Uma estrela vagando em direção a um buraco negro

Há cerca de 290 milhões de anos atrás, uma estrela muito parecida com o Sol vagueou demasiado perto do buraco negro central da sua galáxia.

© Goddard Space Flight Center (ilustração do evento de ruptura de maré ASASSN-14li)

As marés intensas dilaceraram a estrela, o que produziu um surto de radiação visível, ultravioleta e raios X que chegou à Terra em 2014. Agora, uma equipe de cientistas usou observações do satélite Swift da NASA para mapear como e onde estes vários comprimentos de onda foram produzidos no evento, denominado ASASSN-14li, enquanto os destroços da estrela desintegrada orbitavam o buraco negro.

"Descobrimos mudanças de brilho em raios X que ocorreram cerca de um mês após alterações semelhantes no visível e no ultravioleta," comenta Dheeraj Pasham, astrofísico do Massachusetts Institute of Technology (MIT) em Cambridge, EUA, pesquisador principal do estudo. "Achamos que isso significa que a emissão óptica e ultravioleta surgiu longe do buraco negro, onde fluxos elípticos de matéria em órbita colidiram uns com os outros."

Os astrônomos pensam que o evento ASASSN-14li ocorreu quando uma estrela parecida com o Sol vagueou demasiado perto de um buraco negro com 3 milhões de vezes a massa do Sol, análogo com o que se encontra no centro da Via Láctea. Em comparação, o horizonte de eventos para um buraco negro como este é cerca de 13 vezes maior que o Sol, e o disco de acreção formado pela estrela desintegrada poderá estender-se a mais de duas vezes a distância entre a Terra e o Sol.

Quando uma estrela passa demasiado perto de um buraco negro com 10.000 vezes a massa do Sol, ou mais, as forças de maré superam a própria gravidade da estrela, convertendo o astro numa corrente de detritos. Este evento é chamado de ruptura de maré. A matéria que cai na direção de um buraco negro acumula-se num disco de acreção giratório, onde se torna comprimida e é aquecida antes de eventualmente cair para além do horizonte de eventos do buraco negro, o ponto a partir do qual nada consegue escapar. Os surtos de ruptura de maré contêm informações importantes acerca de como estes detritos se instalam inicialmente num disco de acreção.

Sabe-se que a emissão de raios X nestas erupções surgem muito perto do buraco negro. Mas a localização da luz óptica e ultravioleta não era clara, era até intrigante. Em alguns dos eventos mais estudados, esta emissão parecia estar localizada muito mais longe do local onde as forças de maré do buraco negro conseguem fragmentar a estrela. Além disso, o gás que emite a luz parecia permanecer com temperaturas estáveis por muito mais tempo do que o esperado.

O evento ASASSN-14li foi descoberto no dia 22 de novembro de 2014, em imagens obtidas pelo All Sky Automated Survey for SuperNovae (ASASSN), que inclui telescópios robóticos no Havaí e no Chile. As observações de seguimento com os telescópios do Swift começaram oito dias depois e continuaram, a cada poucos dias, durante os nove meses seguintes. Os cientistas suplementaram observações posteriores do Swift com dados ópticos do Observatório Las Cumbres, com sede em Goleta, Califórnia.

Os pesquisadores mostram nesta pesquisa como as interações entre a matéria em queda podem produzir a emissão óptica e ultravioleta observada.

Os detritos de maré caem inicialmente em direção ao buraco negro, mas falham, arqueando para trás ao longo de órbitas elípticas e, eventualmente, colidindo com o fluxo de entrada.

"Os aglomerados de detritos que retornam atingem o fluxo de entrada, o que resulta em ondas de choque que emitem luz visível e luz ultravioleta," comenta Bradley Cenko, pesquisador principal do Swift e membro da equipe científica. "À medida que estes aglomerados caem para o buraco negro, também modulam a emissão de raios X."

Serão necessárias mais observações de outros eventos de ruptura de maré futuros para esclarecer ainda mais a origem da luz óptica e da luz ultravioleta.

Um artigo que descreve os resultados foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Marte tem anéis?

Conhecemos algumas características dos planetas do nosso Sistema Solar, tais como: Júpiter é o maior, Saturno tem anéis, Mercúrio é o mais próximo do Sol, Marte é vermelho, mas é possível que um dos nossos vizinhos mais próximos também tenha tido anéis no seu passado e que possa vir a ter novamente algum dia.

© U. Purdue (ilustração da desintegração de lua de Marte)

Esta é a teoria apresentada por cientistas financiados pela NASA da Universidade Purdue, EUA. David Minton e Andrew Hesselbrock desenvolveram um modelo que sugere que detritos expelidos para o espaço por um asteroide ou por outro corpo que colidiu com Marte há cerca de 4,3 bilhões de anos alterna entre a formação de um anel planetário e a aglomeração para formar uma lua.

Uma teoria sugere que a grande bacia polar norte de Marte, a Bacia Borealis, que cobre cerca de 40% do planeta no seu hemisfério norte, foi criada por esse impacto, expulsando detritos para o espaço.

"Este grande impacto teria ejetado material suficiente, da superfície de Marte, para formar um anel," comenta Hesselbrock.

O modelo de Hesselbrock e Minton sugere que à medida que o anel se formava, e os detritos lentamente se afastavam do Planeta Vermelho e se espalhavam, este começou a aglomerar-se e formou, eventualmente, uma lua. Ao longo do tempo, a força gravitacional de Marte teria puxado esta lua em direção do planeta até atingir o limite de Roche, a distância na qual as forças de maré de um planeta desintegram um corpo celeste unido apenas pela gravidade.

