O ALMA observa fogos de artifícios estelares

As explosões estelares são normalmente associadas a supernovas, as espetaculares mortes das estrelas. No entanto, novas observações do ALMA forneceram informações sobre explosões na outra ponta do ciclo de vida estelar, o nascimento das estrelas.

© ALMA/J. Bally/H. Drass (explosão estelar em Órion)

A imagem de fundo inclui imagens ópticas e no infravermelho próximo obtidas pelo telescópio Gemini South e pelo Very Large Telescope do ESO. O famoso aglomerado do Trapézio, composto por estrelas quentes e jovens, aparece na parte de baixo da imagem. Os dados do ALMA não cobrem toda a imagem mostrada aqui.

Astrônomos captaram estas imagens quando exploravam os restos, parecidos com fogos de artifício, do nascimento de um grupo de estrelas massivas, demonstrando assim que a formação estelar pode ser também um processo violento e explosivo.

A 1.350 anos-luz de distância na constelação de Órion, situa-se uma fábrica de estrelas densa e ativa chamada Nuvem Molecular de Orion 1 (OMC-1), que faz parte do mesmo complexo que a famosa Nebulosa de Órion. As estrelas nascem quando nuvens de gás, com centenas de vezes a massa do Sol, colapsam sob a sua própria gravidade. Nas regiões mais densas, as protoestrelas acendem-se e começam a vaguear sem rumo. Ao longo do tempo, algumas estrelas “caem” em direção a um centro de gravidade comum, geralmente dominado por uma protoestrela particularmente grande; e se as estrelas sofrem encontros próximos antes de escapar da sua maternidade estelar, podem então ocorrer interações violentas.

Há cerca de 100.000 anos, várias protoestrelas começaram a se formar no interior da OMC-1. A gravidade fez com que elas se aproximassem umas das outras com velocidades cada vez maiores até que, há cerca de 500 anos, duas delas se chocaram. Os astrônomos não sabem se estas estrelas apenas se tocaram ou colidiram completamente, mas em qualquer dos casos o fenômeno deu origem a uma poderosa erupção que lançou para o espaço interestelar várias protoestrelas próximas e centenas de correntes colossais de gás e poeira, deslocando-se a velocidades de mais de 150 quilômetros por segundo. A interação cataclísmica liberou tanta energia como a que o nosso Sol emite durante 10 milhões de anos.

Agora, uma equipe de astrônomos liderada por John Bally (Universidade do Colorado, EUA) utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para observar o coração desta nuvem. A equipe descobriu um resto do nascimento explosivo deste grupo de estrelas massivas que parece uma versão cósmica de fogos de artifício, com enormes correntes de matéria se deslocando em todas as direções.

Acredita-se que tais explosões são relativamente curtas, e que os restos observados pelo ALMA não duram mais que alguns séculos. No entanto, embora breves, tais explosões de protoestrelas podem ser relativamente comuns. Ao destruírem a sua nuvem progenitora, estes eventos poderão ajudar a regular a taxa de formação estelar nestas nuvens moleculares gigantes.

Indícios da natureza explosiva dos restos da OMC-1 foram inicialmente observados em 2009 pelo Submillimeter Array no Havaí. Bally e a sua equipe também observaram este objeto no infravermelho próximo com o telescópio Gemini South no Chile, revelando uma estrutura notável de correntes de matéria, com dimensões de quase um ano-luz de ponta a ponta.

As novas imagens do ALMA mostram a natureza explosiva em alta resolução, revelando detalhes importantes sobre a distribuição e os movimentos de alta velocidade do gás de monóxido de carbono (CO) situado no interior das correntes de material. Isso ajudará os astrônomos a compreender melhor a força por detrás da explosão e o impacto que tais eventos podem ter na formação estelar na Galáxia.

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Descrito novo modelo para formação do cinturão de asteroides

Em 1801, quando procurava um planeta que acreditava existir entre as órbitas de Marte e Júpiter, o padre e astrônomo italiano Giuseppe Piazzi (1746 – 1826) acabou descobrindo Ceres, um planeta-anão de quase mil quilômetros de diâmetro.

© NASA (ilustração de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter)

Ceres é o maior objeto do chamado cinturão de asteroides, mas está longe de ser o único. Estima-se que o cinturão seja formado por mais de 1 milhão deles. Há mais de 200 anos os astrônomos quebram a cabeça para descobrir como foi que o cinturão de asteroides se formou e por que não existe nenhum planeta entre Marte e Júpiter.

Apesar da enorme quantidade de dados reunida em dois séculos de pesquisas sobre o cinturão, inclusive graças a diversas sondas espaciais que foram enviadas até lá, ainda não se chegou a um consenso sobre como ele teria se formado.

Novas hipóteses continuam sendo formuladas, como é o modelo denominado de “Caótico”. Seus autores são os astrônomos brasileiros André Izidoro e Othon Winter, do Grupo de Dinâmica Orbital e Planetologia da Universidade Estadual Paulista (UNESP), campus de Guaratinguetá, em colaboração com colegas da França e dos Estados Unidos. 

Os planetas do Sistema Solar são divididos em duas categorias, os rochosos ou terrestres (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte), que ficam no Sistema Solar interno, e os gigantes gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) do Sistema Solar externo.

Entre os dois grupos está o cinturão principal de asteroides. Suas centenas de milhares de objetos se distribuem por uma ampla faixa orbital que vai de aproximadamente 1,8 a 3,2 unidades astronômicas do Sol (uma unidade astronômica equivale à distância média do Sol à Terra).

“Os gigantes gasosos, como Júpiter e Saturno, foram os primeiros a se formar, quando o Sistema Solar contava com no máximo 10 milhões de anos”, disse Izidoro, cuja pesquisa “Formação e dinâmica planetária: do Sistema Solar a exoplanetas” tem apoio da FAPESP por meio do Programa Jovens Pesquisadores em Centros Emergentes.

Segundo ele, os gigantes gasosos se formaram a partir da acreção, ou seja, do acúmulo do gás da nebulosa solar que envolvia o protossistema solar. Esse mesmo gás é parte daquele que serviu de matéria-prima para a formação e ignição do Sol.

