Estrela completa duas voltas por hora em torno de provável buraco negro

Astrônomos encontraram evidências de uma estrela que completa duas voltas em torno de um buraco negro aproximadamente a cada hora.

© NASA/Chandra/M. Weiss (ilustração de uma estrela ao redor de um buraco negro)

Esta poderá ser a dança orbital mais íntima já testemunhada para um provável buraco negro e uma estrela companheira.

Esta descoberta foi feita usando o observatório de raios X Chandra, bem como o NuSTAR e o ATCA (Australia Telescope Compact Array) da CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation).

O par estelar ou binário está localizado no aglomerado globular 47 Tucanae, um denso aglomerado de estrelas da nossa Galáxia a cerca de 14.800 anos-luz da Terra.

Embora os astrônomos já observem este binário há muitos anos, foi só em 2015 que observações no rádio, com o ATCA, revelaram que o par contém provavelmente um buraco negro que puxa material de uma anã branca companheira, uma estrela de baixa massa que esgotou a maioria, se não todo, o seu combustível nuclear.

Os novos dados do Chandra para este sistema, conhecido como X9, mostram que muda de brilho em raios X da mesma maneira a cada 28 minutos, o que provavelmente é o tempo que a estrela leva para completar uma órbita em torno do buraco negro. Os dados do Chandra também mostram evidências de grandes quantidades de oxigênio no sistema, uma característica das anãs brancas. Portanto, pode ser fortemente argumentado que a companheira estelar é uma anã branca, que orbita o buraco negro a apenas 2,5 vezes a distância que separa a Terra da Lua.

"Esta anã branca está tão perto do buraco negro que o material está sendo puxado para longe da estrela e despejado num disco de matéria em torno do buraco negro antes de cair para dentro," comenta Arash Bahramian da Universidade de Alberta em Edmonton, Canadá, e da Universidade Estatal do Michigan em East Lansing, EUA. "Felizmente para esta estrela, nós não pensamos que seguirá este caminho até desaparecer para dentro do buraco negro, mas que permanecerá em órbita."

Embora a anã branca não pareça estar em perigo de cair ou de ser dilacerada pelo buraco negro, o seu destino é incerto.

"Eventualmente, tanta matéria poderá ser puxada para longe da anã branca que acabará por ter apenas a massa de um planeta," afirma Craig Heinke, também da Universidade de Alberta. "Se continuar a perder massa, a anã branca pode evaporar completamente."

Como é que o buraco negro obteve uma companheira tão íntima? Uma possibilidade é que o buraco negro colidiu com uma gigante vermelha e, seguidamente, o gás das regiões mais exteriores da estrela foi expelido do binário. O núcleo remanescente da gigante vermelha formaria a anã branca, que se tornaria na companheira do buraco negro. A órbita do binário teria encolhido à medida que eram emitidas ondas gravitacionais, até que o buraco negro começasse a puxar material da anã branca.

As ondas gravitacionais atualmente produzidas pelo binário têm uma frequência demasiado baixa para serem detectadas pelo LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), que recentemente detectou ondas gravitacionais provenientes da fusão de buracos negros. Fontes como X9 podem, potencialmente, ser detectadas com observatórios de ondas gravitacionais situados no espaço.

Uma explicação alternativa para as observações é que a anã branca está associada com uma estrela de nêutrons, em vez de um buraco negro. Neste cenário, a estrela de nêutrons gira mais depressa à medida que puxa material da companheira através de um disco, um processo que pode levar a que a estrela de nêutrons gire sob o seu próprio eixo milhares de vezes por segundo. Já foram observados alguns objetos deste gênero, chamados pulsares de milissegundo transicionais, perto do final desta fase de aceleração. Os pesquisadores não favorecem esta possibilidade porque os pulsares de milissegundo possuem propriedades não vistas em X9, tais como uma extrema variabilidade em raios X e no rádio. No entanto, não podem refutar esta explicação.

"Vamos continuar observando cuidadosamente este binário no futuro, já que sabemos tão pouco sobre como um sistema tão extremo se deve comportar," afirma Vlad Tudor da Universidade Curtin e do ICRAR (International Centre for Radio Astronomy Research) em Perth, Austrália. "Nós também vamos continuar estudando os aglomerados globulares da nossa Galáxia em busca de mais evidências de binários muito íntimos com buracos negros."

O artigo que descreve estes resultados foi recentemente aceito para publicação na revista Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Columbia University

O ALMA perscruta o coração de maternidades estelares

Com belos braços em espiral resplandescentes, as enormes galáxias em espiral parecem chamar toda a atenção; no entanto a NGC 6822, uma galáxia irregular barrada anã, demonstra que as espirais normais não detêm o monopólio da beleza galáctica.

© ALMA/MPG/ESO (regiões ricas em formação estelar na NGC 6822)

A NGC 6822, também chamada galáxia de Barnard, situa-se na constelação do Sagitário a apenas 1,6 milhões de anos-luz de distância e encontra-se repleta de regiões ricas em formação estelar.

Esta nova imagem foi composta a partir de observações mais antigas obtidas com o instrumento Wide Field Imager, montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, situado no Observatório de La Silla, e de novos dados coletados pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). As regiões observadas pelo ALMA encontram-se destacadas na imagem e podem ser vista em mais a seguir.

© ALMA/MPG/ESO (quatro nuvens de gás de formação estelar na NGC 6822)

As observações do ALMA revelaram a estrutura das nuvens de gás que formam estrelas com uma resolução sem precedentes. Observações da nossa própria galáxia mostraram que as estrelas se formam nos núcleos densos de nuvens gigantes de gás de hidrogênio molecular, os únicos locais onde o gás pode existir a temperaturas suficientemente baixas para colapsar sob a sua própria gravidade. Estas condições também levam à formação de outras moléculas, tais como monóxido de carbono, indispensável para a detecção do gás de hidrogênio molecular galáctico.

Até há pouco tempo, os astrônomos conseguiam apenas resolver regiões de formação estelar no seio da Via Láctea, mas agora a nova visão apurada do ALMA abriu-nos uma janela para a formação estelar em outras galáxias. A análise destes dados revelou que, contrariamente à nossa galáxia, as moléculas observadas se concentram em pequenos núcleos densos de gás. Este fato explica por que é que tem sido tão difícil observar até agora regiões de formação estelar extragalácticas, especialmente em galáxias de baixa massa e baixa metalicidade.