Fobos, uma das luas de Marte, está ficando cada vez mais próxima do planeta. De acordo com o modelo, Fobos irá desintegrar-se quando atingir o limite de Roche, e produzir um conjunto de anéis daqui a cerca de 70 milhões de anos. Dependendo da posição do limite de Roche, Minton e Hesselbrock pensam que este ciclo poderá ter-se repetido entre três e sete vezes ao longo de bilhões de anos. Segundo o modelo, de cada vez que uma lua se desintegra e é reformada a partir do anel resultante, a sua lua sucessora seria cinco vezes menor do que a anterior, e os detritos teriam caído para o planeta, possivelmente explicando depósitos sedimentares enigmáticos encontrados perto do equador de Marte.

"Poderíamos ter sedimentos lunares com quilômetros de espessura a chovendo nos primeiros tempos da história do planeta, e existem depósitos sedimentares enigmáticos em Marte sem nenhuma explicação de como lá chegaram," comenta Minton. "E agora é possível estudar esse material."

Outras teorias sugerem que o impacto que produziu a Bacia Polar Norte levou à formação de Fobos há 4,3 bilhões de anos atrás, mas Minton disse que é improvável que a lua tenha durado todo este tempo. Além disso, Fobos teria que ter sido formada longe de Marte e teria que ter atravessado a ressonância de Deimos, a mais exterior das duas luas de Marte. A ressonância ocorre quando duas luas exercem influência gravitacional uma sobre a outra repetidamente e periodicamente, como fazem as luas principais de Júpiter. Ao passar pela sua ressonância, Fobos teria alterado a órbita de Deimos. Mas a órbita de Deimos está a um grau do equador de Marte, sugerindo que Fobos não teve nenhum efeito sobre Deimos.

"Não aconteceu muita coisa à órbita de Deimos desde que se formou," comenta Minton. "Fobos, ao passar por estas ressonâncias, teria mudado isso."

"Esta pesquisa destaca ainda mais maneiras dos impactos afetarem um corpo planetário," comenta Richard Zurek do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA em Pasadena, Califórnia, EUA. Ele é cientista do projeto Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) da NASA, cujo mapeamento gravitacional forneceu suporte para a hipótese de que as planícies ao norte foram formadas por um impacto gigante.

Minton e Hesselbrock vão concentrar-se agora ou na dinâmica do primeiro conjunto de anéis formados ou nos materiais que choveram sobre Marte derivados da desintegração das luas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Geoscience.

Fonte: Purdue University

Estrelas fugitivas fornecem indícios de dissolução de sistema estelar

Um conflito gravitacional de um grupo de estrelas terminou com o sistema se afastando e com pelo menos três estrelas expelidas em direções diferentes.

© Hubble (Nebulosa Kleinmann-Low)

As velozes estrelas desertoras passaram despercebidas durante centenas de anos até que, nas últimas décadas, duas delas foram detectadas em observações no rádio e no infravermelho, comprimentos de onda que podem penetrar a espessa poeira da Nebulosa de Órion.

As observações mostraram que as duas estrelas viajavam a altas velocidades em direções opostas uma à outra. A origem das estrelas, no entanto, era um mistério. Os astrônomos traçaram ambas as estrelas 540 anos para o passado, até ao mesmo local, e sugeriram que faziam parte do mesmo, atualmente extinto, sistema múltiplo. Mas a energia combinada da dupla, que agora as está levando para fora, não era compatível. Os pesquisadores argumentaram que deveria haver pelo menos uma outra estrela, que roubou energia do lançamento estelar.

Agora, o telescópio espacial Hubble ajudou os astrônomos a encontrar a terceira estrela fugitiva. O percurso da estrela recém-descoberta foi seguido de volta ao mesmo local onde as duas estrelas anteriormente conhecidas estavam localizadas há 540 anos. O trio reside numa pequena região de jovens estrelas chamada Nebulosa Kleinmann-Low, perto do centro do vasto complexo da Nebulosa de Órion, localizada a 1.300 anos-luz da Terra.

"As novas observações do Hubble fornecem evidências muito fortes de que as três estrelas foram expelidas de um sistema múltiplo," afirma Kevin Luhman, da Universidade Estatal da Pensilvânia, EUA. "Os astrônomos já tinham encontrado, anteriormente, alguns outros exemplos de estrelas em rápido movimento que traçaram de volta a sistemas estelares múltiplos e que, portanto, provavelmente foram arremessadas. Mas estas três estrelas são os exemplos mais jovens de estrelas ejetadas. Têm provavelmente apenas algumas centenas de milhares de anos. Realmente, com base nas imagens infravermelhas, as estrelas ainda são jovens o suficiente para abrigar discos de material deixado para trás durante sua formação."

Todas as três estrelas se movem extremamente depressa para fora da Nebulosa Kleinmann-Low, a quase 30 vezes a velocidade da maioria dos habitantes estelares da nebulosa. Através de simulações de computador, os astrônomos preveem que estes conflitos gravitacionais ocorram em aglomerados jovens, onde as estrelas recém-nascidas se juntam. "Mas não temos observado muitos exemplos, especialmente em aglomerados muito jovens," comenta Luhman. "A Nebulosa de Órion pode estar rodeada por outras estrelas ejetadas no passado e que agora fogem para o espaço."

Luhman tropeçou na terceira estrela veloz, chamada fonte x, enquanto caçava planetas flutuantes e anãs marrons na Nebulosa de Órion com o membro de uma equipe internacional liderada por Massimo Robberto do Space Telescope Science Institute (STScI). A equipe usou a visão infravermelha do instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble para realizar o levantamento. Durante a análise, Luhman comparava novas imagens infravermelhas obtidas em 2015 com observações de 1998 pelo NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer). Ele notou que a fonte x havia mudado consideravelmente de posição, em relação às estrelas próximas, nos 17 anos entre as imagens do Hubble, indicando que a estrela se movia rapidamente, a mais de ‪200.000 km/h.

O astrônomos então olharam para as posições anteriores da estrela, projetando o seu caminho de volta no tempo. Ele percebeu que, na década de 1470, a fonte x estivera perto da mesma localização inicial na Nebulosa Kleinmann-Low que as outras duas estrelas fugitivas, Becklin-Neugebauer (BN) e fonte I.