A Terra se formou quando não havia mais gás à disposição, pois toda matéria da nebulosa havia sido tragada pelo Sol ou pelos gigantes gasosos, e o que não fora se dissipou ou então foi expelido para longe pela intensa radiação do Sol recém-nascido. “Estima-se que a Terra tenha se formado quando o Sol tinha entre 30 e 150 milhões de anos. O cinturão de asteroides se formou mais cedo do que a Terra, mas os asteroides só atingiram a distribuição atual ao longo da história do Sistema Solar”, disse Izidoro.

“Para explicar o modelo Caótico é preciso primeiro falar sobre o principal modelo atual de formação do Sistema Solar, o Grand Tack”, disse Izidoro. O nome dessa teoria é inspirado em uma manobra náutica chamada “cambada”, que consiste em mudar a direção de um barco colocando a proa contra o vento.

Pelo modelo Grand Tack, durante a formação de Júpiter, o planeta teria migrado da sua órbita original a 3,5 unidades astronômicas do Sol até cerca de 1,5. No entanto, assim como migrara para perto do Sol, o planeta Júpiter, em seguida, realizou o caminho contrário. Isso ocorreu graças a Saturno, o segundo maior planeta do Sistema Solar.

Conforme Saturno incorporava gás e crescia, ele também migrava em direção ao Sol. Júpiter e Saturno teriam dado uma “cambada” assim que Saturno encontrou Júpiter no caminho de aproximação do Sol.

Esse movimento de ida e volta de Júpiter e Saturno, de acordo com o Grand Tack, teve duas consequências: uma para Marte e a outra para a formação do cinturão de asteroides.

No caso marciano, o “limpador” planetário no qual Júpiter (e Saturno) se convertera removeu a maior parte da matéria-prima disponível desde a órbita de Marte até o cinturão de asteroides. É por isso que Marte, ao se formar mais tarde, acumularia material suficiente para atingir apenas um décimo da massa da Terra.

Já no caso do cinturão de asteroides, a influência gravitacional de Júpiter trouxe consequências mais drásticas. Somente uma pequena fração da matéria original sobreviveu na região do cinturão de asteroides, uma quantia insuficiente para formar um planeta, mas consistente com o que é observado hoje. Além disso, a distribuição dos asteroides nesse modelo é bastante similar àquela dos asteroides reais.

Ao observar as nebulosas de protossistemas solares na Via Láctea, os astrônomos verificam as condições pelas quais planetas gigantes se formam.

“O Grand Tack é muito aceito, é bem sólido e encontra respaldo em observações astronômicas. Mas isso não quer dizer que esteja correto, nem que o cinturão de asteroides se formou da forma por ele prevista”, disse Izidoro.

Winter concorda. “O Grand Tack não é o único modelo que explica a formação do cinturão de asteroides. O nosso modelo Caótico também é viável”, disse o professor titular do Departamento de Matemática da Faculdade de Engenharia da Unesp, coordenador do Projeto Temático "Dinâmica Orbital de Pequenos Corpos".

A diferença dos dois modelos parte de uma variável básica: a quantidade de matéria-prima disponível na região de Marte e do cinturão de asteroides. O Grand Tack parte da premissa de que havia muita matéria nessas regiões e que essa matéria foi removida por Júpiter e Saturno durante uma dramática fase de migração.

Já o modelo Caótico desenvolvido por Izidoro e Winter parte da premissa de que quase não havia matéria naquelas regiões. Tal hipótese prescinde de uma migração tão intensa de Júpiter em direção ao Sol, pois assume já de início que quase não havia matéria ali.

Estudos astronômicos são conduzidos tanto a partir de observações astronômicas como de simulações computacionais. Essas últimas são feitas ao compilar e rodar programas que simulam o comportamento dos corpos celestes que se quer estudar de acordo com as leis físicas e as variáveis que se quer testar.

“Nos estudos astronômicos, são realizadas dezenas ou até centenas de simulações diferentes. “No entanto, todas elas forneceram resultados insatisfatórios, que não reproduziam um Sistema Solar tal qual o observamos. Todas, menos uma.”

O único resultado positivo do modelo Caótico, aquele que condiz com o Sistema Solar que observamos, foi obtido por acaso. Isso aconteceu quando, nas variáveis da simulação, as órbitas de Júpiter e Saturno foram levemente alteradas, mas mantidas em uma mesma ressonância.

Dois planetas estão em ressonância quando suas órbitas estão sincronizadas à razão de números inteiros, como 1, 2, 3, 4 etc. Nesse caso específico, a configuração era tal que, para cada órbita de Saturno, Júpiter descrevia praticamente, mas não exatamente, duas voltas completas em torno do Sol. A simulação previa uma pequena vibração nas órbitas de Júpiter e Saturno.

“A vibração era mínima, incapaz de retirar os planetas do estado de ressonância, porém suficiente para alterar o equilíbrio do sistema. Foi aí que emergiu o caos que dá nome ao modelo”, disse Winter.

Em vez de a simulação calcular as órbitas de Júpiter e de Saturno como elipses perfeitas, os planetas descreveriam órbitas minimamente diferentes umas das outras, tanto na forma da elipse quanto na sua oscilação em relação ao plano do Sistema Solar. Essa condição mínima foi suficiente para alterar todo o comportamento dos asteroides no cinturão principal.

“A diferença entre o resultado dessa simulação onde Júpiter e Saturno tinham órbitas caóticas e daquelas onde não tinham foi realmente impressionante”, disse Izidoro.

“A simulação resultou em um Sistema Solar interior com Marte pequeno, com massa equivalente àquela que ele de fato tem, e um cinturão de asteroides com distribuição de corpos muito semelhante àquela observada. No nosso modelo, a distribuição dos asteroides atingiu o seu status atual em algum momento durante a infância do Sistema Solar, ou seja, durante os seus primeiros 700 milhões de anos”, disse Izidoro.

“No modelo Caótico, Júpiter e Saturno provavelmente migraram um pouco em direção ao Sol, mas em uma intensidade muito menor do que aquela do modelo Grand Tack. Na nossa concepção, Júpiter e Saturno nunca adentraram 5,2 unidades astronômicas”, disse.

O novo modelo desenvolvido pelos brasileiros e que descreve a formação do cinturão de asteroides é plausível e reproduz um Sistema Solar como o conhecemos. Mas seria essa hipótese a resposta definitiva para a questão?