O ALMA descobriu também que os núcleos na NGC 6822 se comportam de modo muito similar às maternidades estelares existentes na Via Láctea, indicando que a física da formação estelar nestas galáxias de baixa massa se parece com a que observamos na nossa própria galáxia.

Fonte: ESO

Observando o perfil de galáxias

Esta imagem da Wide Field Camera 3 (WFC3) do Hubble mostra a NGC 1448, uma galáxia espiral situada aproximadamente a 50 milhões de anos-luz da Terra na constelação pouco conhecida de Horologium.

© Hubble (NGC 1448)

Tendemos a pensar em galáxias espirais como corpos celestes massivos e grosseiramente circulares, de modo que este oval brilhante não parece imediatamente ajustar-se à imagem. O que está acontecendo?

Imagine uma galáxia espiral como um disco girando suavemente no espaço. Quando o vemos de frente, nossas observações revelam uma quantidade espetacular de detalhes e estrutura, um grande exemplo do Hubble é a visão telescópica da M51, também conhecida como a Galáxia do Redemoinho.

© Hubble (M51)

No entanto, a borda da NGC 1448 está muito perto em relação à Terra, dando-lhe uma aparência que é mais oval do que circular. Os braços espirais, que se curvam para fora do núcleo denso da NGC 1448, podem ser vistos.

Embora as galáxias espirais possam parecer estáticas com suas formas pitorescas congeladas no espaço, isso está muito longe da verdade. As estrelas nestas configurações espirais dramáticas estão constantemente se movendo e girando em torno do núcleo da galáxia, onde aquelas no interior estão girando em torno mais rápido do que aquelas situadas no exterior. Isso faz com que a formação e a continuidade dos braços de uma galáxia espiral sejam um enigma cósmico, porque os braços envoltos ao redor do núcleo giratório devem ficar cada vez mais apertados com o passar do tempo, mas isso não é o que vemos. Isso é conhecido como o problema de enrolamento.

O pensamento mais simples para a origem dos braços espirais é que de alguma forma o material na galáxia se condensou em seu padrão espiral desde o início, e este padrão permaneceu fixo desde então. Infelizmente, esta ideia se depara imediatamente com problemas porque as galáxias exibem rotação diferencial. Cada objeto no disco da galáxia se move com a mesma velocidade orbital, mas porque objetos mais distantes do centro da galáxia têm órbitas maiores, levará mais tempo para completar uma revolução do que aqueles mais próximos do centro. O resultado é que os objetos externos ficam atrás dos objetos internos, fazendo com que a espiral fique cada vez mais apertada até que ela finalmente desapareça.

Fonte: ESA

A lua Pan de Saturno

Por que a lua Pan de Saturno parece tão estranha?

© NASA/Cassini (a lua Pan de Saturno)

Imagens tiradas na semana passada pela sonda Cassini orbitando Saturno revelaram detalhes sem precedentes da lua Pan. As imagens surpreendentes mostram uma lua que parece algo como uma noz. É possível ver no meio do satélite uma protuberância, já que muito provavelmente ele é formado pela ruptura de um satélite maior e pela fusão de diferentes pedaços.

Outras características visíveis em Pan incluem terreno ondulado, cumes longos, e algumas crateras. Abrangendo 30 quilômetros de diâmetro, Pan orbita dentro dos 325 quilômetros de largura da Abertura Encke do anel A do planeta Saturno, uma lacuna conhecida desde o final dos anos 1800.

A lua Pan completa uma volta ao redor de Saturno a cada 13,8 horas.

No próximo mês, a Cassini será direcionada para passar perto da lua massiva de Saturno, Titã, para que ela possa ser puxada para uma série final de órbitas que a levarão completamente dentro dos anéis de Saturno e prepará-la para mergulhar na atmosfera de Saturno.

Fonte: NASA & Astronomy

No coração de Órion

Perto do centro deste retrato cósmico, no coração da Nebulosa de Órion, estão quatro estrelas quentes e massivas conhecidas como Trapézio.

© Christoph Kaltseis (M42)

Fortemente reunidas dentro de uma região com raio de cerca de 1,5 anos-luz, elas dominam o núcleo denso do aglomerado estelar na Nebulosa de Órion, também chamada de M42 ou NGC 1976. A radiação ultravioleta ionizante das estrelas do Trapézio, principalmente a partir da sua estrela mais brilhante Theta-1 Orionis C, alimenta todo o brilho visível na região do complexo de formação estelar.

Com cerca de três milhões de anos, o aglomerado na Nebulosa de Órion estava ainda mais compacto em seus anos de juventude, e um estudo da sua dinâmica indica que colisões de estrelas em fuga com idade precoce podem ter formado um buraco negro com mais de 100 vezes a massa do Sol. A presença de um buraco negro dentro do aglomerado poderia explicar as altas velocidades observadas das estrelas do Trapézio.

A distância de cerca de 1.500 anos-luz da Nebulosa de Órion tornaria este buraco negro o mais próximo conhecido do planeta Terra.

Fonte: NASA

Iota Orionis: farol pulsante de uma constelação

Astrônomos do projeto BRight Target Explorer (BRITE) e do Observatório Ritter descobriram um aumento repetitivo de 1% na luz de uma estrela muito massiva que poderá mudar a nossa compreensão deste tipo de estrelas.

© Danielle Futselaar (ilustração da estrela Iota Orionis)

O sistema binário Iota Orionis é facilmente visível a olho nu, sendo a estrela mais brilhante na espada de Órion, o Caçador. A sua variabilidade única foi descoberta usando os menores satélites astronômicos do mundo, chamados "nanosats". "Como a primeira missão, funcional, de astronomia nanosatélica, o projeto BRITE está na vanguarda desta revolução espacial," afirma Gregg Wade, pesquisador principal do projeto canadense, do Royal Military College of Canada, em Ontário.