A BN foi descoberta em 1967 com recurso a imagens infravermelhas, mas o seu rápido movimento só foi detectado em 1995, quando observações no rádio determinaram que a velocidade da estrela era cerca de ‪96.000 km/h. A fonte I viaja a aproximadamente 35.400 km/h. A estrela só havia sido detectada no rádio; dado que está fortemente envolta em poeira, a sua luz visível e infravermelha é amplamente bloqueada.

As três estrelas provavelmente foram expulsas do seu habitat natal quando se envolveram num conflito gravitacional. O que muitas vezes acontece quando um sistema múltiplo desmorona é que duas das estrelas se aproximam o suficiente uma da outra, fundem-se ou formam um binário muito íntimo. Em ambos os casos, o evento libera energia gravitacional suficiente para impulsionar para fora todas as estrelas do sistema. O episódio energético também produz um fluxo massivo de material, que pode ser visto em imagens do NICMOS como "dedos" de matéria que flui para longe da posição da embebida estrela apelidada de fonte I.

Os telescópios futuros, como o James Webb Space Telescope (JWST), vão ser capazes de observar uma grande faixa da Nebulosa de Órion. Através da comparação de imagens da nebulosa, obtidas pelo JWST, com aquelas obtidas anos antes pelo Hubble, é esperado identificar mais estrelas fugitivas que se separaram de outros sistemas múltiplos.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA & ESA

Versão 4 do programa Cartes du Ciel

Lançada a versão 4 do software astronômico Cartes du Ciel. Ele é gratuito e está disponível em 32 e 64 bits para os sistemas operacionais Windows, Mac OS X e Linux.

© Cartes du Ciel (tela de abertura)

O software astronômico Cartes du Ciel permite desenhar cartas celestes através de dados de diversos catálogos de estrelas, nebulosas e galáxias; além de mostrar a posição dos planetas, asteroides e cometas. Ele executa a simulação de eclipses e possibilita o controle de telescópios.

O objetivo deste programa é preparar diferentes mapas do céu para uma observação particular. Um grande número de parâmetros ajuda você a escolher especificamente ou automaticamente quais catálogos usar, a cor e a dimensão das estrelas e nebulosas, a representação de planetas, a exibição de rótulos e grades de coordenadas, a superposição de imagens, a condição de visibilidade e muito mais. Todas estas características tornam este atlas celestial mais completo do que um planetário convencional.

Novidades referentes aos catalógos:

• Substituído o catalógo NGC2000 pelo OpenNGC, que está incluído na versão base.
• Agora é utilizado o nome oficial da estrela da International Astronomical Union (IAU).
• Nova versão do catálogo GCVS (estrelas varíáveis) e WDS (estrelas duplas).
• Nova versão do PGC/LEDA com 5 milhões de galáxias da Hyperleda 2017.
• Adicionado índice para pesquisar a nebulosa planetária pelo nome.
• Adicionado catálogo Sh2 e Barnard.
• Atualizado as imagens usando melhores coordenadas do OpenNGC.

Algumas das novas funções são:

• Nova representação para a Via Láctea.
• Janela de informações do Sistema Solar atualizada com mais funcionalidade.
• Traçar imagens para os principais satélites planetários.
• Mais opções de cores e etiquetas.
• Opção para adicionar uma mira ao centro do gráfico.
• Opção para adicionar a linha meridiana com qualquer projeção.
• Mostrar movimento horário de cometa e asteróide na janela de detalhes.
• Atualização automática de arquivos TLE dos satélites artificiais.
• Atualizada URL de download para asteroides e cometas.
• Movimento horário de cometas e asteroides são mostrados na janela de detalhes.
• Adicionada conexão Tcp/Ip à interface do telescópio LX200.

Eu traduzi o programa para o idioma português, que é desenvolvido por Patrick Chevalley, e o download pode ser efetuado através do meu site Cometografia.

Fonte: Cosmo Novas

Desafiando a convenção cósmica

Algumas galáxias são mais difíceis de serem classificadas do que outras.

© Hubble (NGC 3447)

Aqui, a confiável Wide Field Camera 3 (WFC3) do Hubble captou uma visão impressionante de duas galáxias interativas localizadas a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância na constelação de Leão. O brilho azul mais difuso e desigual que cobre o lado direito da imagem é conhecido como NGC 3447, às vezes denominada NGC 3447B, pois o nome NGC 3447 pode ser aplicado ao par global. O grupo menor na parte superior esquerda é conhecido como NGC 3447A.

O problema é que o espaço é realmente enorme. Os astrônomos, há centenas de anos, estão descobrindo e nomeando galáxias, estrelas, nuvens cósmicas e muito mais. Unificar e regulamentar as convenções e classificações de tudo o que já foi observado é muito difícil, especialmente quando se obtém um objeto ambíguo como o NGC 3447, que obstinadamente desafia a categorização padrão.

Em geral, sabemos que a NGC 3447 compreende um par de galáxias interagindo, mas não temos certeza do que cada uma parecia antes de começarem a se separar. As duas situam-se tão próximas que são fortemente influenciadas e distorcidas pelas forças gravitacionais entre elas, fazendo com que as galáxias se torcem nas formas incomuns e únicas vistas aqui. A NGC 3447A parece exibir os remanescentes de uma estrutura de barra central e alguns braços espirais interrompidos, ambas as propriedades características de certas galáxias espirais. Alguns identificam a NGC 3447B como uma antiga galáxia espiral, enquanto outros a classificam como uma galáxia irregular.

Fonte: ESA

Construindo os primeiros buracos negros supermassivos do Universo

Ao contrário de seus primos de tamanho estelar, que se formam após o colapso de uma estrela massiva, os buracos negros supermassivos nos centros das galáxias são simplesmente muito grandes para resultar da morte de uma única estrela.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da galáxia CR7)

Mesmo com a recente confirmação de buracos negros de massa intermediária, o mistério não foi resolvido. Enquanto os astrônomos aguardam ansiosamente novas observações através do telescópio espacial James Webb que finalmente tornará possível, eles continuam desenvolvendo teorias para explicar esses objetos misteriosos.