“Ainda não podemos afirmar isso. Os dois modelos são a priori válidos, tanto o Grand Tack como o Caótico. Mas qualquer um deles pode ser descartado a qualquer momento, se algum deles falhar em reproduzir resultados condizentes com a realidade que observamos.

“Nosso modelo tem certas vantagens em relação ao Grand Tack, que é um modelo muito bonito, porém muito complexo. Para funcionar, ele exige que o disco do Sistema Solar satisfaça algumas condições peculiares. Já o nosso modelo Caótico é pautado em situações mais comuns, que foram observadas, como o fato de os planetas entrarem em ressonância”, disse Winter.

“O modelo Caótico é mais simples. E, na ciência, geralmente as respostas mais simples são aquelas que mais frequentemente conduzem à solução de um problema”, disse.

O artigo intitulado The asteroid belt as a relic from a chaotic early Solar System foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: FAPESP (Agência)

A nebulosa escura de LDN 1622 e o Laço de Barnard

Nesta cena cósmica habita a silhueta de uma intrigante nebulosa escura.

© Leonardo Julio (LDN 1622 e Sh 2-276)

A nebulosa escura de Lynds (LDN) 1622 aparece abaixo do centro contra um fundo tênue de gás hidrogênio brilhante apenas facilmente visto em longas exposições telescópicas da região.

A LDN 1622 situa-se perto do plano de da Via Láctea, perto do Laço de Barnard (designação de catálogo: Sh 2-276), uma grande nuvem que rodeia o rico complexo de nebulosas de emissão encontradas no Cinturão e na Espada de Órion.

Os arcos ao longo de um segmento do Laço de Barnard estendem-se pelo topo da imagem. Mas a poeira obscurecida da LDN 1622 é considerada muito mais próxima do que as nebulosas mais famosas de Órion, talvez a apenas 500 anos-luz de distância. A esta distância, este campo de visão de 1 grau de largura abrangeria menos de 10 anos-luz.

Fonte: NASA

Filamentos da galáxia ativa NGC 1275

O que mantém estes filamentos ligados a esta galáxia?

© Hubble/Domingo Pestana (NGC 1275)

Os filamentos persistem na NGC 1275 mesmo que as tumultuosas colisões de galáxias os destrua. Primeiro, a galáxia ativa NGC 1275 é o membro central dominante do grande e relativamente próximo ao aglomerado de galáxias Perseus.

Com aspecto selvagem em comprimentos de onda visíveis, a galáxia ativa é também uma prodigiosa fonte de raios X e emissão de rádio. A NGC 1275 agrega matéria à medida que galáxias inteiras caem nela, abastecendo um buraco negro supermassivo no núcleo da galáxia.

Esta imagem composta, recriada a partir de dados de arquivo do telescópio espacial Hubble, destaca os detritos galácticos resultantes e filamentos de gás incandescente, alguns com até 20.000 anos-luz de comprimento. Observações indicam que as estruturas, lançadas para fora do centro da galáxia pela atividade do buraco negro, são mantidas unidas por campos magnéticos.

A NGC 1275, também conhecida como Perseus A, abrange mais de 100.000 anos-luz e situa-se a cerca de 230 milhões de anos-luz de distância.

Fonte: NASA

Como os exoplanetas podem morrer violentamente

Um planeta pode sofrer um declínio lento, devido ao envelhecimento, espiralando gradualmente em direção a sua estrela, ou sua morte pode ser rápida, por causa de mudança abrupta de seu sol.

© NASA (ilustração de um exoplaneta sendo englobado por sua estrela)

Estrelas gigantes vermelhas podem se expandir o suficiente para engolir seus planetas; A impressão desse artista mostra um mundo condenado como Júpiter à medida que sua crescente estrela se aproxima rapidamente.

Entender estas mortes pode ajudar os cientistas a melhor vislumbrar a vida e a evolução dos planetas individuais, bem como a forma como outros sistemas duradouros podem existir.

A mais recente adição ao clube de planetas moribundos é KELT-16b, um mundo quase três vezes maior do que Júpiter orbitando sua estrela em menos de um dia terrestre. O planeta é um de somente seis mundos com as órbitas extremamente próximas que possui menos de um dia, que possa ser observado movendo-se entre a Terra e suas estrelas brilhantes, tornando-os vulneráveis ​​às fortes forças de maré.

"O que torna KELT-16 incomum é que temos uma medida muito precisa da idade do sistema e o estado da evolução, e assim podemos identificar quando isso é provável que ocorra," diz Keivan Stassun da Universidade Vanderbilt. Stassun e seus colegas identificaram o vulnerável exoplaneta, que provavelmente será destruído no próximo meio milhão de anos.

Enquanto milhares de exoplanetas foram vistos em torno de outras estrelas na última década, apenas um punhado foram vislumbrados no final de sua vida. A maioria deles são observados no final da vida de uma estrela, seu material espalhado através da superfície estelar. Outros foram encontrados no meio de seus desenvolvimentos, durante a maior parte da vida de suas estrelas, permanecendo estáveis durante longas escalas de tempo.

"O que estamos perdendo é o começo da história: planetas como KELT-16b quando os sistemas são muito jovens e a estrela progenitora ainda é extremamente quente," diz Stassun. Enquanto tais observações incluem mundos que eventualmente se tornarão estáveis, eles também incluirão aqueles que não o fizeram e acabam rapidamente vaporizados pela estrela.

Com um instrumento no Arizona e outro na Sutherland Astronomical Observation Station  na África, o projeto KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope) é dedicado à caça de exoplanetas em torno de estrelas brilhantes.

Orbitando perto de suas estrelas, Júpiteres quentes são os primeiros na fila a serem destruídos. Se o planeta é menos denso do que sua estrela, seu material pode se mover para sua estrela ao longo de sua vida. Se o mundo é mais de cinco vezes mais denso do que a estrela, no entanto, ele pode acabar engolido inteiro.

Entender os planetas cujas órbitas são deslocadas pode ajudar os astrônomos a entender melhor a própria estrela, bem como quantos Júpiteres quentes podem formar no início da vida de um sistema planetário.

Nem todos os planetas moribundos são mortos por órbitas próximas. Alguns sofrem com o processo de envelhecimento de sua estrela. Perto do fim de sua vida, as estrelas como o Sol incham em gigantes vermelhas massivas que consomem os planetas mais próximos e deslocam as órbitas daqueles mais distantes.Quando o Sol passar pelo processo daqui 5 ou 6 bilhões de anos, ele rapidamente devorará Mercúrio e Vênus. Se a Terra será imediatamente consumida permanece sob debate, mas se sobreviver, sua existância ao longo da borda do Sol tornará inabitável.