A luz de Iota Orionis é relativamente estável 90% do tempo, mas depois mergulha rapidamente seguida de um grande pico. "As variações são surpreendentemente semelhantes a um eletrocardiograma que mostra os ritmos do coração; conhecidos como sistemas de batimentos cardíacos," comenta Herbert Pablo, pós-doutorado da Universidade de Montréal e membro do Centre for Research in Astrophysics of Quebec (CRAQ). Esta variação incomum é o resultado da interação de duas estrelas numa órbita altamente elíptica de 30 dias, uma em torno da outra.

Apesar das duas estrelas passarem a maior parte do seu tempo muito afastadas uma da outra, a cada órbita e durante um curto período de tempo, diminuem de separação quase por um fator de 8. Neste ponto, a força gravitacional entre as duas estrelas torna-se tão forte que rapidamente distorce as suas formas, como o puxar da extremidade de um balão, provocando as mudanças incomuns na luz. Iota Orionis representa a primeira vez que este efeito foi observado num sistema tão massivo (35 vezes a massa do Sol), uma ordem de magnitude maior do que qualquer sistema previamente conhecido, o que permitiu a determinação direta das massas e raios dos componentes.

Ainda mais interessante, estes sistemas permitem-nos olhar para o interior das próprias estrelas. "A intensa força gravitacional entre as estrelas, à medida que se aproximam uma da outra, desencadeia sismos estelares, permitindo-nos estudar o funcionamento interno da estrela, assim como fazemos para o interior da Terra durante terremotos," comenta Pablo. O fenômeno dos sismos é, em geral, muito raro em estrelas massivas e esta é a primeira vez que foram observados sismos induzidos numa estrela assim tão massiva, cuja massa e raio são conhecidos. Estes sismos sem precedentes também levaram às primeiras pistas reais sobre como estas estrelas vão evoluir.

Os astrônomos esperam que esta descoberta dê início à iniciativa de procurar por sistemas idênticos, criando uma mudança fundamental na forma como estudamos a evolução das estrelas gigantes. Isto é importante, dado que as estrelas massivas são laboratórios dos elementos essenciais à vida humana.

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

Fonte: Université de Montréal

A última grande refeição do buraco negro da Via Láctea

O buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia, a Via Láctea, há muito que não tem uma boa refeição.

© STScI/Z. Levy (luz de vários quasares distantes atravessa a secção norte das Bolhas de Fermi)

Na inserção em baixo da imagem: a medição do gás que se move na direção da Terra e na direção oposta, indicando que o material viaja a grande velocidade. O Hubble também observou luz de quasares que passaram fora da bolha norte. Na inserção de cima da imagem: o gás no percurso de luz de um destes quasares não se move nem na direção da Terra nem na direção oposta. Este gás está no disco da Via Láctea e não partilha as mesmas características do material estudado dentro da bolha.

O telescópio espacial Hubble da NASA descobriu que o buraco negro teve a sua última grande refeição há cerca de 6 milhões de anos atrás, quando consumiu um grande aglomerado de gás em queda. O buraco negro já abastecido, expeliu o material restante, uma bolha colossal de gás com uma massa equivalente a milhões de sóis, que agora flutua acima e abaixo do centro da nossa Galáxia.

As estruturas gigantes formadas pelo fluxo de gás expelido pelo buraco negro supermassivo da Via Láctea, chamadas Bolhas de Fermi, foram descobertas pela primeira vez em 2010 pelo telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA. Mas observações recentes da bolha norte, pelo Hubble, ajudaram na determinação de uma idade mais precisa das bolhas e a sua origem.

"Pela primeira vez, nós traçamos o movimento do gás frio através de uma das bolhas, o que nos permitiu mapear a velocidade do gás e determinar quando é que as bolhas se formaram," comenta Rongmon Bordoloi do Massachusetts Institute of Technology (MIT) em Cambridge, EUA. "O que descobrimos é que um evento muito forte e energético teve lugar entre 6 a 9 milhões de anos atrás. Pode ter sido uma nuvem de gás fluindo para o buraco negro, que disparou jatos de matéria, formando os lóbulos gêmeos de gás quente vistos em observações de raios X e raios gama."

O novo estudo vem no seguimento de observações anteriores do Hubble que atribuíram às bolhas a idade de 2 milhões de anos.

Um buraco negro é uma região compacta e densa do espaço com um campo gravitacional tão intenso que nem a matéria nem a luz lhe consegue escapar. O buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia comprimiu a massa de 4,5 milhões de estrelas parecidas com o Sol numa região muito pequena do espaço.

O material que se aproxima demasiado do buraco negro é capturado na sua poderosa gravidade e espirala emtorno do objeto exótico até que, eventualmente, cai para o seu interior. Alguma da matéria, no entanto, fica tão quente que escapa ao longo do eixo de rotação do buraco negro, criando um fluxo que se prolonga bem para cima e para baixo do plano de uma galáxia.

As conclusões da equipe têm por base observações do instrumento Cosmic Origins Spectrograph (COS) do Hubble, que analisou a luz ultravioleta de 47 quasares distantes. Os quasares são os núcleos brilhantes de galáxias ativas distantes.

Impressa na luz dos quasares, à medida que esta passa através da bolha da Via Láctea, está a informação sobre a velocidade, composição e temperatura do gás no interior da bolha em expansão.

As observações do COS determinaram que a temperatura do gás na bolha é de aproximadamente 9.800 ºC. Mesmo a estas temperaturas quentes, este gás é muito mais frio do que a maioria do gás superquente no fluxo exterior, visto em raios gama, com 10 milhões de graus Celsius. O gás mais frio visto pelo COS pode ser gás interestelar do disco da Via Láctea que está sendo arrastado para o fluxo superquente. O COS também identificou o silício e o carbono como dois dos elementos varridos pela nuvem gasosa. Estes elementos comuns podem ser encontrados na maioria das galáxias e representam os restos fósseis da evolução estelar.

O gás frio corre através da bolha a cerca de 3,2 milhões de quilômetros por hora. Ao mapear o movimento do gás em toda a estrutura, os astrônomos estimaram que a massa mínima do gás frio arrastado, em ambas as bolhas, é equivalente a 2 milhões de sóis. A orla da bolha norte estende-se 23.000 anos-luz acima da Via Láctea.

