "Estamos propondo a possibilidade de terem sido anteriormente um asteroide binário que se afastou durante um encontro com um objeto mais massivo." Para validar esta hipótese, a equipe realizou milhares de simulações numéricas para ver como os polos das órbitas se separariam com o passar do tempo. Os resultados destas simulações sugerem que um possível Planeta Nove, com uma massa entre 10 e 20 massas terrestres, orbitando o Sol a uma distância entre 300 e 600 UA, pode ter desviado o par 2004 VN112 e 2013 RF98 há cerca de 5 a 10 milhões de anos atrás. Isto poderia explicar, em princípio, como estes dois asteroides, que começaram como um par em órbita um do outro, se separaram gradualmente nas suas órbitas porque fizeram uma aproximação a um objeto muito mais massivo num momento particular do seu passado.

Este estudo foi recentemente publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

A anã superfria e os sete planetas

Astrônomos descobriram um sistema com sete planetas do tamanho da Terra a cerca de apenas 40 anos-luz de distância.

© ESO/N. Bartmann (ilustração mostrando a superfície de um dos planetas do sistema TRAPPIST-1)

Com o auxílio de telescópios no espaço e também no solo, incluindo o Very Large Telescope (VLT) do ESO, os planetas foram todos detectados quando passavam em frente da sua estrela progenitora, a estrela anã superfria chamada TRAPPIST-1. Três dos planetas descobetos situam-se na zona habitável da estrela e poderão ter oceanos de água à superfície, aumentando a possibilidade deste sistema planetário poder conter vida. O sistema tem ao mesmo tempo o maior número de planetas do tamanho da Terra descoberto até agora e o maior número de mundos que poderão ter água líquida em sua superfície.

Os astrônomos utilizaram o telescópio TRAPPIST-South instalado no Observatório de La Silla do ESO, o Very Large Telescope (VLT) situado no Paranal e o telescópio espacial Spitzer da NASA, além de outros telescópios em todo o mundo para confirmar a existência de pelo menos sete pequenos planetas em órbita da estrela anã vermelha fria TRAPPIST-1. Todos os planetas, com os nomes TRAPPIST-1b, c, d, e, f, g, h — por ordem crescente de distância à sua estrela — têm tamanhos semelhantes à Terra.

Diminuições na emissão da luz estelar causados por cada um dos sete planetas ao passarem em frente à estrela, os chamados trânsitos, permitiram aos astrônomos retirar informação sobre os seus tamanhos, composições  e órbitas. Os pesquisadores descobriram que pelo menos os seis planetas mais internos são comparáveis à Terra em termos de tamanho e temperatura.

O autor principal Michaël Gillon do Instituto STAR da Universidade de Liège, Bélgica, está muito contente com os resultados: “Trata-se de um sistema planetário extraordinário, não apenas por termos encontrado tantos planetas mas porque todos eles são surpreendentemente parecidos com a Terra em termos de tamanho!”

Com apenas 8% da massa do Sol, TRAPPIST-1 é muito pequena em termos estelares, apenas um pouco maior que o planeta Júpiter, e por isso apesar de se encontrar próxima a nós na constelação de Aquário, é muito fraca. Os astrônomos esperavam que tais estrelas anãs pudessem conter muitos planetas do tamanho da Terra em órbitas apertadas, o que as tornam alvos interessantes para a busca de vida extraterrestre, no entanto a TRAPPIST-1 é o primeiro sistema deste tipo a ser encontrado.

O pesquisador Amaury Triaud explica: “A energia emitida por estrelas anãs como TRAPPIST-1 é muito menor do que a liberada pelo nosso Sol e por isso os planetas têm que ocupar órbitas muito mais próximas da estrela do que as que observamos no Sistema Solar para poderem ter água na superfície. Felizmente, parece que este tipo de configuração compacta é exatamente o que observamos em torno de TRAPPIST-1!”

A equipe determinou que todos os planetas no sistema são semelhantes à Terra e a Vênus em termos de tamanho, ou ligeiramente menores. As medições de densidade sugerem que pelo menos os seis planetas mais internos têm provavelmente uma composição rochosa.