Os buracos negros supermassivos (SMBHs) possuem centenas de milhares a bilhões de massas solares. O buraco negro supermassivo Sgr A* no centro da Via Láctea, é cerca de 4,5 milhões de vezes a massa do Sol. Imagina-se que a formação de tais SMBHs de "massa mais baixa" (alguns milhões de massas solares) ocorre após a formação de um buraco negro "semente" de cerca de 100 massas solares. Um buraco negro deste tamanho é viável após o colapso de uma estrela extremamente massiva. Ao longo do tempo, essa semente acrescenta matéria e possivelmente até se funde com outras sementes próximas, construindo os buracos negros de milhões de massas solares que vemos hoje.

Mas os SMBHs que alimentam quasares jovens e distantes no Universo primitivo não podem ser explicados dessa maneira. O pesquisador John Regan, do Institute for Computational Cosmology da Universidade de Durham, no Reino Unido, e colegas descrevem um modelo para as circunstâncias do início do Universo que poderiam levar à criação de buracos negros de colapso direto (DCBHs). Os buracos negros de colapso direto são um tipo único de buraco negro que requer condições ambientais essencialmente perfeitas para se formar, condições que só existem no início do Universo.

Os quasares são realmente os discos de acreção em torno de um buraco negro supermassivo. Durante os primeiros anos de uma galáxia, tal disco de acreção pode se tornanr tão massivo que ele supera o resto da galáxia por completo, sendo identificado como um quasar. O buraco negro no centro de um quasar já é massivo, com milhões ou bilhões de vezes a massa do Sol. Mas no Universo jovem, simplesmente não houve tempo para acreção e fusões para fazer um buraco negro supermassivo tão grande. Além disso, qualquer estrela de primeira geração grande o suficiente para formar um buraco negro de sementes de quasar teria ventos estelares enormemente poderosos, soprando gás e poeira ao seu redor e sufocando sua capacidade de acumular matéria rapidamente uma vez que o buraco negro é formado.

Os DCBHs poderiam ser o mecanismo responsável por alimentar quasares distantes porque eles não precisam de combustível ou tempo para crescer a partir de algo pequeno. Em vez disso, eles formam grandes massas iniciais quando o gás dentro da galáxia colapsa diretamente em um buraco negro sem etapas entre eles. Se o gás dentro de uma galáxia se formando é aquecido sem esfriar e, em seguida, comprimido por um halo de matéria escura, as condições podem ser apenas favoráveis para formar um buraco negro de colapso direto. A ideia foi apresentada pela primeira vez em 2003 por Volker Bromm e Avi Loeb, e possível evidência para este tipo de buraco negro foi encontrado em 2016 com observações de uma galáxia chamada CR7.

Agora, Regan e seu grupo desenvolveram simulações para determinar se as interações entre protogaláxias vizinhas com aglomerados de galáxias poderiam provocar a formação de DCBH. Quando o gás é aquecido dentro de uma galáxia, ele normalmente "esfria" através de vários processos, sendo a formação de estrelas a mais comum e a emissão de energia a partir de metais, e é formado dentro do núcleo de uma estrela massiva. O truque para a criação de um DCBH é obter o gás para entrar em colapso sem permitir que esses processos de refrigeração ocorram.

Após várias simulações, o grupo de Regan encontrou um "ponto favorável" no qual o aquecimento da radiação de fundo associada ao aglomerado de galáxias, associado a um starburst (um período de formação estelar muito rápido e generalizado) numa protogaláxia próxima, pode conduzir à formação de um DCBH.

Existem várias condições que devem ser atendidas. A formação de buraco negro é mais provável quando o par de galáxias está separado por uma distância entre 200 e 300 parsecs (650 a 1.000 anos-luz). Se as galáxias estiverem muito próximas, o starburst poderia separar os átomos das moléculas do gás da galáxia ou simplesmente explodir o gás. Um starburst próximo poderia também "poluir" suas galáxias companheiras com metais ejetados para fora por suas supernovas; os metais iriam então arrefecer o gás e permitir que ele se fragmentasse em estrelas (em vez de formar uma DCBH). Mas se as galáxias estiverem muito distantes, elas simplesmente não interagem energicamente ou rapidamente o suficiente para que o starburst influencie sua vizinhança.

Além disso, a escalas de tempo do starburst e da formação de estrelas em protogaláxias vizinhas deverão estar "sincronizadas". Se o starburst acontece no momento errado, as galáxias vizinhas já terão começado a formação estelar e as condições para um DCBH não serão realizadas.

O tempo ideal para um starburst acender é de cerca de 4 milhões de anos antes das estrelas terem de outra forma começado a formar em sua vizinhança. Mas se o starburst acontecer mais de 10 milhões de anos antes da formação estelar começar, ele não terá o efeito desejado. Um starburst que dure por muito tempo afetará adversamente seus vizinhos através da poluição do metal ou da radiação excessivamente energética.

Regan e seus colegas afirmam que a observação de pares próximos de jovens protogaláxias com o futuro telescópio espacial James Webb poderia fornecer os dados necessários para provar o seu cenário de formação de DCBH.

Um artigo foi publicado na Nature Astronomy.

Fonte: Astronomy

Protoestrela brilhante remodelando seu berçário estelar

Uma protoestrela gigante, profundamente aninhada no seu berçário estelar poeirento, recentemente surgiu para a vida, brilhando quase 100 vezes mais do que antes.

© NASA/NRAO/ALMA/Spitzer (Nebulosa Pata de Gato e o berçário da protoestrela)

No interior da Nebulosa Pata de Gato, vista numa imagem infravermelha obtida pelo telescópio espacial Spitzer da NASA (esquerda), o ALMA descobriu que uma estrela jovem está sofrendo um surto de crescimento intenso remodelando o seu berçário estelar (direita).