"Nós já tínhamos traçado os fluxos exteriores de outras galáxias, mas nunca tínhamos conseguido mapear o movimento do gás," comenta Bordoloi. "A única razão pela qual o conseguimos fazer aqui é porque estamos dentro da Via Láctea. Este ponto de vista dá-nos um lugar na primeira fila para mapear a estrutura cinemática do fluxo exterior da Via Láctea."

As novas observações pelo COS expandem as descobertas de um estudo de 2015 pelo Hubble e pela mesma equipe, na qual foi analisada a luz de um quasar que perfurou a base da bolha.

"Os dados do Hubble abrem uma janela inteiramente nova sobre as Bolhas de Fermi," comenta Andrew Fox do Space Telescope Science Institute (STScI). "Antes, sabíamos que eram grandes e quanta radiação emitiam; agora sabemos quão depressa se movem e que elementos químicos contêm. É um importante passo em frente."

O estudo do Hubble também fornece uma verificação independente das bolhas e da sua origem, detectadas em observações de raios X e raios gama.

Esta observação seria quase impossível de fazer a partir do solo porque é utilizada a espectroscopia ultravioleta para detectar as impressões digitais destes elementos, o que só pode ser feito a partir do espaço. Somente o COS tem a cobertura de comprimento de onda, a sensibilidade e a resolução espectral para fazer esta observação.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Reflexões na nebulosa vdB 31

Localizada na constelação de Auriga, a bela e azulada vdB 31 é o 31º objeto no catálogo de 1966 de Sidney van den Bergh de nebulosas de reflexão.

© Adam Block (vdB 31)

Ela compartilha esta imagem celestial com nuvens escuras registradas em 1919 no catálogo de Edward E. Barnard de nuvens escuras no céu. Todas são nuvens de poeira interestelares, sendo que as nebulosas escuras de Barnard bloqueiam a luz de estrelas ao fundo. No caso da vdB 31, a poeira preferencialmente reflete a luz da estrela azulada, quente e variável AB Aurigae.

Explorando os arredores de AB Aurigae com o telescópio espacial Hubble foi revelada a estrela jovem de vários milhões de anos cercada por um disco empoeirado achatado com evidências para a formação contínua de um sistema planetário.

A estrela AB Aurigae está a cerca de 470 anos-luz de distância. Esta imagem cósmica estende-se por cerca de quatro anos-luz.

Fonte: NASA

Poeira estelar antiga lança luz sobre as primeiras estrelas

Astrônomos detectaram uma enorme quantidade de poeira estelar resplandescente numa galáxia observada quando o Universo tinha apenas 4% da sua idade atual.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da distante galáxia poeirenta A2744_YD4)

Esta galáxia foi observada pouco depois da sua formação e trata-se da galáxia mais distante onde já se detectou poeira. Estas observações mostraram também a mais distante detecção de oxigênio no Universo. Estes novos resultados fornecem novas pistas relativas ao nascimento e morte explosiva das primeiras estrelas.

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Nicolas Laporte da University College London, utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para observar A2744_YD4, a galáxia mais jovem e mais distante observada até hoje pelo ALMA. Surpreendentemente, a equipe descobriu que esta jovem galáxia contém poeira interestelar em abundância, poeira formada pela morte de estrelas da geração anterior.

Observações de acompanhamento com o instrumento X-shooter, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, confirmaram a enorme distância a que se encontra a galáxia A2744_YD4. De fato, estamos observando esta galáxia quando o Universo tinha apenas 600 milhões de anos de idade, num momento em que as primeiras estrelas e galáxias ainda estavam se formando. Este tempo corresponde a um desvio para o vermelho de z=8,38, ou seja, durante a época da reionização.

“A2744_YD4 não é apenas a galáxia mais distante já observada pelo ALMA, a detecção de tanta poeira indica-nos também que supernovas primordiais já poluíram esta galáxia,” explica Nicolas Laporte.

A poeira cósmica é essencialmente composta por silício, carbono e alumínio, em grãos muito pequenos, com dimensões de uma milionésima parte de centímetro. Os elementos químicos destes grãos são formados no interior das estrelas e liberados para o meio quando estas morrem em espectaculares explosões de supernovas, o destino final das estrelas massivas com vidas curtas. No Universo atual estas poeiras existem em grandes quantidades, constituindo peças fundamentais na formação de estrelas, planetas e moléculas complexas; no entanto no Universo primordial, antes da primeira geração de estrelas ter morrido, a poeira era bastante escassa.

Foi possível obter observações da galáxia “poeirenta” A2744_YD4 porque este objeto se encontra por detrás de um aglomerado de galáxias massivo chamado Abell 2744. Devido a um fenômeno físico chamado lente gravitacional, o aglomerado atua como um “telescópio” cósmico gigante capaz de ampliar cerca de 1,8 vezes a galáxia mais distante A2744_YD4 e permitindo assim aos astrônomos observá-la no Universo primordial.

O aglomerado de galáxias Abell 2744 é um objeto massivo, situado a 3,5 bilhões de anos-luz de distância (desvio para o vermelho de 0,308)  que se pensa ser o resultado da colisão entre quatro aglomerados de galáxias menores. Recebeu o apelido de Aglomerado de Pandora devido aos muitos fenômenos, estranhos e diferentes, que resultaram da enorme colisão durante um período de 350 milhões de anos. As galáxias correspondem a apenas 5% da massa do aglomerado, enquanto que a matéria escura corresponde a 75% e fornece a enorme gravitação necessária para curvar e ampliar a radiação emitida por galáxias de fundo. Acredita-se que os 20% da massa restante total do aglomerado encontre-se sob a forma de gás quente.

As observações do ALMA detectaram também emissão brilhante de oxigênio ionizado vinda de A2744_YD4. Trata-se da mais longínqua, e consequentemente mais antiga, detecção de oxigênio feita até hoje, ultrapassando o resultado do ALMA obtido em 2016.

A detecção de poeira no Universo primordial fornece informações importantes sobre a época em que explodiram as primeiras supernovas, o que permite determinar quando é que as primeiras estrelas quentes banhavam o Universo com a sua luz. Determinar a época desta “madrugada cósmica” é um “santo graal” da astronomia moderna, que pode ser investigado indiretamente através do estudo da poeira interestelar primordial.

