Perseguindo um buraco negro supermassivo desertor

Os buracos negros supermassivos são geralmente objetos estacionários, localizados nos centros da maioria das galáxias. No entanto, usando dados do Observatório de raios X Chandra da NASA e outros telescópios, os astrônomos recentemente caçaram o que poderá ser um buraco negro supermassivo em movimento.

© Chandra/Hubble/M. Weiss (ilustração do buraco negro em fuga)

Este possível buraco negro em fuga, que contém cerca de 160 milhões de vezes a massa do nosso Sol, está localizado numa galáxia elíptica a mais ou menos 3,9 bilhões de anos-luz da Terra. Os astrônomos estão interessados nestes buracos negros supermassivos em movimento porque podem revelar mais sobre as propriedades destes objetos enigmáticos.

Este buraco negro pode ter "recuado" quando dois buracos negros supermassivos menores colidiram e fundiram-se para formar um ainda maior. Ao mesmo tempo, esta colisão teria produzido ondas gravitacionais, emitidas mais fortemente numa dada direção do que em outras. Este buraco negro recém-formado recebeu um impulso na direção oposta destas ondas gravitacionais mais fortes. Este "pontapé" teria empurrado o buraco negro para fora do centro da galáxia.

A força aplicada depende da velocidade e direção da rotação dos dois buracos negros menores antes de se fundirem. Portanto, podem ser obtidas informações sobre estas propriedades importantes, mas elusivas, através do estudo da velocidade de recuo dos buracos negros.

Este candidato a buraco negro em recuo foi encontrado através da exploração de dados ópticos e raios X de milhares de galáxias. Primeiro, usaram observações do Chandra para selecionar galáxias que continham uma brilhante fonte de raios X e que haviam sido observadas como parte do SDSS (Sloan Digital Sky Survey). A brilhante emissão de raios X é uma característica comum dos buracos negros supermassivos em rápido crescimento.

Em seguida, os pesquisadores procuraram ver se as observações destas brilhantes galáxias em raios X, pelo telescópio espacial Hubble, revelavam nas imagens ópticas dois picos perto do seu centro. Estes dois picos podiam mostrar a presença de um par de buracos negros supermassivos ou que um buraco negro em retrocesso se tinha afastado do aglomerado de estrelas no centro da galáxia.

Se estes critérios fossem cumpridos, então os astrônomos passavam para a análise do espectro do SDSS, que mostra como a quantidade de luz visível varia com o comprimento de onda. Se os pesquisadores encontrassem sinais indicadores, nos espectros, da presença de um buraco negro supermassivo, continuavam a investigação com um exame ainda mais detalhado destas galáxias.

Depois de toda esta pesquisa, foi descoberto um bom candidato para buraco negro em retrocesso. A imagem esquerda da inserção foi obtida graças aos dados do Hubble, que mostra dois pontos brilhantes perto do meio da galáxia. Um deles está localizado no centro da galáxia e o outro a cerca de 3.000 anos-luz do centro. A última fonte mostra as propriedades de um buraco negro supermassivo crescente e a sua posição coincide com a de uma fonte de raios X brilhante detectada com o Chandra, vista na imagem direita da inserção. Usando dados do SDSS e do telescópio Keck no Havaí, a equipe determinou que o buraco negro crescente localizado perto, mas visivelmente deslocado do centro da galáxia, tem uma velocidade diferente da da galáxia. Estas propriedades sugerem que esta fonte poderá ser um buraco negro supermassivo em retrocesso.

A galáxia que hospeda este possível buraco negro em recuo também mostra algumas evidências de perturbação nas regiões externas, o que é uma indicação que poderá ter ocorrido uma fusão entre duas galáxias num passado relativamente recente. Dado que se pensa que as fusões entre buracos negros supermassivos ocorram quando as galáxias progenitoras se fundem, esta informação suporta a ideia de um buraco negro em retrocesso no sistema.

Além disso, existe uma alta formação estelar na galáxia, estimada em várias centenas de vezes a massa do Sol por ano. Isto está de acordo com as simulações de computador, que preveem que as taxas de formação estelar podem ser elevadas para galáxias em fusão, particularmente aquelas que contêm buracos negro em recuo.

Outra explicação possível para os dados é que os dois buracos negros supermassivos estão localizados no centro da galáxia, mas um deles não está produzindo radiação detectável pois está crescendo muito lentamente. Os pesquisadores favorecem a explicação do buraco negro em retrocesso, mas são necessários mais dados para fortalecer este caso.

O artigo que descreve estes resultados foi recentemente aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Um novo Netuno quente pode ser um enorme mundo com água

Um exoplaneta um pouco maior do que Netuno, localizado a cerca de 440 anos-luz de distância, parece possuir água.