Os planetas destruídos "devem ser bastante comuns", diz Eva Villaver, da Universidade Autônoma de Madri, por e-mail. "Isso acontecerá especialmente para os planetas em órbitas próximas."

Em 2012, Eva Villaver, da Universidade Autônoma de Madri, e seus colegas identificaram detritos na composição de uma estrela gigante vermelha que revelou que tinha consumido recentemente um de seus planetas. Eles também encontraram um planeta sobrevivente cuja órbita excêntrica sugeriu que uma vez teve um companheiro.

Eventualmente, estrelas gigantes vermelhas expulsam suas camadas exteriores e encolhem gerando anãs brancas, não mais passando por fusão, mas ainda quentes. Como as anãs brancas têm superfícies de hidrogênio e hélio, elementos mais pesados ​​afundam rapidamente. Quando são detectados outros elementos na superfície de uma anã branca, conclui-se que não pode ser da estrela moribunda. Em vez disso, permite vislumbrar o interior de planetas e detritos.

Mas em 2015, os astrônomos obtiveram seu primeiro vislumbre de um planeta em torno da anã branca WD 1145+017. Usando um processo conhecido como o método do trânsito, encontraram os restos que passam entre a Terra e a estrela morrendo enquanto orbitava. Material sobre a anã branca sugeriu que o objeto, menor que Ceres, estava sendo dilacerado e despejado sobre a estrela.

O pequeno mundo provavelmente começou longe da estrela progenitora. À medida que a estrela se transformou em uma gigante vermelha e novamente em uma anã branca, as mudanças teriam afetado as órbitas de qualquer planeta sobrevivente, que por sua vez lançou o planeta para dentro. Quando Andrew Vanderburg, estudante de pós-graduação no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, avistou o mundo moribundo, estava em processo de ser vaporizado, parte de seu material já puxado para a anã branca.

"Sabemos há cerca de uma década que os planetas provavelmente são interrompidos por anãs brancas," diz Vanderburg. "Mas os objetos em trânsito em torno de WD 1145+017 foram a arma fumegante para esta teoria."

"O processo que ocorre em torno de WD 1145+017 é provavelmente muito comum," diz Vanderburg. "Vemos evidências deste processo acontecendo em 30 a 50% de todas as anãs brancas, o que significa que pequenos corpos rochosos estão sendo lançados para dentro de órbitas distantes em torno de estrelas mortas e sendo esmagados e vaporizados pelas anãs brancas. Este é o destino final de quase todos os sistemas planetários."

A pesquisa foi publicada no periódico Astronomical Journal.

Fonte: Astronomy

Órbita de Marte abriga restos de antigos mini-planetas

O planeta Marte partilha a sua órbita com um punhado de asteroides pequenos, os chamados troianos.

© Apostolos Christou (pontos de Lagrange ao redor de Marte)

Agora, uma equipe internacional de astrônomos, usando o VLT (Very Large Telescope) no Chile, descobriu que a maioria destes objetos partilha uma composição comum; são provavelmente restos de um mini-planeta que foi destruído por uma colisão há muito tempo atrás.

Os asteroides troianos movem-se em órbitas com a mesma distância média ao Sol do que um planeta, presos dentro de "refúgios seguros" e gravitacionais 60º à frente e atrás do planeta. O significado especial destes locais foi desvendado pelo matemático francês do século XVIII, Joseph-Louis Lagrange. Em sua honra, são agora conhecidos como "pontos de Lagrange"; o ponto que antecede o planeta é L4; o que sucede o planeta é L5.

Na imagem, à esquerda, os percursos traçados pelos troianos de Marte ao redor de L4 e L5 (cruzes) em relação ao planeta (disco vermelho) e ao Sol (disco amarelo). O círculo pontilhado indica a distância média entre Marte e o Sol. À direita, ampliação da inserção (retângulo) que mostra os percursos dos 8 troianos em L5: 1998 VF31 (marcado "VF31" em azul), Eureka (vermelho), e os 6 objetos identificados como membro da família. Os discos indicam os tamanhos relativos dos asteroides. Eureka, o maior membro, tem cerca de 2 km de comprimento.

Conhecem-se cerca de 6.000 troianos na órbita de Júpiter e cerca de 10 na de Netuno. Pensa-se que remontem aos primeiros tempos do Sistema Solar, quando a distribuição de planetas, asteroides e cometas era muito diferente da que observamos hoje.

Marte é, até agora, o único planeta terrestre que se sabe ter companheiros troianos em órbitas estáveis. O primeiro troiano marciano foi descoberto há mais de 25 anos atrás no ponto L5 e denominado "Eureka" em referência à famosa exclamação do antigo matemático grego Arquimedes. A contagem atual é de nove, um fator de menos 600 em relação aos troianos de Júpiter, mas mesmo até esta amostra relativamente insignificante mostra uma estrutura interessante não vista em qualquer outra parte do Sistema Solar.

Para começar, todos os troianos, exceto um, seguem Marte no seu ponto de Lagrange L5. Além do mais, as órbitas de todos menos um dos 8 troianos em L5 estão agrupadas em torno do próprio Eureka. A causa para esta distribuição desigual de objetos ainda não foi determinada, apesar de existirem um par de possibilidades. Num cenário, uma colisão quebrou um asteroide percursor no ponto L5, e os fragmentos constituem o grupo que observamos hoje. Outra possibilidade é que um processo chamado fissão rotacional fez com que Eureka girasse mais depressa, eventualmente libertando pequenos pedaços de si próprio para uma órbita heliocêntrica. Qualquer que seja a razão, o grupo sugere fortemente que os asteroides nesta "família Eureka" fizeram parte de um único objeto ou de um corpo progenitor. Embora as evidências circunstanciais desta hipótese sejam fortes, o teste está em desvendar se os asteroides partilham uma composição comum ou não. Felizmente, isto pode ser feito por telescópio, medindo a cor da luz solar refletida pela superfície dos asteroides, ou seja, obtendo o seu espectro.