A equipe estima que a A2744_YD4 contenha uma quantidade de poeira equivalente a 6 milhões de vezes a massa do nosso Sol, enquanto a massa estelar total da galáxia, a massa de todas as estrelas contidas na galáxia, é de 2 bilhões de vezes a massa solar. A equipe mediu também a taxa de formação estelar em A2744_YD4 e descobriu que as estrelas estão se formando a uma taxa de 20 massas solares por ano, que podemos comparar ao valor de uma massa solar por ano na nossa Via Láctea.

“Apesar de não ser incomum encontrar uma taxa de formação estelar elevada numa galáxia distante, este valor explica a rapidez com que a poeira se formou em A2744_YD4,” diz Richard Ellis do ESO e University College London. “Este período de tempo é apenas cerca de 200 milhões de anos, ou seja, estamos observando esta galáxia pouco depois da sua formação.”

Este fato diz que a formação estelar significativa começou aproximadamente 200 milhões de anos antes da época a que estamos observando a galáxia, tratando-se por isso de uma excelente oportunidade para, com a ajuda do ALMA, estudar a época em que as primeiras estrelas e galáxias "acenderam", a época mais primordial observada até hoje. O nosso Sol, o nosso planeta e a nossa existência são produtos desta primeira geração de estrelas. Ao estudar a sua formação, vida e morte, estamos na realidade explorando as nossas origens.

“Mais medições deste tipo fornecem excelentes oportunidades de traçar a formação estelar primordial e a criação dos elementos químicos mais pesados no Universo primordial,” conclui Laporte.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Dust in the Reionization Era: ALMA Observations of a z =8.38 Gravitationally-Lensed Galaxy” de Laporte et al., que será publicado na revista especializada The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Um fragmento do choque entre duas galáxias vizinhas da Via-Láctea?

O complexo sistema Magalhânico, dominado pelas duas maiores galáxias vizinhas à Via-Láctea, a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães (cujas siglas em inglês são LMC e SMC, respectivamente), ganhou recentemente uma nova estrutura estelar.

© GoogleSky (região onde se encontra a SMCNOD)

Utilizando dados do primeiro e do segundo anos do Dark Energy Survey (DES), o doutorando Adriano Pieres (IF-UFRGS) liderou a descoberta de uma nuvem de estrelas que está situada a oito graus a norte da SMC. Esta nuvem de estrelas foi batizada de SMCNOD (sobredensidade situada ao norte da SMC) e cobre uma extensa região no céu. A massa estimada da SMCNOD é ∼7×10⁵ M⊙.

A descoberta só foi possível combinando os dados de observações do DES com algumas exposições do primeiro ano do Magellanic Satellites Survey (MagLiteS). Ambos os levantamentos utilizam como instrumento a Dark Energy Camera (DECam). Com a combinação dos dados foi possível, além da descoberta, estudar com maiores detalhes as populações estelares da SMCNOD.

A análise da população estelar da SMCNOD revelou que a idade e a quantidade de metais destas estrelas são muito semelhantes às das estrelas da SMC, o que provavelmente a coloca como um possível produto de uma ou mais colisões que ocorreram entre a LMC e a SMC. Simulações rodadas em computador mostram que estas colisões poderiam explicar a existência de outros objetos pertencentes ao Sistema de Magalhães, como a corrente de gás que parece ter sido retirada da SMC há várias centenas de milhões de anos atrás. Além disso, as colisões explicam como algumas estrelas hoje situadas na LMC apresentam características típicas da SMC, tendo sido retiradas em uma das aproximações entre as duas Nuvens.

Embora seja provável que a SMCNOD tenha sido retirada da SMC devido a estes prováveis ‘encontrões’ entre as Nuvens, outras hipóteses para a origem deste objeto não estão completamente descartadas. Uma possibilidade é a de que em uma colisão entre LMC-SMC, gás tenha sido retirado da SMC, juntamente com algumas poucas estrelas, e este gás tenha dado origem a uma população estelar com uma mesma idade e composição química. Outra possibilidade é a de que, ao invés de ter sido retirada da SMC, a SMCNOD seja uma galáxia primordial, formada no começo do Universo, assim como a Via-Láctea, e que agora esteja se aproximando do Sistema Magalhânico, possivelmente vindo a se fundir com esta no futuro.

A resposta para a origem e também para o destino da SMCNOD está nos estudos futuros do movimento e da análise da composição química de suas estrelas. O movimento irá determinar se este objeto está saindo do sistema de Magalhães ou se está unindo-se a ele, bem como pode dar indícios sobre a quantidade de matéria escura que o objeto possui. Galáxias anãs tem uma quantidade de matéria escura muito grande, enquanto objetos formados pela colisão de galáxias não tem quantidade significativa de matéria escura. E as características das estrelas da SMCNOD vão indicar o quão parecidas elas são em relação às estrelas da SMC.

Sem dúvida nenhuma, esta é mais uma surpresa que o sistema de Magalhães nos apresenta!

Este tipo de descoberta empolgante é propiciada a jovens pesquisadores brasileiros participantes de grandes projetos internacionais e que são apoiados pelo Laboratório Interinstitucional de e-Astronomia (LIneA).

Fonte: Observatório Nacional

Criovulcanismo no planeta anão Ceres

Entre as características mais marcantes da superfície de Ceres, estão as manchas brilhantes no centro da Cratera Occator, que já se destacavam quando a sonda Dawn da NASA ainda se aproximava do planeta anão.

© NASA/JPL-Caltech/Dawn (cúpula criovulcânica na Cratera Occator)

Cientistas, sob a liderança do Instituto Max Planck para Pesquisa do Sistema Solar (MPS), determinaram agora, pela primeira vez, a idade deste material brilhante que consiste principalmente de depósitos de sais minerais especiais. Com apenas quatro milhões de anos, estes depósitos são cerca de 30 milhões de anos mais jovens do que a cratera propriamente dita. Isto, bem como a distribuição e natureza do material brilhante dentro da cratera, sugere que a Cratera Occator tem sido o cenário de surtos eruptivos de salmoura subterrânea durante um longo período e até quase recentemente. Ceres é, portanto, o corpo mais próximo do Sol que mostra atividade criovulcânica.