© Goddard Space Flight Center (ilustração da atmosfera do exoplaneta HAT-P-26b)

O exoplaneta HAT-P-26b devido aos padrões iniciais é provavelmente um Netuno quente. Teoricamente, deve ter uma composição semelhante à Urano e Netuno, o último dos quais é mais denso e compacto que os outros planetas gigantes no Sistema Solar exterior. Mas apesar de seu tamanho estar mais perto dos gigantes gélidos, o planeta real é apenas um pouco mais denso do que Saturno, que é o planeta menos denso do Sistema Solar.

Então, deve ser constituído de água, ou, mais precisamente, vapor de água. A 700 graus Celsius o planeta não é exatamente propício de alguma forma ser um mundo oceânico. Apesar de uma abundância de água em Urano e Netuno, eles são chamados de "gigantes de gelo" porque a pressão atmosférica empurra o vapor de água para um estado conhecido como "gelo quente", onde é aproximadamente sólido, mas também bastante quente.

“O planeta é feito principalmente de um núcleo rochoso e um envelope denso de água, com uma atmosfera de hidrogênio e hélio com cerca de 15 a 30% da massa do planeta. As observações do Hubble sugerem que está relativamente livre de outros metais pesados ​​contaminantes, diz Hannah Ruth Wakeford, uma pós-doutora do Goddard Space Flight Center da NASA.

"O que encontramos é ao contrário de Netuno e Urano em nosso Sistema Solar, que tem mais de 100 vezes a quantidade de elementos pesados ​​como o Sol, o HAT-P-26b tem uma metalicidade baixa mais parecida com a de Júpiter, apesar de sua baixa massa. Isso afeta a tendência observada no Sistema Solar onde a diminuição da massa resulta em aumento da metalicidade," diz Wakeford.

Este mundo que orbita sua estrela tipo K em quatro dias, pode ser considerado um mini-Júpiter quente ou Saturno em vez de um mundo tipo gigante de gelo. Também provavelmente se formou de forma diferente dos gigantes de gelo. A abundância de vapor de água (quase 90% da composição do planeta) e a falta de elementos pesados ​​sugerem uma formação confortável perto da estrela.

"A partir disto, podemos obter pistas sobre a formação do planeta, o que sugere que ele se formou mais perto de sua estrela do que planetas de massas semelhantes como Netuno e Urano em nosso Sistema Solar, e como resultado tem uma atmosfera de baixa metalicidade," diz Wakeford. "Isso é diferente do que esperávamos e já vimos antes em planetas gigantes, dando-nos uma visão dos sistemas planetários que poderiam ter se formado e evoluído de forma diferente do nosso".

O estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: Astronomy

Galáxias em fusão têm buracos negros envoltos

Os buracos negros têm uma má reputação na cultura popular pois engolem tudo o que conseguem apanhar. Na realidade, as estrelas, gases e poeiras podem orbitar os buracos negros durante longos períodos de tempo, até que uma grande perturbação empurra este material.

© NAOJ (ilustração comparando o crescimento de buracos negros supermassivos)

Esta ilustração compara o crescimento de buracos negros supermassivos em dois tipos diferentes de galáxias. Um buraco negro supermassivo em crescimento, numa galáxia normal, teria gás e poeira numa estrutura em forma de rosquinha ao seu redor (esquerda). Numa galáxia em fusão, uma esfera de material obscurece o buraco negro (direita).

A fusão entre duas galáxias é uma destas perturbações. À medida que as galáxias se combinam e os seus buracos negros centrais se aproximam, o gás e a poeira nas proximidades são empurrados para os seus respetivos buracos negros. É liberada uma quantidade enorme de radiação altamente energética à medida que o material espirala rapidamente em direção ao buraco negro faminto, se tornando um núcleo galáctico ativo (NGA).

Usando o telescópio NuSTAR da NASA, um estudo mostra que nos estágios finais de fusões galácticas, cai tanto gás e poeira, em direção ao buraco negro, que o NGA extremamente brilhante fica envolto. O efeito combinado da gravidade das duas galáxias diminui as velocidades de rotação do gás e da poeira que, de outra forma, estariam orbitando livremente. Esta perda de energia faz com que o material caia sobre o buraco negro.

"Quanto mais desenvolvida estiver a fusão, mais encoberto estará o NGA," comenta Claudio Ricci, da Pontificia Universidad Católica de Chile. "As galáxias que estão numa fase adiantada deste processo de fusão têm os seus buracos negros completamente cobertos por um casulo de gás e poeira."