Com este objetivo, uma equipe internacional de astrônomos liderados por Apostolos Christou e por Galin Borisov do Observatório e Planetário Armagh, na Irlanda do Norte, Reino Unido, usou o espectrógrafo X-SHOOTER acoplado ao telescópio "Kueyen", a Unidade 2 do VLT do ESO no Chile, no início de 2016, para registar o espectro de dois asteroides que pertencem à família Eureka, 311999 e 385250. Graças à análise dos espectros, descobriram que ambos os objetos são "gêmeos" de Eureka, em termos de composição, confirmando assim a relação entre os asteroides. Também é a primeira vez que se descobre que os asteroides são compostos principalmente por olivina, um mineral que normalmente se forma dentro de objetos muito maiores sob condições de alta pressão de temperatura. A implicação é que estes asteroides são provavelmente relíquias de material do manto de mini-planetas ou "planetesimais" que, como a Terra, desenvolveram uma crosta, um manto e um núcleo através do processo de diferenciação, mas que há muito foram destruídos por colisões.

Christou salienta que "existem muitas outras famílias no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, e até entre os troianos de Júpiter, mas nenhuma é dominada por asteroides de olivina." Isto está relacionado com o chamado problema do manto em falta: isto é, se acrescentarmos a massa de minerais diferentes no cinturão de asteroides, particularmente aqueles cujos fragmentos se pensa terem pertencido a outros maiores e diferenciados, há falta de material do manto em comparação com material da crosta rochosa e do núcleo.

Embora a descoberta desta família dominada por olivina não forneça uma solução final para o problema do manto em falta, mostra que o material do manto estava presente perto de Marte no início da história do Sistema Solar. Christou explica: “os nossos achados sugerem que este material participou na formação de Marte e, quem sabe, do seu vizinho planetário, a nossa Terra."

As descobertas foram divulgadas num artigo que será publicado neste mês de abril na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Armagh Observatory

Como Marte perdeu a sua atmosfera e se tornou um deserto frígido

De acordo com novos resultados da sonda MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission) da NASA, o vento e a radiação solares são os responsáveis pela remoção da atmosfera marciana, transformando Marte de um planeta que poderia ter suportado vida há bilhões de anos atrás, num mundo frio e desértico.

© Goddard Space Flight Center (atmosfera atual e do passado de Marte)

"Nós determinamos que a maioria do gás presente na atmosfera de Marte foi perdido para o espaço," realça Bruce Jakosky, pesquisador principal da MAVEN, da Universidade do Colorado em Boulder, EUA. A equipe fez esta determinação a partir dos últimos resultados, que revelam que aproximadamente 65% do argônio que já esteve presente na atmosfera foi perdido para o espaço.

Em 2015, os membros da equipe da MAVEN anunciaram resultados que mostravam uma perda atmosférica atual e descreveram como é que esta atmosfera é removida. A análise presente usa medições da atmosfera de hoje para a primeira estimativa de quanto gás foi perdido ao longo do tempo.

A água líquida, essencial para a vida, não é hoje estável à superfície de Marte porque a sua atmosfera é demasiado fria e fina para a suportar. No entanto, evidências como características que se assemelham com leitos de rio e minerais que só se formam na presença de água líquida, indicam que o antigo clima marciano era muito diferente, quente o suficiente para a água correr à superfície durante longos períodos de tempo.

"Esta descoberta é um importante passo em frente para desvendar o mistério dos ambientes passados de Marte," salienta Elsayed Talaat, cientista do Programa MAVEN, na sede da NASA em Washington. "Num contexto mais amplo, esta informação ensina-nos mais sobre os processos que podem, ao longo do tempo, mudar a habitabilidade de um planeta."

Existem muitas maneiras de um planeta perder parte da sua atmosfera. Por exemplo, reações químicas podem prender o gás nas rochas à superfície, ou uma atmosfera pode ser corroída por radiação e vento da estrela que hospeda o planeta. Os novos resultados revelam que a radiação solar e o vento solar são os responsáveis pela maior parte da perda atmosférica de Marte e que o esgotamento foi suficiente para transformar o clima marciano. O vento solar é um fluxo fino de gás, eletricamente condutor, soprado constantemente a partir da superfície do Sol.

O Sol primitivo tinha uma radiação ultravioleta e um vento solar muito mais intensos, de modo que a perda atmosférica devido a estes processos foi provavelmente muito maior no passado de Marte. Segundo a equipe, estes processos podem ter sido os que controlaram o clima e habitabilidade do planeta. É possível que a vida microbiana possa ter existido à superfície no início da história de Marte. À medida que o planeta arrefecia e secava, qualquer forma de vida pode ter sido empurrada para locais subterrâneos ou para raros oásis à superfície.

Jakosky e a sua equipe obtiveram os novos resultados através da medição da abundância atmosférica de dois isótopos diferentes do gás argônio. Os isótopos são átomos do mesmo elemento, mas com massas diferentes. Uma vez que o mais leve dos dois isótopos escapa para o espaço com mais facilidade, deixa o gás remanescente enriquecido com o isótopo mais pesado. A abundância relativa dos dois isótopos, medida na atmosfera superior e à superfície, possibilitou estimar a fração do gás atmosférico perdido para o espaço.

Dado que um "gás nobre" não pode reagir quimicamente, não pode ser arrastado para as rochas; o único processo que pode remover gases nobres para o espaço é um processo físico chamado pulverização catódica pelo vento solar. Neste processo, os íons capturados pelo vento solar podem impactar Marte a altas velocidades e empurrar, fisicamente, o gás atmosférico para o espaço. A equipe rastreou o argônio porque só pode ser removido por pulverização catódica. Assim que os cientistas determinaram a quantidade de argônio perdida por pulverização, puderam usar esta informação para determinar a perda por pulverização catódica de outros átomos e moléculas, incluindo o dióxido de carbono (CO₂).

O CO₂ é de interesse porque é o principal constituinte da atmosfera de Marte e porque é um eficiente gás de efeito estufa que pode reter calor e aquecer o planeta. "Nós determinamos que a maioria do CO₂ do planeta foi também perdido para o espaço por pulverização catódica," comenta Jakosky. "Existem outros processos que podem remover o CO₂, de modo que este processo nos dá o valor mínimo de CO₂ que foi perdido para o espaço."

A equipe fez a sua estimativa usando dados da atmosfera superior de Marte, recolhidos pelo instrumento NGIMS (Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer) da MAVEN. Esta análise incluiu medições da superfície marciana obtidas pelo instrumento SAM (Sample Analysis at Mars) a bordo do rover Curiosity.