Ao longo de quase dois anos, a sonda Dawn da NASA tem vindo a acompanhar o planeta anão Ceres, que orbita o Sol dentro do cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter. Durante a primeira parte da missão, entre dezembro de 2015 e setembro de 2016, a sonda procurou diminuir a sua órbita até que apenas 375 km a separavam da superfície. Durante esta órbita de mapeamento de baixa altitude, as câmaras da Dawn produziram imagens detalhadas da superfície de Ceres, exibindo uma resolução de 35 metros por pixel. O sistema científico de imagem da Dawn foi desenvolvido, construído e é operado sob a liderança do MPS.

Os pesquisadores do Instituto Max Planck investigaram detalhadamente as complexas estruturas geológicas vistas nas imagens da Cratera Occator. Estas estruturas incluem fraturas, avalanches e crateras menores e jovens. "Nestes dados, a origem e a evolução da cratera pode ser lida mais claramente do que nunca," afirma Andreas Nathues, pesquisador da Câmara de Enquadramento. Indicações adicionais foram fornecidas por medições do espectrômetro infravermelho VIR a bordo da Dawn.

A Cratera Occator, localizada no hemisfério norte de Ceres, mede 92 km em diâmetro. No seu centro pode se encontrado um poço com um diâmetro de aproximadamente 11 km. Em várias partes da sua orla, montanhas irregulares e encostas íngremes sobem até 750 metros de altura. Dentro do poço formou-se uma cúpula brilhante. Tem um diâmetro de 3 km, 400 metros de altura e mostra fraturas proeminentes.

"Esta cúpula contém o material mais brilhante de Ceres," comenta Thomas Platz do MPS. Os cientistas chamam a este material brilhante no poço central de Cerealia Facula. Os dados do VIR mostram que é rico em certos sais chamados carbonatos. Dado que impactos posteriores, nesta área, não expuseram qualquer outro material das profundezas, esta cúpula possivelmente consiste inteiramente de material brilhante. As manchas brilhantes (Vinalia Faculae), localizadas mais para o exterior da cratera, são mais pálidas, formam uma camada mais fina e são uma mistura de carbonatos e material escuro circundante.

Nathues e a sua equipe interpretam este poço central, com o seu cume rochoso e irregular, como um remanescente de uma antiga montanha central. Formou-se como resultado do impacto que criou a Cratera Occator há cerca de 34 milhões de anos atrás e colapsou mais tarde. A cúpula de material brilhante é muito mais jovem: tem apenas mais ou menos 4 milhões de anos. A chave para determinar estas idades foi a contagem e medição precisa de crateras menores rasgadas por impactos posteriores. A suposição básica deste método é que as superfícies que mostram muitas crateras são mais antigas do que aquelas menos "perfuradas". Dado que até muitas crateras pequenas são visíveis em imagens de alta resolução, o novo estudo detém a datação mais precisa até agora.

"A idade e aspeto do material que rodeia a cúpula brilhante indica que Cerealia Facula foi formada por um processo eruptivo recorrente, que também expeliu material para regiões mais externas do poço central," comenta Nathues. "Um único evento eruptivo é bastante improvável," acrescenta.

Um olhar sobre o sistema de Júpiter suporta esta teoria. As luas Calisto e Ganimedes mostram cúpulas semelhantes. Os pesquisadores interpretam-nas como depósitos vulcânicos e, portanto, como sinais de criovulcanismo.

Os cientistas assumem que um processo similar está ativo em Ceres. "O grande impacto que rasgou a gigante Cratera Occator, à superfície do planeta anão, deve ter originalmente começado tudo e desencadeado a atividade criovulcânica posterior," salienta Nathues. Após a perturbação do impacto, suspeita-se que ou uma camada completa ou remendos espalhados sob o manto rochoso, foi capaz de se aproximar da superfície. A pressão mais baixa permitiu com que a água e os gases dissolvidos, como o metano e dióxido de carbono, escapassem, formando um sistema de aberturas. À superfície apareceram fraturas através das quais a solução saturada surgiu das profundezas. Os sais depositados formaram gradualmente a presente cúpula.

A última destas erupções, há quatro milhões de anos atrás, deve ter criado a superfície atual da cúpula. Não se sabe se a atividade criovulânica cessou completamente ou se ainda está em curso num nível mais baixo. As imagens da cratera, que mostram neblina quando fotografada em certos ângulos, parecem suportar a última hipótese. No final de 2015, os pesquisadores do MPS explicaram este fenômeno com a sublimação da água.

As pesquisas mais recentes apoiam esta interpretação. Os cientistas avaliaram várias imagens da Cratera Occator, de uma fase inicial da missão, obtidas a uma distância de 14.000 quilômetros e de ângulos baixos. Mostram, claramente, variações de brilho seguindo um ritmo diurno. "A natureza da luz dispersa no solo de Occator difere fundamentalmente daquela em outras partes da superfície de Ceres," descreve o pesquisador Singh Thangjam. "A explicação mais provável é que, perto do chão da cratera, é formada uma neblina ótica semitransparente e fina". Os pesquisadores pensam que a neblina é possivelmente formada pela sublimação de água que emerge a partir de fraturas no chão da cratera quando exposta à luz solar.

Fonte: Max Planck Institute for Solar System Research

Habitação de uma estrela hipergigante

A luz viaja através do espaço em pouco menos de 300.000 quilômetros por segundo!

© Hubble (Westerlund 1)

Esta velocidade assombrosa é usada para calcular distâncias astronômicas; embora, muitas vezes mal interpretada como uma unidade de tempo, um ano-luz é na verdade uma unidade de distância astronômica, e é definida como a distância que a luz viaja em um ano. Para referência, isto é em torno de nove trilhões de quilômetros... mas é um pouco complicado de visualizar!

Com isso em mente, 15.000 anos-luz pode soar como uma distância realmente enorme, mas em comparação com a vastidão do cosmos, é realmente muito próximo. Na verdade, um objeto situado a nesta distância nem sequer estaria fora de nossa galáxia doméstica, a Via Láctea. Isto é aproximadamente a distância entre nós e um jovem superaglomerado de estrelas conhecido como Westerlund 1, lar de uma das maiores estrelas já descobertas.