Esta explosão, aparentemente desencadeada por uma avalanche de gás formador de estrelas que chocou contra a superfície da estrela, apoia a teoria de que as estrelas jovens podem sofrer surtos de crescimento intenso que remodelam o seu ambiente.

Os astrônomos fizeram esta descoberta comparando novas observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), no Chile, com observações anteriores do SMA (Submillimeter Array) no Havaí.

"Tivemos a sorte de detectar esta espetacular transformação de uma estrela jovem e massiva," comenta Todd Hunter, astrônomo do National Radio Astronomy Observatory (NRAO). "Através do estudo de uma densa nuvem de formação estelar, tanto com o ALMA como com o SMA, pudemos ver que algo dramático ocorreu, mudando completamente um berçário estelar ao longo de um período de tempo surpreendentemente curto."

Em 2008, antes da era do ALMA, Hunter e colegas usaram o SMA para observar uma porção pequena, mas ativa da Nebulosa Pata de Gato, (também conhecida como NGC 6334), um complexo de formação estelar localizado a cerca de 5.500 anos-luz da Terra na direção da constelação de Escorpião. Esta nebulosa é semelhante, em muitos aspetos, com a sua prima mais para norte, a Nebulosa de Órion, que também está repleta de estrelas jovens, aglomerados e núcleos densos de gás que estão prestes a tornarem-se estrelas. A Nebulosa Pata de Gato, no entanto, está formando estrelas a um ritmo mais rápido.

As observações iniciais, pelo SMA, desta região da nebulosa, apelidada NGC 6334I, revelaram o que parecia ser um típico protoaglomerado: uma nuvem densa de poeira e gás que abrigava várias estrelas ainda em crescimento.

As estrelas jovens formam-se nestas zonas quando regiões de gás se tornam tão densas que começam a colapsar sob a sua própria gravidade. Ao longo do tempo, formam-se discos de poeira e gás em torno destas estrelas nascentes e afunilam material para as suas superfícies, ajudando ao seu crescimento.

No entanto, este processo pode não ser inteiramente lento e estável. Os astrônomos agora pensam que as estrelas jovens podem também sofrer surtos espetaculares de crescimento, períodos em que rapidamente adquirem massa devorando vorazmente o gás da formação estelar.

As novas observações desta região pelo ALMA, obtidas em 2015 e 2016, revelam que, nos anos desde as observações originais do SMA, ocorreram mudanças dramáticas numa área do protoaglomerado chamada NGC 6334I-MM1. Esta região é agora quatro vezes mais brilhante em comprimentos de onda milimétricos, o que significa que a protoestrela central é quase 100 vezes mais luminosa do que antes.

Os astrônomos especulam que a razão por trás deste aumento é um aglomerado invulgarmente grande de material que foi atraído para o disco de acreção da estrela, criando uma confusão de poeira e gás. Assim que o material acumulado se tornou suficiente, houve uma explosão liberando uma avalanche de material sobre a estrela em crescimento.

Este evento extremo de acreção aumentou consideravelmente a luminosidade da estrela, aquecendo a sua poeira circundante. Foi esta poeira quente e brilhante que foi observada com o ALMA. Embora já tenham sido observados eventos semelhantes no infravermelho, esta é a primeira vez que tal evento foi identificado em comprimentos de onda milimétricos.

Para garantir que as mudanças observadas não eram o resultado de diferenças nos telescópios ou simplesmente um erro de processamento de dados, Hunter e colegas usaram os dados do ALMA como um modelo para simular com precisão o que o SMA teria observado se realizasse operações parecidas em 2015 e 2016. Ao subtrair digitalmente as imagens reais de 2008 pelo SMA, das imagens simuladas, foi possível confirmar que houve, de fato, uma mudança significativa e consistente num membro do protoaglomerado.

Surgiu uma confirmação adicional deste evento em dados complementares obtidos pelo observatório de radioastronomia de Hartebeesthoek na África do Sul. Este observatório, com uma única antena, monitorava sinais de rádio de masers na mesma região. Os masers são o equivalente natural, no rádio, aos lasers. São alimentados por uma variedade de processos energéticos em todo o Universo, incluindo surtos de estrelas em rápido crescimento.

Os dados do Observatório de Hartebeesthoek revelam um pico abrupto e dramático na emissão de masers desta região no início de 2015, apenas alguns meses antes da primeira observação do ALMA. Tal pico é precisamente o que os astrônomos esperariam ver caso uma protoestrela sofresse um grande crescimento.

"Estas observações acrescentam evidências à teoria de que a formação estelar é pontuada por uma sequência de eventos dinâmicos que constroem uma estrela, ao invés de um crescimento contínuo e suave," conclui Hunter. "Também nos dizem que é importante monitorar estrelas jovens no rádio e em comprimentos de onda milimétricos, porque estes comprimentos de onda permitem-nos perscrutar as profundezas das mais jovens regiões de formação estelar. A observação destes eventos, no seu estágio mais inicial, pode revelar novos fenômenos do processo de formação das estrelas."

Um artigo sobre a descoberta foi publicado no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A Nebulosa do Cone pelo Hubble

Estrelas nascem no gigantesco pilar de poeira cósmica denominado Nebulosa do Cone, que reside a 2.500 anos-luz na constelação do Unicórnio (Monoceros).

© Hubble/Judy Schmidt (Nebulosa do Cone)

Cones, pilares, e majestosos formatos de fluxos preenchem os berçários estelares onde a nuvens de gás e poeira são agitadas pelos ventos energéticos provenientes das estrelas recém-nascidas.

A Nebulosa do Cone, um conhecido cenário deste fenômeno, reside na região brilhante de formação estelar NGC 2264, em nossa galáxia. A Nebulosa do Cone foi captada em detalhes inéditos nesta composição construída a partir de várias observações do telescópio espacial Hubble.