As órbitas dos planetas não são muito maiores que as apresentadas pelo sistema de satélites galileanos situado em torno de Júpiter, sendo muito menores que a órbita de Mercúrio no Sistema Solar. No entanto, o pequeno tamanho da TRAPPIST-1 assim como a sua temperatura baixa significam que a emissão de energia dirigida aos seus planetas é semelhante à recebida pelos planetas internos do nosso Sistema Solar; os planetas TRAPPIST-1c, d, f recebem quantidades de energia comparáveis às que os planetas Vênus, Terra e Marte, respectivamente, recebem do Sol.

Os sete planetas descobertos neste sistema estelar podem potencialmente conter água líquida em sua superfície, apesar das distâncias orbitais tornarem alguns candidatos mais prováveis a esta condição do que outros. Os modelos climáticos sugerem que os planetas mais internos, TRAPPIST-1b, c, d, são provavelmente muito quentes para possuírem água líquida, exceto talvez numa pequena fração das suas superfícies. A distância orbital do planeta mais exterior do sistema, TRAPPIST-1h, ainda não foi confirmada, embora este objeto pareça encontrar-se muito afastado e frio para poder conter água líquida, assumindo que não ocorrem processos de aquecimento alternativos. No entanto, os planetas TRAPPIST-1e, f, g representam o “santo graal” para os astrônomos que procuram planetas, uma vez que orbitam na zona habitável da estrela e poderão conter oceanos de água em suas superfícies.

Estas novas descobertas fazem do sistema TRAPPIST-1 um alvo muito importante para um futuro estudo. O telescópio espacial Hubble da NASA/ESA já está sendo utilizado para procurar atmosferas em torno destes planetas e o membro da equipe Emmanuël Jehin está entusiasmado com as perspectivas futuras: “Com a próxima geração de telescópios, como o European Extremely Large Telescope do ESO e o Telescópio Espacial James Webb da NASA/ESA/CSA, vamos muito rapidamente poder procurar água e talvez até evidências de vida nestes mundos.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Seven temperate terrestrial planets around the nearby ultracool dwarf star TRAPPIST-1”, de M. Gillon et al., que foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Cauda de buraco negro escondido na Via Láctea

Analisando o movimento de gás de uma nuvem cósmica extraordinariamente rápida em um canto da Via Láctea, os astrônomos encontraram indícios de um buraco negro escondido na nuvem.

© Keio University (ilustração de buraco negro numa nuvem de gás densa)

Este resultado marca o início da busca por buracos negros silenciosos. Espera-se que milhões de tais objetos estão flutuando na Via Láctea embora apenas dezenas foram encontrados até o momento. É difícil encontrar buracos negros, porque eles são completamente escuros. Em alguns casos os buracos negros causam efeitos que podem ser vistos. Por exemplo, se um buraco negro tem uma estrela companheira, o gás que flui para dentro do buraco negro se amontoa em torno dele e forma um disco. O disco aquece devido à enorme pressão gravitacional exercida pelo buraco negro e emite radiação intensa. Mas se um buraco negro está flutuando sozinho no espaço, nenhuma emissão seria observável vindo dele.

Uma equipe de pesquisadores liderada por Masaya Yamada, um estudante de pós-graduação na Universidade de Keio, Japão, e Tomoharu Oka, professor da Universidade de Keio, usaram o telescópio ASTE no Chile e o radiotelescópio de 45 metros do Nobeyama Radio Observatory, ambos operados pelo National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), para observar nuvens moleculares ao redor do remanescente de supernova W44, localizado a 10.000 anos-luz de distância da Terra. Seu objetivo principal era examinar quanta energia foi transferida da explosão da supernova ao gás molecular circunvizinho, mas encontraram sinais de um buraco negro escondido na borda do W44.

© Herschel/XMM-Newton (remanescente de supernova W44)

Durante a pesquisa, a equipe encontrou uma nuvem molecular compacta com movimento enigmático. Esta nuvem, chamada de "Bullet", tem uma velocidade de mais de 100 km/s, que excede a velocidade do som no espaço interestelar em mais de duas ordens de grandeza. Além disso, esta nuvem, com o tamanho de dois anos-luz, move-se para trás contra a rotação da Via Láctea.