As estrelas são classificadas de acordo com seu tipo espectral, temperatura da superfície e luminosidade. Ao estudar e classificar as estrelas constituintes do grupo, os astrônomos descobriram que Westerlund 1 é o lar de uma das estrelas maiores já encontradas, denominada Westerlund 1-26. É uma supergigante vermelha (embora às vezes classificada como uma hipergigante) com um raio 1.500 vezes maior que a do nosso Sol. Se Westerlund 1-26 fosse colocada onde nosso Sol está em nosso Sistema Solar, ela se estenderia além da órbita de Júpiter!

A maioria das estrelas de Westerlund 1 foram formadas na mesma explosão, o que significa que elas têm idades e composições semelhantes. O aglomerado é relativamente jovem em termos astronômicos, em torno de três milhões de anos é um muito jovem comparado ao Sol, que tem cerca de 4,6 bilhões de anos.

Fonte: ESA

Uma espiral celeste diferente

Embora esta imagem pareça ser o padrão de uma concha na praia, a espiral intrigante que aqui vemos é na realidade um fenômeno astronômico da natureza.

© ALMA (LL Pegasi)

O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) obteve esta imagem de um sistema estelar binário, onde duas estrelas, a LL Pegasi e a sua companheira, estão presas numa valsa estelar, orbitando em torno do centro de gravidade comum. A velha estrela LL Pegasi, também conhecida como AFGL 3068, perde material gasoso de forma contínua, à medida que se transforma numa nebulosa planetária, sendo a forma em espiral bem marcada que observamos criada pelas duas estrelas que orbitam neste gás.

A espiral tem uma dimensão de vários anos-luz e enrola-se com uma regularidade extraordinária. Baseados na taxa de expansão do gás em espiral, com velocidade de cerca de 50.000 km/h, os astrônomos estimam que uma nova “camada” aparece a cada 800 anos, aproximadamente o mesmo tempo que as estrelas demoram para completar uma órbita em torno uma da outra.

A LL Pegasi foi bem observada pela primeira vez há cerca de 10 anos, quando o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA obteve uma imagem da sua estrutura em espiral quase perfeita. Foi a primeira vez que se descobriu uma estrutura espiral rodeando uma estrela velha.

© Hubble (IRAS 23166+1655)

A imagem acima mostra a formação da nebulosa pré-planetária, conhecida como IRAS 23166+1655, em torno da estrela LL Pegasi na constelação de Pegasus.

Agora, observações do ALMA, das quais esta imagem mostra apenas um “corte”, deram-nos uma dimensão extra ao revelar a geometria 3D perfeitamente ordenada da estrutura em espiral.

A criação e modelagem de nebulosas planetárias é uma excitante área de evolução estelar. Estrelas com massas de cerca de metade até oito vezes a do Sol não explodem como supernovas nos fins de suas vidas; em vez disso, suas camadas externas de gás são lançadas para o espaço, criando estruturas impressionantes e intrincadas que aos observadores na Terra parecem como pinturas dramáticas de aquarela.

Fonte: ESO

Encontrada evidência da formação de planeta rochoso em estrela binária

Astrônomos encontraram evidências partes de asteroides orbitando um par de estrelas; um novo sinal promissor de que mundos rochosos com sóis gêmeos são possíveis, como o mundo fictício Tatooine de Lucas Skywalker.

© UCL/Mark Garlick (ilustração de anã marrom e anã branca orbitando num sistema binário)

Esta descoberta também sugere que os planetas rochosos podem sobreviver às mortes de suas estrelas.

Embora a Terra orbite uma única estrela, quase metade das estrelas parecidas com o Sol estão em sistemas binários, que são formados por um par de estrelas orbitando umas às outras. Na verdade, existem muitos sistemas de três estrelas, e até mesmo alguns que são o lar de até sete estrelas.

Os mundos que orbitam estrelas binárias, como Tatooine de "Star Wars", são conhecidos como planetas circumbinários. Em 2011, pesquisadores descobriram o primeiro mundo alienígena real em torno de duas estrelas, o Kepler-16b: um gigante gasoso orbitando a estrela Kepler-16 a cerca de 200 anos-luz da Terra.

Até agora, todos os planetas circumbinários conhecidos são gigantes gasosos, similares a Júpiter. Os cientistas têm debatido se os planetas circumbinários rochosos como Tatooine são possíveis.

Construir planetas rochosos em torno de dois sóis é um desafio, porque a gravidade de ambas as estrelas pode interferir tremendamente, impedindo a aglutinação de pedaços de rocha e poeira.

Os pesquisadores descobriram restos de asteroides orbitando um sistema binário, o que sugere que planetas rochosos podem existir nesta região. Além disso, estes achados sugerem que sistemas planetários circumbinários com mundos rochosos podem até sobreviver à morte de uma das estrelas.

Os astrônomos examinaram um sistema chamado SDSS 1557 localizado a cerca de 1.000 anos-luz da Terra. Eles inicialmente pensaram que continha apenas uma anã branca, que é o resíduo de uma estrela. O Sol e mais de 90% de todas as estrelas na Via Láctea vão acabar como anãs brancas, que têm massas de 40 a 90 % do Sol, mas com diâmetro próximo da Terra.

Usando o telescópio Gemini Observatory South e o Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), ambos localizados no Chile, os pesquisadores analisaram o espectro de luz do sistema SDSS 1557. O comprimento de onda da luz vista de uma estrela pode produzir informações sobre sua química e arredores.

Os pesquisadores detectaram uma luz infravermelha excessiva, sugerindo que o sistema SDSS 1557 possuía um disco de detritos planetários carregados de silício e magnésio a cerca de 1,3 milhão de quilômetros da anã branca. Além disso, eles calcularam que cerca de 110 bilhões de toneladas de poeira têm chovido sobre a anã branca desde a sua descoberta em 2010, igual aos restos de um pedaço de pedra do tamanho de um asteroide, ou planetesimal, pelo menos com 4 km de diâmetro.

"Recentemente, nota-se um planetesimal rochoso que aproximou-se muito da anã branca, sendo despedaçado por sua enorme gravidade, formando um anel de detritos.

Mas então, Steven Parsons, da Universidade de Sheffield, na Inglaterra, notou que a anã branca estava cambaleando regularmente para frente e para trás. Isso imediatamente implicou que não havia apenas uma única anã branca, mas uma anã branca com uma estrela companheira.