"As medições combinadas permitem uma melhor determinação de quanto argônio marciano foi perdido para o espaço ao longo de bilhões de anos," comenta Paul Mahaffy do Goddard Space Flight Center da NASA. "A utilização de medições de ambas as plataformas aponta para o valor que múltiplas missões têm em fazer medições complementares". Mahaffy, pesquisador principal do SAM e líder do instrumento NGIMS, ambos desenvolvidos no Goddard Space Flight Center.

Um artigo descrevendo os resultados foi publicado na revista Science.

Fonte: University of Arizona

O planeta Saturno em infravermelho

Muitos detalhes de Saturno aparecem claramente na luz infravermelha.

© Cassini/Maksim Kakitsev (Saturno)

Bandas de nuvens mostram grandes estruturas, incluindo tempestades ao longo delas. Também, bastante impressionante no infravermelho é o padrão incomum de nuvem hexagonal em torno do polo norte de Saturno. Cada lado do hexágono escuro tem aproximadamente o diâmetro da Terra.

A existência do hexágono não foi prevista, e sua origem e provável estabilidade constituem um tópico sendo pesquisado. Os célebres anéis de Saturno circundam o planeta e geram sombras abaixo do equador do planeta.

A imagem em destaque foi tomada pela sonda Cassini em 2014, em várias cores infravermelhas, mas foi processada apenas recentemente. Em setembro deste ano, a missão da sonda Cassini será finalizada de forma dramática, com a sonda sendo direcionada para mergulhar no interior do planeta Saturno.

Fonte: NASA

Auroras alienígenas em Urano

Desde que a Voyager 2 emitiu imagens espetaculares dos planetas nos anos 80, os amantes de planetas foram fisgados pelas auroras extraterrestres.

© Hubble/Voyager 2 (anel e auroras em Urano)

Esta é uma imagem composta de Urano pela Voyager 2 e duas observações diferentes feitas por Hubble, uma para o anel e outra para as auroras.

As auroras são causadas por correntes de partículas carregadas como elétrons, que vêm de várias origens, como ventos solares, ionosfera planetária e vulcanismo lunar. Elas ficam estagnadas em poderosos campos magnéticos e são canalizadas para a atmosfera superior, onde suas interações com moléculas de gás, como oxigênio ou nitrogênio, desencadeiam explosões espetaculares de luz.

As auroras alienígenas em Júpiter e Saturno são bem estudadas, mas não se sabe muito sobre as auroras do gigantesco planeta gelado Urano. Em 2011, o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA tornou-se o primeiro instrumento a captar uma imagem das auroras em Urano. Em 2012 e 2014 os astrônomos deram uma segunda olhada nas auroras usando as capacidades ultravioletas do Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) instalado no Hubble.

Eles acompanharam os choques interplanetários causados ​​por duas poderosas rajadas de vento solar viajando do Sol para Urano, então usaram o Hubble para captar seu efeito nas auroras de Urano, e observando as auroras mais intensas já vistas no planeta.

Ao observar as auroras ao longo do tempo, foi recolhida a primeira evidência direta de que estas poderosas regiões brilhantes giravam com o planeta. foi possível também redescobrir os polos magnéticos perdidos por Urano, que foram perdidos pouco depois de sua descoberta pela Voyager 2 em 1986 devido a incertezas nas medições e inexpressiva superfície do planeta.

Fonte: ESA

Um aglomerado estelar e as galáxias mais distantes

Perto dos subúrbios da Pequena Nuvem de Magalhães, a galáxia satélite da Via Láctea, localizada a cerca de 200 mil anos-luz de distância, encontra-se o jovem aglomerado de estrelas NGC 602, de apenas 5 bilhões de anos.

© Chandra/Hubble/Spitzer (NGC 602)

Rodeado por gás e poeira primordial, a NGC 602 é destaque nesta imagem impressionante do Hubble, combinada com as imagens em raio X do Chandra, e em infravermelho do Spitzer. As cristas fantásticas e as formas arrastadas para trás sugerem fortemente que a radiação energética e as ondas de choque das gigantescas estrelas jovens da NGC 602 corroeram o material empoeirado e desencadearam uma progressão na formação estelar afastando-se do centro do aglomerado.

À distância estimada da Pequena Nuvem de Magalhães, cujo alcance ocupa cerca de 200 anos-luz, nota-se uma variedade tentadora de galáxias ao fundo que também é visível nesta visão nítida e multicolorida. As galáxias de fundo estão centenas de milhões de anos-luz ou mais além da NGC 602.

Fonte: NASA

O remanescente de supernova N103B

Esta imagem, obtida com o telescópio espacial Hubble, mostra o remanescente da supernova SNR 0509-68.7, também conhecida como N103B, vista na parte superior da imagem.

© Hubble (remanescente de supernova N103B)

A N103B era uma supernova tipo Ia, localizada na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea. Devido à sua relativa proximidade com a Terra, os astrônomos observam o remanescente para procurar um potencial sobrevivente estelar da explosão.

Os filamentos visíveis na imagem em tons laranjas e vermelhos mostram as frentes de choque da explosão da supernova. Estes filamentos permitem aos astrônomos calcular o centro original da explosão. Os filamentos também mostram que a explosão não está mais se expandindo como uma esfera, mas de forma elíptica. A parte do material ejetado pela explosão atingiu uma nuvem mais densa de material interestelar, o que retardou sua velocidade. A concha de material em expansão que está aberta para um lado suporta esta ideia.

© Hubble/Martino Romaniello (NGC 1850)

O gás na metade inferior da imagem e a densa concentração de estrelas no canto inferior esquerdo são os arredores do aglomerado de estrelas NGC 1850, que foi observado pelo Hubble no passado.

Fonte: ESA

Como fotografar a região mais próxima do buraco negro da Via Láctea

Desde que foram mencionados pela primeira vez por John Michell numa carta à Sociedade Real de Londres em 1783, que os buracos negros têm iluminado a imaginação dos cientistas.

© ESO/S. Brunier (ilustração do horizonte de eventos de um buraco negro)

Talvez parte do fascínio é que estes objetos enigmáticos nunca foram realmente "vistos". Mas isto pode estar agora prestes a mudar, pois uma equipe internacional de astrônomos está ligando vários telescópios na esperança de obter a primeira imagem de um buraco negro.