Para investigar a origem do Bullet, a equipe realizou observações intensivas da nuvem de gás com o ASTE e o radiotelescópio Nobeyama. Os dados indicam que o Bullet parece saltar da borda do remanescente de supernova W44 com imensa energia cinética. "A maior parte do Bullet tem um movimento de expansão com uma velocidade de 50 km/s, mas a ponta da bala tem uma velocidade de 120 km/s," disse Yamada. "Sua energia cinética é algumas dezenas de vezes maior do que a injetada pela supernova W44. Parece impossível gerar uma nuvem tão energética sob ambientes comuns".

A equipe propôs dois cenários para a formação do Bullet. Em ambos os casos, uma fonte de gravidade escura e compacta, possivelmente um buraco negro, tem um papel importante. Um cenário é o "modelo de explosão" no qual uma concha de gás em expansão do remanescente de supernova passa por um buraco negro estático. O buraco negro puxa o gás muito perto dele, dando origem a uma explosão, que acelera o gás em nossa direção depois que a carcaça de gás passou pelo buraco negro. Neste caso, os astrônomos estimaram que a massa do buraco negro é 3,5 vezes a massa solar ou maior. O outro cenário é o "modelo de irrupção", no qual um buraco negro de alta velocidade atravessa um gás denso e o gás é arrastado pela forte gravidade do buraco negro para formar uma corrente de gás. Neste caso, os pesquisadores estimaram que a massa do buraco negro seria 36 vezes a massa solar ou maior. Com o presente conjunto de dados, é difícil para a equipe distinguir qual cenário é mais provável.

Estudos teóricos previram que 100 milhões a 1 bilhão de buracos negros deveriam existir na Via Láctea, embora apenas 60 ou mais tenham sido identificados através de observações até o momento. "Encontramos uma nova maneira de descobrir buracos negros perdidos," disse Oka. A equipe espera desvendar os dois possíveis cenários e encontrar evidências mais sólidas para um buraco negro no Bullet com observações de resolução mais alta usando um interferômetro de rádio, como o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).

Estes resultados foram publicados num artigo intitulado "Kinematics of Ultra-high-velocity Gas in the Expanding Molecular Shell adjacent to the W44 Supernova Remnant" no Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Nobeyama Radio Observatory

O pulsar mais brilhante e distante do Universo

O XMM-Newton da ESA descobriu um pulsar, o remanescente giratório de uma estrela anteriormente massiva, que é mil vezes mais brilhante do que se pensava ser possível.

© Josef Pöpsel/Beate Behle (NGC 5907)

O pulsar é também o mais distante do seu tipo já detectado, tendo a sua luz viajado 50 milhões de anos-luz antes de ser detectada pelo XMM-Newton.

Os pulsares são estrelas de nêutrons giratórias e magnetizadas que varrem pulsos regulares de radiação em dois feixes simétricos através do cosmos. Se devidamente alinhados com a Terra, estes feixes são como um farol que parece ligar e desligar-se à medida que gira. São remanescentes de estrelas gigantes que explodiram como poderosas supernovas no final da sua vida natural, antes de se tornarem "cadáveres" estelares pequenos e extraordinariamente densos.

Esta fonte de raios X é a mais luminosa do seu tipo já detectada até o momento: é 10 vezes mais brilhante do que o anterior detentor do recorde. Num segundo, emite a mesma quantidade de energia liberada pelo nosso Sol em 3,5 anos.

© XMM-Newton/Chandra/SDSS (pulsar NGC 5907 X-1)

O pulsar identificado como NGC 5907 X-1, na galáxia espiral NGC 5907. A imagem tem dados de emissão de raios X (azul/branco) obtidos pelo XMM-Newton da ESA e pelo observatório de raios X Chandra da NASA, e dados ópticos - galáxia e estrelas de fundo - do SDSS (Sloan Digital Sky Survey). A inserção mostra a pulsação de raios X da estrela de nêutrons giratória.

O XMM-Newton observou o objeto várias vezes ao longo dos últimos 13 anos, sendo a descoberta o resultado de uma busca sistemática por pulsares nos dados de arquivo, e foi o seu pulso periódico de 1,13 segundos que saltou à vista.

O sinal também foi identificado em dados de arquivo do NuSTAR da NASA, fornecendo informações adicionais.

"Antes, pensava-se que apenas os buracos negros com pelo menos 10 vezes a massa do nosso Sol, alimentando-se das suas companheiras estelares, podiam alcançar tais luminosidades extraordinárias, mas as pulsações rápidas e regulares desta fonte são as impressões digitais de estrelas de nêutrons e distinguem-se claramente dos buracos negros," comenta Gian Luca Israel, do INAF-Observatório Astronômico de Roma, Itália.