Embora a Nebulosa do Cone, tenha um diâmetro de cerca de 7 anos-luz, a região mostrada aqui em volta do cone tem meramente 2,5 anos luz, tal distância representa meramente pouco mais que a metade da distância do nosso Sol a seus vizinhos estelares mais próximos no sistema de Alpha Centauri.

A estrela massiva classe B NGC 2264 IRS 1, vista pela câmera infravermelha do Hubble, é a fonte dos ventos solares que esculpem a Nebulosa do Cone, localizada na parte superior da imagem. O véu avermelhado da Nebulosa do Cone é produzido pela brilhante nuvem de gás hidrogênio.

Fonte: NASA

Polo sul de Encélado é mais quente por baixo da superfície

Ao longo da última década, a missão internacional da Cassini revelou uma intensa atividade no polo sul da gelada lua de Saturno, Encélado, com fraturas quentes que expelem jatos ricos em água e que sugerem um mar subterrâneo.

© NASA/JPL/Space Science Institute/Cassini (Encélado e as listras de tigre em azul)

Um novo estudo, baseado em observações de micro-ondas desta região, mostra que a lua é mais quente do que o esperado apenas alguns metros abaixo da sua superfície gelada. Isto sugere que o calor é produzido sobre uma ampla área nesta região polar, transportado sob a crosta e que o reservatório de água líquida de Encélado pode estar à espreita apenas alguns quilômetros abaixo.

Em 2005, observações da missão Cassini revelaram plumas de vapor de água e gelo liberadas para o espaço a partir do polo sul de Encélado, a sexta maior lua de Saturno. Estes jatos têm origem nas "listras de tigre", quatro fraturas quentes na superfície gelada da lua. A composição salgada destes jatos aponta para um mar subterrâneo de água líquida que pode interagir com o núcleo rochoso de Encélado, semelhante ao oceano subsuperficial que se pensa existir na lua de Júpiter, Europa.

Muitos dos voos rasantes da Cassini por Encélado foram dedicados a compreender a estrutura interior deste corpo fascinante e o seu reservatório líquido potencialmente habitável. Agora, um estudo baseado em dados recolhidos durante uma passagem rasante em 2011 indica que o mar oculto da lua pode estar mais próximo da superfície do que se pensava anteriormente.

"Estas observações fornecem uma visão única do que está acontecendo por baixo da superfície. Mostram que os primeiros metros abaixo da superfície da área que investigamos, embora a uns frios 50 a 60 K, são muito mais quentes do que esperávamos: provavelmente até 20 K mais quentes em alguns lugares," acrescenta Alice Le Gall, do LATMOS (Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales) e da UVSQ (Université Versailles Saint-Quentin), França, e membro associada do instrumento RADAR da Cassini.

"Isto não pode ser explicado apenas como resultado da iluminação do Sol e, em menor escala, do aquecimento de Saturno, de modo que deve haver uma fonte adicional de calor."

O calor detectado parece estar sob uma camada muito mais fria de geada, uma vez que nenhuma anomalia semelhante foi encontrada em observações infravermelhas da mesma região, estas estudam a temperatura da superfície, mas não são sensíveis ao que está por baixo.

As observações utilizadas por Alice e seus colaboradores cobrem uma faixa estreita, em forma de arco, da região polar sul, com cerca de 500 km de comprimento e 25 de largura, localizadas apenas 30 a 50 km para norte das listras de tigre. Devido às restrições operacionais, não foi possível obter observações em micro-ondas das próprias fraturas ativas. Isto teve o benefício de permitir com que os cientistas observassem que os terrenos termicamente anômalos de Encélado se estendem bem além das listras de tigre.

"A anomalia térmica que vemos em micro-ondas é especialmente pronunciada em três fraturas que não são diferentes das listras de tigre, exceto que não parecem ser, de momento, a fonte dos jatos," salienta Alice.

Estas fraturas aparentemente dormentes situadas acima do mar quente e subterrâneo apontam para um caráter dinâmico da geologia de Encélado: a lua pode ter passado por vários episódios de atividade em diferentes locais durante a sua história passada.

Mesmo que as observações cubram apenas uma pequena região dos terrenos polares sul, é provável que toda a região seja quente e que o oceano de Encélado esteja a uns meros 2 km da superfície gelada. O achado está em concordância com os resultados de um outro estudo recente, liderado por Ondrej Cadek e publicado em 2016, que estimou a espessura da crosta de Encélado. Com uma profundidade média de 18 a 22 km, a concha gelada parece diminuir para menos de 5 km no polo sul.

Alice e seus colaboradores pensam que a fonte subterrânea deste aquecimento está ligada com o ciclo de marés da lua ao longo da sua órbita excêntrica ao redor de Saturno. Isto induz compressões de tensão e deformações na crosta, levando à formação de falhas e fraturas enquanto, ao mesmo tempo, aquece as camadas subsuperficiais. Neste cenário, a crosta gelada mais fina da região polar sul está sujeita a uma maior deformação das marés que, por sua vez, libera mais calor e contribui para a manutenção da água subterrânea no estado líquido.

"Se o mar subterrâneo de Encélado estiver realmente tão perto da superfície como este estudo indica, então uma missão futura a esta lua, transportando um instrumento de penetração de radar, poderá ser capaz de detectá-lo," comenta Nicolas Altobelli, cientista do projeto Cassini-Huygens da ESA.

Um novo estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESA

Vento meridional de Vênus foi detectado em ambos os hemisférios

A primeira evidência científica de que existe em Vênus uma circulação de vento entre o equador e os polos, ou vento meridional, foi reunida por uma equipe internacional liderada por Pedro Machado, do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) e da Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa (FCUL).