Os buracos negros são regiões do espaço onde a atração da gravidade é tão forte que nada, nem mesmo a luz, consegue escapar. A sua existência foi prevista matematicamente por Karl Schwarzchild em 1915, como solução para equações propostas pela teoria da relatividade geral de Albert Einstein.

Os astrônomos já têm, há décadas, evidências circunstanciais de que, nos núcleos de galáxias massivas, encontram-se buracos negros supermassivos, entre um milhão e bilhões de vezes a massa do Sol. Isto porque eles conseguem ver a atração gravitacional que exercem sobre estrelas que orbitam ao redor do centro galáctico. Quando abastecidos com material do ambiente galáctico circundante, também podem expelir jatos de plasma com velocidades próximas da luz. O ano passado, a experiência LIGO forneceu ainda mais evidências através da famosa detecção de ondulações no espaço-tempo provocadas pela fusão de dois buracos negros de massa intermediária há milhões de anos atrás.

Mas, apesar de sabermos que os buracos negros existem, ainda permanecem, na vanguarda da astronomia moderna, questões sobre sua origem, evolução e influência no Universo.

Entre os dias 5 e 14 de abril de 2017, a equipe por trás do EHT (Event Horizon Telescope) espera testar as teorias fundamentais da física dos buracos negros, tentando obter a primeira imagem do horizonte de eventos de um buraco negro. Ao ligar uma rede global de radiotelescópios para formar o equivalente a um telescópio gigante do tamanho da Terra, usando uma técnica conhecida como Interferometria de Linha de Base Muito Longa e síntese de abertura da Terra, os cientistas vão examinar o coração da Via Láctea, onde se esconde um buraco negro com 4 milhões de vezes a massa do Sol, Sagittarius A*.

Sabe-se que existe um disco de poeira e gás em órbita do buraco negro. O percurso que a luz deste material leva será distorcido no campo gravitacional do buraco negro. O seu brilho e cor também devem ser alterados de maneiras previsíveis. A assinatura que se espera observar com o EHT é uma forma crescente brilhante em vez de um disco. E podem, quem sabe, até ser vista a sombra do horizonte de eventos do buraco negro contra o plano de fundo deste material brilhante e giratório.

A rede liga nove estações espalhadas pelo planeta, alguns telescópios individuais e várias coleções de telescópio, na Antártica, Chile, Havaí, Espanha, México e EUA. O "telescópio virtual" está em desenvolvimento há muitos anos e a tecnologia já foi testada. No entanto, estes testes revelaram, inicialmente, uma sensibilidade limitada e uma resolução angular insuficiente para estudar as escalas necessárias para observar a região do buraco negro. Mas a adição de novas redes telescópicas, incluindo o ALMA (Atacama Large Millimeter Array) no Chile e o SPT (South Pole Telescope), dará à rede um impulso necessário em capacidade de resolução. É como colocar óculos e, de repente, sermos capazes de ver ambos os faróis de um carro que se dirige na nossa direção, em vez de um único borrão de luz.

O buraco negro é uma fonte compacta no céu, no visível, está completamente bloqueado por grandes quantidades de gás e poeira. No entanto, os telescópios com resolução suficiente e operando a longos comprimentos de onda, no rádio, podem atravessar este nevoeiro cósmico.

A resolução de qualquer tipo de telescópio, o mais fino detalhe que pode ser discernido e medido, é geralmente citado como um pequeno ângulo correspondente à razão entre o tamanho de um objeto e a sua distância. O tamanho angular da Lua, vista a partir da Terra, é de mais ou menos meio grau, ou 1.800 segundos de arco. Para qualquer telescópio, quanto maior a abertura, maior o detalhe que pode ser observado.

A resolução de um único radiotelescópio, por exemplo, com a abertura de 100 metros, é aproximadamente de 60 segundos de arco. Isto é comparável à resolução do olho humano, sem ajudas, e a cerca de um-sexagésimo do diâmetro aparente da Lua Cheia. Mas, ao ligarmos muitos telescópios, o EHT será capaz de atingir uma resolução de 15 a 20 microssegundos de arco, equivalente a ser capaz de discernir uma uva à distância da Lua.

Embora a prática de ligar muitos telescópios, desta maneira, seja bem conhecida, o EHT vai enfrentar desafios particulares. Os dados recolhidos em cada estação da rede serão enviados para uma instalação de processamento central onde um supercomputador vai combiná-los cuidadosamente. Diferentes condições meteorológicas, atmosféricas e telescópicas, em cada local, vão exigir uma calibração meticulosa dos dados para que os cientistas possam ter a certeza que quaisquer características que encontrem nas imagens finais não sejam artefatos.

Se funcionar, a captação de imagens do material perto da região do buraco negro, com resoluções angulares comparáveis à do seu horizonte de eventos, abrirá uma nova era no estudo dos buracos negros e resolverá uma série de grandes questões: será que os horizontes de eventos sequer existem? Será que a teoria de Einstein funciona nesta região de gravidade extrema ou precisamos de uma nova teoria para descrever a gravidade assim tão perto de um buraco negro? Além disso, como é que os buracos negros são abastecidos e como é que o material é expelido?

Poderá até mesmo ser possível captar imagens de buracos negros no centro de galáxias vizinhas.

Em última análise, a combinação de teorias matemáticas e de profundos conhecimentos físicos, impressionantes colaborações científicas internacionais, incríveis avanços tecnológicos na física experimental e na engenharia, vão revelar a natureza do espaço-tempo como uma característica definidora da ciência do início do século XXI.

Fonte: Nature

NuSTAR examina intrigante fusão galáctica

Um buraco negro supermassivo, no interior de uma galáxia minúscula, está desafiando as ideias dos cientistas acerca do que acontece quando duas galáxias se tornam uma.

© DCT/NRL (imagem óptica do sistema Was 49)

Was 49 é o nome de um sistema que consiste de uma grande galáxia de disco, referida como Was 49a, em fusão com uma galáxia anã muito menor chamada Was 49b. A galáxia anã gira dentro do disco da galáxia maior, a cerca de 26.000 anos-luz do seu centro. Graças à missão NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA, os cientistas descobriram que a galáxia anã é tão luminosa em raios X de alta energia, que deve hospedar um buraco negro supermassivo muito maior e mais poderoso do que o esperado.