Os dados de arquivo também revelaram que a rotação do pulsar mudou ao longo do tempo, de 1,43 segundos em 2003 para 1,13 segundos em 2014. A mesma aceleração relativa, na rotação da Terra, encurtaria o dia por cinco horas no mesmo período de tempo.

"Só uma estrela de nêutrons é compacta o suficiente para se manter unida enquanto gira tão depressa," acrescenta Gian Luca.

Embora não seja incomum para a rotação de uma estrela de nêutrons mudar, neste caso o aumento tão elevado está provavelmente relacionado com o rápido consumo de massa de uma companheira.

"Este objeto é realmente um desafio para a nossa compreensão atual do processo de acreção para estrelas de alta luminosidade," realça Gian Luca. "É 1.000 vezes mais luminosa do que se pensava ser possível para uma estrela de nêutrons com acreção, de modo que algo mais é necessário nos nossos modelos, a fim de poderem explicar a quantidade enorme de energia liberada pelo objeto."

Os cientistas pensam que deve haver um campo magnético forte e complexo perto da sua superfície, de tal forma que a acreção na superfície da estrela de nêutrons é possível enquanto ainda gera a alta luminosidade.

"A descoberta deste objeto muito incomum, de longe o mais extremo já descoberto em termos de distância, luminosidade e aumento da sua rotação, estabelece um novo recorde para o XMM-Newton, e está  mudando as nossas ideias de como estes objetos realmente 'trabalham'," conclui Norbert Schartel, cientista do projeto XMM-Newton da ESA.

A descoberta foi publicada na revista Science.

Fonte: ESA

O buraco do ALMA no Universo

Os eventos ocorridos durante o Big Bang foram tão cataclísmicos que deixaram uma marca eterna no tecido do cosmos. Atualmente podemos detectar estas cicatrizes através da observação da radiação mais antiga do Universo.

© ALMA/Hubble (aglomerado de galáxias RX J1347.5-1145)

Tendo sido criada há quase 14 bilhões de anos, esta radiação, que existe atualmente sob a forma de radiação fraca de micro-ondas, denominada de Radiação Cósmica de Fundo (CMB, sigla em inglês para Cosmic Microwave Background), expandiu-se permeando todo o cosmos e enchendo-o de fótons detectáveis.

A CMB pode ser usada para investigar o cosmos através de um fenômeno chamado efeito Sunyaev-Zel’dovich (SZ), o qual foi observado pela primeira vez há cerca de 30 anos. A CMB detecta-se na Terra, uma vez que os seus fótons, de comprimentos de onda na região das micro-ondas, viajam até nós. Ao longo da sua viagem, os fótons passam através de aglomerados de galáxias que contêm elétrons de alta energia, os quais lhes dão um minúsculo “empurrão” energético. Detectar estes fótons com os nossos telescópios é algo desafiante mas importante, já que estas partículas elementares podem ajudar os astrônomos a compreender algumas das propriedades fundamentais do Universo, tais como a localização e distribuição de aglomerados de galáxias densos.

Esta imagem mostra as primeiras medições do efeito térmico de Sunyaev-Zel’dovich obtidas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), no Chile. Os astrônomos combinaram dados das antenas ALMA de 7 e 12 metros de diâmetro, produzindo a imagem mais nítida possível. O alvo foi um dos aglomerados de galáxias mais massivos conhecido, o RX J1347.5-1145, o qual se pode ver como um “buraco” escuro na imagem. As cores correspondem ao brilho, ou seja, ao número de fótons detectado no domínio de comprimentos de onda estudado. Regiões vermelhas, laranja e amarelas são especialmente brilhantes, as cores ciano e verde apresentam um brilho médio e o azul e violeta correspondem a brilho fraco. A distribuição de energia dos fótons da CMB desloca-se e aparece-nos como um decréscimo de temperatura nos comprimentos de onda observado pelo ALMA, daí a região escura (tons azuis-violetas) observada no local onde se situa o aglomerado.

Fonte: ESO @ ESA

Estrelas revelam velocidade do Sol e distância do centro da Via Láctea

Usando um novo método e dados do telescópio espacial Gaia, astrônomos da Universidade de Toronto estimaram que a velocidade do Sol, à medida que orbita o centro da Via Láctea, é de aproximadamente 240 km/s. Por sua vez, usaram este resultado para calcular a distância do Sol até o centro da Galáxia.