© P. Machado (ventos em Vênus)

Através do estudo da radiação solar refletida no topo das nuvens de Vênus, Pedro Machado e a sua equipe identificaram, em ambos os hemisférios, uma componente de vento perpendicular ao equador, concordante com a circulação atmosférica característica de uma célula de Hadley e com uma velocidade média de 81 km/h. Uma célula de Hadley, pela primeira vez identificada na atmosfera da Terra por George Hadley no século XVIII, é uma circulação atmosférica caracterizada pela ascensão de ar quente na região do equador e fluindo na direção dos polos rumo a latitudes médias, onde desce de novo para mais perto da superfície e regressa ao equador.

"Esta detecção é crucial para entender o transporte de energia entre a zona equatorial e as altas latitudes, trazendo luz a um fenômeno que há décadas permanece inexplicado e que é a super-rotação da atmosfera de Vênus," disse Machado.

A super-rotação da atmosfera de Vênus consiste no fato de os ventos paralelos ao equador, ou ventos zonais, serem responsáveis por a atmosfera completar uma volta ao planeta em apenas pouco mais de quatro dias terrestres, ou seja, 60 vezes mais rápido do que o período de rotação do globo sólido, que é de 243 dias terrestres.

Atualmente a comunidade científica procura um modelo físico capaz de explicar este fenômeno de super-rotação. Este modelo estuda a variação do vento paralelo ao equador, ou vento zonal, ao longo do tempo e ao longo das várias latitudes, assim como com os primeiros dados sobre a existência de um vento meridional. Um dos próximos passos será identificar o ramo do vento meridional a menor altitude em que o ar regressa ao equador.

Machado e a sua equipe são também autores do único método, hoje existente, que utiliza a radiação visível para a medição, a partir de telescópios na Terra, da velocidade instantânea do vento na atmosfera de outro planeta. Baseia-se no efeito de Doppler que as nuvens, pela sua deslocação, aplicam à luz do Sol que refletem.

"Vários grupos de pesquisa tentaram medir o vento meridional em Vênus. As tentativas feitas até agora baseadas em observações a partir do solo foram infrutíferas, enquanto que as que utilizaram dados da sonda espacial Venus Express estavam limitadas ao hemisfério sul e revelando resultados pouco conclusivos," comenta Machado.

Os dados deste estudo foram obtidos com observações simultâneas e coordenadas da atmosfera de Vênus realizadas com a sonda Venus Express, da Agência Espacial Europeia (ESA), e com o Telescópio Canada-France-Hawaii (CFHT) utilizando o espetrógrafo de alta resolução ESPaDOnS.

Este resultado foi publicado na revista científica Icarus.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Matéria escura era menos influente no Universo primordial

Novas observações indicam que galáxias massivas que estavam formando estrelas durante o pico da formação galáctica, há 10 bilhões de anos atrás, eram dominadas por matéria bariônica, ou seja, matéria normal.

© ESO/L. Calçada (comparação de galáxias com discos em rotação no Universo distante e local)

A representação esquemática acima mostra galáxias com discos em rotação no Universo primordial (à direita) e atual (à esquerda). A influência da matéria escura é vista em vermelho, e as curvas de rotação, em vez de se apresentarem planas, decrescem com o aumento do raio.

Este fato está em perfeito contraste com as galáxias atuais, onde os efeitos da misteriosa matéria escura parecem ser muito maiores. Este resultado surpreendente foi obtido com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal , no Chile, e sugere que a matéria escura tinha menos influência no Universo primordial do que tem atualmente.

A matéria normal apresenta-se sob a forma de estrelas brilhantes, gás resplandescente e nuvens de poeira. No entanto, a matéria escura mais elusiva não emite, absorve ou reflete luz e por isso apenas pode ser observada através dos seus efeitos gravitacionais. A presença de matéria escura explica por que é que as regiões mais externas das galáxias espirais próximas giram mais rapidamente do que o que seria de esperar se apenas estivesse presente a matéria normal que observamos de forma direta.

O disco de uma galáxia espiral gira com um período de centenas de milhões de anos. Os núcleos destas galáxias têm enormes concentrações de estrelas, mas a densidade de matéria luminosa diminui em direção à sua periferia. Se a massa da galáxia consistisse inteiramente de matéria normal, então as regiões externas menos densas deveriam girar mais lentamente do que as regiões centrais mais densas. No entanto, observações de galáxias espirais próximas mostram que as suas regiões internas e externas rodam aproximadamente à mesma velocidade. Estas “curvas de rotação planas” indicam que estes objetos devem conter enormes quantidades de matéria não luminosa situada num halo que rodeia o disco galáctico.

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Reinhard Genzel do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre em Garching, na Alemanha, utilizou os instrumentos KMOS e SINFONI montados no VLT, para medir a rotação de seis galáxias massivas que estão formando estrelas no Universo distante, na época do pico da formação galáctica, há 10 bilhões de anos atrás.

O que a equipe descobriu é intrigante: ao contrário das galáxias espirais encontradas no Universo atual, as regiões externas destas galáxias distantes parecem girar mais lentamente que as regiões mais próximas do núcleo, sugerindo que existe menos matéria escura presente do que o esperado.

“Surpreendentemente, as velocidades de rotação não são constantes, mas diminuem com a distância ao centro das galáxias,” comenta Reinhard Genzel. “Existem muito provavelmente duas causas para isso. A primeira é que estas galáxias massivas primordiais são fortemente dominadas por matéria normal, com a matéria escura desempenhando um papel muito menos preponderante do que no Universo local. A segunda é que estes discos primordiais são muito mais turbulentos do que as galáxias espirais que observamos na nossa vizinhança cósmica.”

Ambos estes efeitos parecem se tornar mais marcantes à medida que os astrônomos observam cada vez mais longe no passado, em direção ao Universo primordial. Isso sugere que três a quatro bilhões de anos após o Big Bang, o gás nas galáxias já se encontrava eficientemente condensado em discos planos em rotação, enquanto os halos de matéria escura que os rodeavam eram muito maiores e mais dispersos. Aparentemente foram precisos bilhões de anos para que a matéria escura também se condensasse, razão pela qual o seu efeito dominante é observado apenas atualmente.