"Este é um sistema completamente diferente e é contrário ao que entendemos das fusões galácticas," comenta Nathan Secrest, autor principal do estudo e pós-doutorado do U.S. Naval Research Laboratory, em Washington.

Os dados do NuSTAR e do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) sugerem que a massa do buraco negro da anã é enorme, em comparação com galáxias de tamanho semelhante, tendo mais de 2% da própria massa da galáxia.

Não era esperado que as galáxias anãs hospedavam buracos negros supermassivos assim tão grandes. "Este buraco negro pode ser centenas de vezes mais massivo do que o que seria de esperar para uma galáxia deste tamanho, dependendo de como a galáxia evoluiu em relação a outras galáxias," realça Secrest.

O buraco negro da galáxia anã é o motor de um núcleo galáctico ativo (AGN), um fenômeno cósmico no qual a radiação altamente energética é expelida à medida que um buraco negro devora gás e poeira. Este AGN em particular parece estar coberto por uma estrutura gasosa e poeirenta com formato toroidal. As missões Chandra e Swift da NASA foram usadas para caracterizar mais detalhadamente a emissão de raios X.

Normalmente, quando duas galáxias começam a fundir-se, o buraco negro central da galáxia maior torna-se ativo, engolindo vorazmente gás e poeira e expelindo raios X altamente energéticos à medida que a matéria é convertida em energia. Isto ocorre porque, à medida que as galáxias se aproximam uma da outra, as suas interações gravitacionais criam um torque que encaminha gás para o buraco negro central da galáxia maior. Mas, neste caso, a galáxia menor abriga um AGN mais luminoso com um buraco negro supermassivo mais ativo e o buraco negro central da galáxia maior está relativamente silencioso.

Uma imagem óptica do sistema Was 49, compilada usando observações do Discovery Channel Telescope em Happy Jack, no estado norte-americano do Arizona, usa os mesmos filtros de cor que o SDSS. Dado que Was 49 está tão longe, estas cores estão otimizadas para separar a emissão de gás altamente ionizado, como a região cor-de-rosa em torno do faminto buraco negro supermassivo, da luz estelar "normal", vista em tons de verde. Isto permitiu com que os astrônomos determinassem com maior precisão o tamanho da galáxia anã que hospeda o buraco negro supermassivo.

A emissão rosa sobressai numa nova imagem graças à intensa radiação ionizante emanada pelo poderoso AGN. Enterrada dentro desta região de intensa ionização, está uma tênue coleção de estrelas, que se pensa fazer parte da galáxia que rodeia o enorme buraco negro. Estas características impressionantes situam-se na periferia da muito maior galáxia espiral Was 49a, que aparece esverdeada devido à distância e aos filtros ópticos usados.

Os cientistas ainda estão tentando descobrir porque é que o buraco negro supermassivo da galáxia anã Was 49b é tão grande. Podia já ser grande antes do início da fusão, ou poderá ter crescido durante uma fase muito inicial da fusão.

"Este estudo é importante porque pode fornecer novas informações sobre a formação e evolução dos buracos negros supermassivos neste tipo de sistemas," afirma Secrest. "Ao examinar sistemas como este, podemos encontrar pistas sobre como o buraco negro supermassivo da nossa própria Galáxia se formou."

Daqui a várias centenas de milhões de anos, os buracos negros da galáxia grande e da galáxia anã vão tornar-se num único monstruoso gigante.

Fonte: Astronomy

Encontrando um planeta "perdido", quase do tamanho de Netuno

Astrônomos da Universidade de Yale descobriram um planeta "perdido" que tem quase o tamanho de Netuno e que está situado num sistema solar a 3.000 anos-luz da Terra.

© Michael S. Helfenbein (ilustração do exoplaneta Kepler-150 f)

O novo planeta, Kepler-150 f, foi esquecido por vários. Os algoritmos de computador é que identificam a maioria destes exoplanetas, planetas localizados fora do Sistema Solar. Os algoritmos pesquisam dados de levantamentos de missões espaciais, à procura de trânsitos reveladores de planetas orbitando em frente de estrelas distantes.

Mas às vezes os computadores falham. Neste caso, era um planeta no sistema Kepler-150 com uma órbita longa em torno do seu sol. Kepler-150 f leva 637 dias para completar uma volta em torno da sua estrela hospedeira, uma das órbitas mais longas conhecidas para um sistema com cinco ou mais planetas.

A missão Kepler encontrou outros quatro planetas no sistema Kepler-150 - Kepler-150 b, c, d e e, há vários anos atrás. Todos têm órbitas muito mais próximas da estrela do que este novo planeta.

"Só usando a nossa nova técnica de modelagem e subtraindo os sinais dos trânsitos dos planetas conhecidos, conseguimos realmente ver o que realmente era," comenta Joseph Schmitt, estudante da Universidade Yale. "Essencialmente, estava escondido à vista de todos, numa floresta de outros trânsitos planetários."

Um artigo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Yale University

Estrelas jovens e nebulosas poeirentas em Taurus

Este complexo de nebulosas empoeiradas permanece ao longo da borda da nuvem molecular Taurus, a apenas 450 anos-luz de distância.

© Lloyd L. Smith/Deep Sky West (Cederblad 30 e Barnard 7)

As estrelas estão se formando na cena cósmica. O campo de visão telescópico com 2 graus de largura, composto por quase 40 horas de dados de imagem, inclui algumas estrelas jovens da classe T-Tauri incorporadas nos restos de suas nuvens natais, à direita.

Com milhões de anos de idade e ainda atravessando a adolescência estelar, as estrelas são variáveis em brilho e estão nas fases finais de seu colapso gravitacional. Suas temperaturas centrais subirão para sustentar a fusão nuclear à medida que evoluem em estrelas da sequência principal, estáveis e de massa baixa, um estágio da evolução estelar alcançado por nosso Sol de idade mediana, com cerca de 4,5 bilhões de anos.

Outra estrela variável jovem, V1023 Tauri, pode ser observada à esquerda. Dentro de sua nuvem de poeira amarelada, fica ao lado da impressionante nebulosa de reflexão azul Cederblad 30, também conhecida como LBN 782. Logo acima da brilhante nebulosa de reflexão azulada está a nebulosa escura e empoeirada Barnard 7.

Fonte: NASA