© Michael Goh (Via Láctea e pináculos)

A imagem mostra em primeiro plano os Pináculos,  que são raras formações rochosas presentes no Nambung National Park no oeste da Austrália. Os pináculos rochosos são constituídos de antigas conchas do mar. Ao fundo da imagem se apresenta a Lua crescente. O difuso brilho em volta da Lua é composto principalmente da luz zodiacal, criada pela reflexão dos raios solares nos grãos de poeira que orbitam o espaço interplanetário no Sistema Solar. Em um grande arco no topo da imagem vemos a faixa central da nossa Via Láctea.

Usando dados do telescópio espacial Gaia e do levantamento RAVE (RAdial Velocity Experiment), Jason Hunt e colegas determinaram as velocidades de mais de 200.000 estrelas em relação ao Sol. Hunt é membro do Instituto Dunlap para Astronomia e Astrofísica da Universidade de Toronto.

Os colaboradores encontraram uma distribuição pouco surpreendente de velocidades relativas: havia estrelas movendo-se mais lentamente, mais depressa e à mesma velocidade que o Sol.

Mas também encontraram uma escassez de estrelas com uma velocidade orbital galáctica aproximadamente 240 km/s inferior à do Sol. Os astrônomos concluíram que as estrelas em falta tinham sido estrelas com momento angular zero; isto é, que não orbitam a Galáxia como o Sol e as outras estrelas na Via Láctea.

"Estrelas com um momento angular muito próximo de zero teriam mergulhado em direção ao Centro Galáctico, onde seriam fortemente afetadas pelas forças gravitacionais extremas aí presentes," comenta Hunt. "Isto iria espalhá-las em órbitas caóticas levando-as muito acima do plano Galáctico e para longe da vizinhança Solar."

"Através da medição da velocidade com que as estrelas próximas giram em torno da Galáxia, em relação ao Sol, podemos observar uma falta de estrelas com uma velocidade relativa negativa específica. E como sabemos que este mergulho corresponde a 0 km/s, diz-nos, por sua vez, quão rapidamente nos estamos se movendo," realça Hunt.

Hunt e colegas combinaram esta descoberta com o movimento próprio do buraco negro supermassivo conhecido como Sagitário A* que fica no centro da Galáxia, para calcular a distância do Sol até este centro, obtendo o resultado de aproximadamente 7,9 kiloparsecs, ou quase 26.000 anos-luz.

O movimento próprio é o movimento de um objeto através do céu em relação a distantes objetos de fundo. Eles calcularam a distância da mesma maneira que um cartógrafo triangula a distância a um marco terrestre, observando-o de duas posições diferentes separadas por uma distância conhecida.

O método foi usado pela primeira vez por Hunt, o atual presidente do Departamento de Astronomia e Astrofísica da Universidade de Toronto, o Prof. Ray Calberg, e pelo colaborador de Carlberg, o Prof. Kimmo Innanen. Mas o resultado a que Carlberg e Innanen chegaram teve por base menos de 400 estrelas.

O Gaia está criando um mapa dinâmico e tridimensional da Via Láctea medindo as distâncias, posições e movimentos próprios das estrelas. Hunt e colegas basearam o seu trabalho no primeiro conjunto de dados do Gaia, que incluiu centenas de milhares de estrelas. No final da sua missão de 5 anos, ela terá mapeado mais de bilhões de estrelas.

Os resultados da velocidade e distância não são significativamente mais precisos do que outras medições. Mas, segundo Hunt, "a divulgação final do Gaia, no final de 2017, deverá permitir-nos aumentar a precisão das nossas medições da velocidade do Sol até aproximadamente 1 km/s, o que por sua vez aumentará drasticamente a precisão da nossa medição da distância ao entro Galáctico."

Os resultados foram publicados na revista Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics

Hubble espia galáxias fracas no Universo primordial

Astrônomos utilizaram o telescópio espacial Hubble captaram as galáxias mais fracas no Universo distante.

© STScI/Hubble (aglomerado de galáxia MACS 0416)

Na imagem, a cor ciano marca a distribuição de massa no aglomerado, principalmente na forma de matéria escura; a cor magenta destaca o grau em que as galáxias de fundo são ampliadas, o que está relacionado com a distribuição de massa.