Esta explicação é consistente com as observações, que mostram que as galáxias primordiais eram muito mais ricas em gás e muito mais compactas do que as galáxias atuais.

As seis galáxias mapeadas neste estudo fazem parte de uma amostra muito maior composta por uma centena de discos longínquos que estão formando estrelas. Além das medições das galáxias individuais descritas acima, foi também criada uma curva de rotação média combinando os sinais mais fracos das outras galáxias. Esta curva composta mostra igualmente a mesma tendência de diminuição da velocidade quando nos afastamos dos centros das galáxias. Adicionalmente, dois outros estudos de 240 discos formando estrelas apoiam igualmente estes resultados.

Modelos detalhados mostram que, enquanto a matéria normal representa em média cerca de metade da massa total de todas as galáxias, para desvios para o vermelho elevados esta matéria domina completamente a dinâmica das galáxias.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Strongly baryon dominated disk galaxies at the peak of galaxy formation ten billion years ago”, de R. Genzel et al., que foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Radiação de galáxias vizinhas na formação de buracos negros

O aparecimento de buracos negros supermassivos no alvorecer do Universo tem intrigado os astrônomos desde a sua descoberta há mais de uma década atrás.

© Georgia Tech/John Wise (buraco negro recebe radiação de uma galáxia vizinha)

Pensa-se que um buraco negro supermassivo se forme ao longo de bilhões de anos, mas foram avistados mais de duas dúzias destes gigantes 800 milhões de anos após o Big Bang, que ocorreu há 13,8 bilhões de anos atrás.

Num novo estudo, uma equipe de pesquisadores da Universidade da Cidade de Dublin, de Georgia Tech, da Universidade de Columbia e da Universidade de Helsinque acrescenta evidências a uma teoria de como estes buracos negros antigos, aproximadamente bilhões de vezes mais massivos que o nosso Sol, podem ter-se formado e ganho massa rapidamente.

Em simulações de computador, os pesquisadores mostram que um buraco negro pode crescer rapidamente no centro da sua galáxia hospedeira se uma galáxia próxima emite radiação suficiente para desligar a sua capacidade para formar estrelas. Desta forma, a galáxia hospedeira cresce até ao seu eventual colapso, formando um buraco negro que se alimenta do gás remanescente e, mais tarde, da poeira, das estrelas moribundas e possivelmente de outros buracos negros, tornando-se supergigante.

"O colapso da galáxia e a formação de um buraco negro com um milhão de massas solares leva 100.000 anos, um mero piscar de olhos no tempo cósmico," afirma Zoltan Haiman, professor de astronomia da Universidade de Columbia. "Algumas centenas de milhões de anos depois, cresceu para um buraco negro supermassivo com bilhões de massas solares. Este crescimento é muito mais rápido do que era esperado."

No início do Universo, as estrelas e as galáxias formaram-se à medida que o hidrogênio molecular arrefecia e esvaziavam um plasma primordial de hidrogênio e hélio. Este ambiente teria limitado os buracos negros de crescer muito, pois o hidrogênio molecular gasoso produzia estrelas longe o suficiente para escapar à atração gravitacional dos buracos negros. Os astrônomos descobriram várias maneiras pelas quais os buracos negros supermassivos podem ter superado esta barreira.

Num estudo de 2008, Haiman e colegas levantaram a hipótese de que a radiação de uma galáxia gigante vizinha podia dividir o hidrogênio molecular em hidrogênio atômico e fazer com que o buraco negro nascente e a sua galáxia progenitora colapsassem ao invés de formar novos aglomerados estelares.

Um estudo posterior liderado por Eli Visbal, no momento pesquisador de pós-doutorado em Columbia, calculou que a galáxia vizinha teria que ser pelo menos 100 milhões de vezes mais massiva que o nosso Sol para emitir radiação suficiente para parar a formação de estrelas. Embora relativamente raras, existem suficientes galáxias deste tamanho no Universo primitivo para explicar os buracos negros supermassivos observados até agora.

O estudo atual, liderado por John Regan, pesquisador de pós-doutorado da Universidade da Cidade de Dublin, Irlanda, modelou o processo usando um software desenvolvido por Greg Bryan, de Columbia. Este estudo inclui os efeitos da gravidade, da dinâmica de fluidos, da química e da radiação.

Depois de vários dias calculando valores num supercomputador, os cientistas descobriram que a galáxia vizinha podia ser menor e mais próxima do que o estimado anteriormente. "A galáxia próxima não pode estar muito perto, nem muito longe e, tal como o princípio da zona habitável para os exoplanetas, não pode ser nem muito quente nem muito fria," comenta John Wise, professor do Colégio de Física do Georgia Institute of Technology.

Embora os buracos negros massivos sejam encontrados no centro da maioria das galáxias do Universo mais adulto, incluindo na nossa própria Via Láctea, são muito menos comuns no Universo jovem. Os primeiros buracos negros supermassivos do Universo foram avistados em 2001 através de um telescópio do Observatório Apache Point, no estado norte-americano do Novo México, como parte do SDSS (Sloan Digital Sky Survey).

Os pesquisadores esperam testar a sua teoria quando o telescópio espacial James Webb da NASA, o sucessor do Hubble, entrar em operações no próximo ano e transmitir imagens do Universo primitivo.

Outros modelos de como os buracos negros supermassivos evoluíram, incluindo um no qual os buracos negros crescem através da fusão com milhões de buracos negros menores e estrelas, aguardam mais testes. "Entender a formação dos buracos negros supermassivos diz-nos como as galáxias, incluindo a nossa, se formam, evoluem e, finalmente, diz-nos mais acerca do Universo em que vivemos," conclui Regan, da Universidade de Dublin.

Este estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Georgia Institute of Technology

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