A anã branca moveu-se em velocidades de aproximadamente 144.000 km/h. A força da atração gravitacional causando esta oscilação era demais para o companheiro ser um planeta, mas muito pouco para ser uma estrela apropriada.

Em vez disso, os pesquisadores sugerem que o companheiro da anã branca é uma anã marrom com massa igual a cerca de 65 Júpiteres. As anãs marrons estão a meio caminho entre as estrelas e os gigantescos planetas gasosos. Elas são muito pequenas para iniciar a queima de hidrogênio, o processo que alimenta o Sol e a maioria das outras estrelas, mas elas conseguem queimar o deutério, um isótopo do hidrogênio, e assim diferem dos planetas que não produzem energia por si próprios.

No Sistema Solar, o cinturão de asteroides mantém blocos de construção resultantes da formação da Terra e dos outros planetas rochosos. Com a descoberta de detritos de asteroides no sistema SDSS 1557, observa-se assinaturas claras da montagem de planetas rochosos através de grandes asteroides que se formaram, possibilitando entender como os exoplanetas rochosos são feitos em sistemas de estrelas duplas.

Os pesquisadores sugerem que este sistema binário teve um passado turbulento. Eles calcularam que os dois membros do sistema binário estavam significativamente mais distantes uns dos outros do que estão hoje. No entanto, quando a progenitora da anã branca terminou de queimar seu combustível de hidrogênio, ela inchou para se tornar uma estrela gigante vermelha, engolfando a anã marrom e atraindo-a mais perto dela por causa do atrito em seu envelope de gás.

Agora, os dois membros do sistema binário estão a cerca de 482.000 km de distância, ou seja, um pouco maior do que a distância entre a Terra e a Lua, que é 384.400 km.

Embora, esta nova descoberta sugere que os planetas rochosos estão se formando ou se formaram em torno do sistema SDSS 1557, detectar planetas que provavelmente orbitam este binário vai ser muito difícil. Um método comum usado para encontrar planetas, a influência sobre a estrela por atração gravitacional de um planeta, não é realmente possível aqui porque a anã branca é muito fraca. O outro método de trânsito, à procura de escurecimento periódico quando um planeta cruza a estrela, pode funcionar, mas somente se a órbita de tal planeta estiver finamente alinhada com nossa linha de visão em direção ao sistema, o que é improvável.

Os pesquisadores planejam usar o telescópio espacial Hubble para analisar a luz ultravioleta da anã branca, a partir do qual poderão medir com muita precisão a composição química do planetesimal que sofreu ruptura. Isso propiciará a análise da semelhança aos asteroides do Sistema Solar, talvez se tivesse alguma água deixada, ou uma composição química mais exótica. E com o advento do telescópio espacial James Webb, será possível estudar a composição e tamanho dos grãos de poeira.

Fonte: Nature Astronomy

A origem dos ventos ultrarrápidos dos buracos negros

Os telescópios espaciais da ESA e da NASA fizeram a observação mais detalhada de um vento ultrarrápido que flui da vizinhança de um buraco negro, a quase um-quarto da velocidade da luz.

© ESA (ilustração de um buraco negro emitindo raios X e ventos ultrarrápidos)

A imagem mostra um buraco negro supermassivo com emissão raios X emanando da sua região interna (rosa) e ventos ultrarrápidos oriundos do disco ao redor (púrpura).

A saída de gás é uma característica comum dos buracos negros supermassivos que residem no centro de grandes galáxias. Milhões a bilhões de vezes mais massivos do que o Sol, estes buracos negros alimentam-se do gás circundante que gira em torno deles. Os telescópios espaciais veem isso como emissões brilhantes, incluindo raios X, da parte mais interna do disco ao redor do buraco negro.

Ocasionalmente, os buracos negros se abastecem demais e expelem um vento ultrarrápido. Estes ventos são uma característica de estudo importante, porque poderiam ter uma forte influência na regulação do crescimento da galáxia hospedeira, removendo o gás circundante e, portanto, suprimindo o nascimento de estrelas.

Usando os telescópios XMM-Newton da ESA e o NuStar da NASA, os cientistas fizeram a observação mais detalhada, até hoje, de tal efusão, vinda de uma galáxia ativa identificada como IRAS 13224-3809. Os ventos registados a partir do buraco negro atingem 71.000 km/s, ou seja, 0,24 vezes a velocidade da luz, colocando-os no topo 5% dos ventos de buracos negros mais rápidos conhecidos.

O XMM-Newton concentrou-se no buraco negro durante 17 dias seguidos, revelando a natureza extremamente variável dos ventos.

"Temos muitas vezes apenas uma observação de um determinado objeto; depois, vários meses ou mesmo anos mais tarde, observamo-lo novamente e vemos se houve uma mudança", diz Michael Parker do Instituto de Astronomia de Cambridge, Reino Unido.

"Graças a esta longa campanha de observação, observamos, pela primeira vez, mudanças nos ventos numa escala de tempo de menos de uma hora."

As mudanças foram observadas no aumento da temperatura dos ventos, uma assinatura da sua resposta a uma maior emissão de raios X do disco adjacente ao buraco negro.

Além disso, as observações também revelaram mudanças nas impressões digitais químicas do gás expelido: à medida que a emissão de raios X aumentou, removeu elétrons dos seus átomos no vento, apagando as assinaturas de vento observadas nos dados.

"As impressões químicas do vento mudaram com a força dos raios X em menos de uma hora, centenas de vezes mais rápido do que alguma vez observado", diz Andrew Fabian, também do Instituto de Astronomia e pesquisador principal do projeto.

"Isso permite-nos vincular a emissão de raios X, que surge do material arremessado no buraco negro, para a variabilidade do vento de saída mais distante. "

"Encontrar esta variabilidade, e evidências para esta conexão, é um passo fundamental para entender como os ventos de buracos negros são lançados e acelerados, o que por sua vez é uma parte essencial da compreensão da sua capacidade de abrandar a formação de estrelas na galáxia de acolhimento”, acrescenta Norbert Schartel, cientista do projeto XMM-Newton da ESA.

Um artigo publicado que descreve o novo resultado foi publicado na Nature.

Fonte: ESA