O resultado fornece novas informações sobre uma época mal compreendida na história primitiva de nosso cosmos.

De acordo com Rachael Livermore (Universidade do Texas, Austin), estas galáxias emitem menos de um centésimo da luminosidade da Via Láctea. A galáxia mais sombria é 2.000 vezes mais fraca do que nossa galáxia. "Elas são as precursoras de sistemas anões como a vizinha galáxia Fornax," diz Livermore.

Livermore e seus colegas encontraram 167 galáxias fracas entre redshifts de 5,3 e 8,8, ou seja, sua luz viajou entre 12,6 e 13,1 bilhões de anos para a Terra. Normalmente, mesmo o Hubble nunca seria capaz de detectá-las; o Hubble pode detectar objetos até a 31ª magnitude, mas a combinação da fraqueza intrínseca destes objetos além de sua incrível distância os coloca fora do alcance do Hubble. Eles foram detectados apenas porque a lente gravitacional aumentou seu brilho.

Ao longo dos últimos anos, o Hubble analisou longamente seis enormes aglomerados de galáxias no chamado programa Frontier Fields. Os astrônomos estão à procura de galáxias fracas nos fundos destes aglomerados, utilizando a gravidade do aglomerado no primeiro plano que magnifica as imagens de galáxias remotas. Quanto mais forte a ampliação, mais fraca as galáxias que o Hubble pode detectar.

Há um problema, porém: A ampliação produzida pela lente gravitacional é mais forte nas regiões centrais do aglomerado no primeiro plano. Mas isso também é por causa das galáxias do aglomerado que são mais brilhantes e unidas. Todas as galáxias ampliadas do fundo são inundadas por esta luz do primeiro plano.

Juntamente com seu colega Steven Finkelstein (também na Universidade do Texas, Austin) e Jennifer Lotz (Space Telescope Science Institute), Livermore conseguiu filtrar a luz de galáxias em primeiro plano em dois aglomerados do Frontier Fields: Abell 2744, Na constelação Sculptor, também conhecido como Aglomerado Pandora, e MACS 0416.1-2403 em Eridanus.

"Usamos uma técnica conhecida como decomposição de ondas," explica Livermore. "Você basicamente analisa uma imagem em muitas escalas físicas possíveis para isolar as maiores estruturas. É um pouco comparável à forma como a compressão de imagens funciona, ou à técnica por trás de fones de ouvido com cancelamento de ruído. "A decomposição de ondas tem sido usada em astronomia antes, mas não para este propósito específico," acrescenta ela.

Algumas das galáxias fracas de fundo que esta análise revelou são ampliadas por um fator de 50 ou 60. "Elas são até cem vezes menos luminosas do que as mais fracas galáxias observadas noHubble Ultra Deep Field," diz Livermore.

O Hubble está finalmente vendo as galáxias mais comuns deste período de tempo. Graças à combinação de lente gravitacional, a sensibilidade sem precedentes do Hubble e a técnica de decomposição de ondas, os astrônomos agora têm uma melhor imagem da quantidade de luz que estas galáxias emitem como população.

Em particular, há agora forte evidência de que estas pequenas e fracas galáxias agiram como uma importante fonte de luz no Universo jovem, mesmo que as galáxias menos massivas emitiam menos luz, elas compensaram pelos seus números.

É uma boa notícia para os cosmólogos que tentam entender a assim chamada Época da Reionização: Algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang, átomos de hidrogênio neutro no espaço intergaláctico se ionizaram, perdendo seu único elétron devido à radiação ultravioleta energética. É chamado de reionização porque o hidrogênio também estava em estado ionizado logo após o Big Bang, antes que o Universo esfriasse e escurecesse.

No passado, os cientistas não foram capazes de concordar sobre a principal fonte de radiação energética. A luz poderia ter vindo da primeira geração de estrelas em uma enorme população de pequenas galáxias apenas formadas, ou quasares raros, mas muito luminosos, alimentados por buracos negros supermassivos, poderiam ter fornecido a radiação. O primeiro cenário agora parece ser o mais promissor; pois, há um grande número de galáxias fracas necessárias para reionizar o Universo.

Um artigo sobre a observação foi publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: Sky & Telescope