Ricci e colegas observaram a emissão penetrante de raios X altamente energéticos de 52 galáxias. Cerca de metade delas estavam nos estágios finais da fusão. Dado que o NuSTAR é muito sensível à detecção dos raios X mais energéticos, foi fundamental para estabelecer a quantidade de luz que escapa da esfera de gás e poeira que cobre um NGA.

Os cientistas compararam observações de galáxias pelo NuSTAR com dados do Swift e Chandra, também da NASA, e do XMM-Newton da ESA, que observam componentes menos energéticos do espectro de raios X. Se se detectam raios X altamente energéticos de uma galáxia, mas não raios X de baixa energia, isso é sinal de um NGA altamente obscurecido.

O estudo ajuda a confirmar a ideia de longa data de que o buraco negro de um NGA faz a maior parte da sua alimentação enquanto está envolto durante os últimos estágios de uma fusão.

"Um buraco negro supermassivo cresce rapidamente durante estas fusões," comenta Ricci. "Os resultados avançam a nossa compreensão das misteriosas origens da relação entre um buraco negro e a sua galáxia hospedeira."

O estudo foi publicado na revista Monthly Notices Royal Astronomical Society.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

As assinaturas espiraladas da formação de planetas

Uma jovem estrela recentemente observada sendo cercada por uma espiral de gás e poeira poderia ser uma das primeiras mostrando a formação de planetas "em ação" por meio de um mecanismo que antes se considerava improvável.

© U. Cambridge/A. Smith/F. Meru (ilustração da estrutura espiral no disco em torno de estrela)

Os astrofísicos do Instituto Kavli para Cosmologia da Universidade de Cambridge usaram modelos teóricos para determinar as origens das características em espiral de grande escala ao redor de uma estrela próxima.

As estrelas novas são cercadas por discos densos do gás e da poeira, e é dentro destes discos que os planetas são produzidos. Obscurecidos do nosso ponto de visão, os detalhes precisos de como os planetas se formam continuam difíceis de determinar a partir das observações isoladamente.

No ano passado, os astrônomos usaram o Atacama Large Millimeter Array (ALMA), extremamente sensível, localizado no Chile para observar a jovem estrela de um milhão de anos Elias 2-27 (Pérez et al 2016, Science 353, 1519). Esta exploração foi a primeira a observar diretamente o disco em torno da estrela jovem e mostrando algo muito surpreendente, em vez de ser um disco liso, a imagem mostrava dois braços espirais proeminentes, cada um estendido a um comprimento com cerca de dez vezes a distância entre o Sol e Netuno.

A pesquisa aplicou muitas simulações de computador para resolver os cálculos complexos de como o gás orbita no disco e é aquecido pela radiação da estrela central.

Os pesquisadores mostraram duas possibilidades para a origem das estruturas espirais. A primeira é que o disco em torno de Elias 2-27 pode ser tão massivo que sua própria gravidade naturalmente faz com que as espirais formem um disco "gravitante". No entanto, descobriu-se que as espirais poderiam ser formadas de outra maneira, agitadas por um planeta nas partes exteriores do disco.

Os astrônomos descobriram que a massa do planeta necessária para conduzir as espirais era enorme, quase 10 vezes a massa de Júpiter, e que era muito improvável que o método tradicional de formação de planetas tivesse sido capaz de formar tal objeto.

Este método "tradicional" de formação de planetas envolve uma colisão gradual e a aderência de pequenas partículas de poeira dentro do disco. Eventualmente, partículas de poeira juntam-se para formar pedras e, em seguida, objetos de tamanho planetário formam-se em um processo gradual conhecido como "núcleo-acreção".

Dada a jovem idade de Elias 2-27, simplesmente não houve tempo suficiente para criar um planeta da massa necessária por acreção do núcleo. A única maneira de fazer um planeta tão rápido seria se as regiões de um disco efetuasse completamente um colapso gravitacional, criando um ou mais planetas no processo.

Parece que, qualquer que seja a explicação para as espirais, Elias 2-27 poderia ser uma arma fumegante para a formação do planeta através de um processo que se pensava ser raro.

Um artigo desta pesquisa foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Kavli Institute for Cosmology

A Nebulosa do Caranguejo em múltiplos comprimentos de onda

A Nebulosa do Caranguejo é catalogada como M1, o primeiro objeto na famosa lista de Charles Messier de objetos que não são cometas.

© Hubble/Chandra/XMM-Newton/Spitzer/VLA (M1)

De fato, a Nebulosa do Caranguejo é agora conhecida por ser um remanescente de supernova, expandindo os restos da explosão da morte de uma estrela massiva, testemunhada no planeta Terra em 1054 dC.

Esta nova imagem elegante oferece uma vista do século XXI da Nebulosa do Caranguejo, apresentando dados de imagem através do espectro eletromagnético em comprimento de onda da luz visível. A partir do espaço, os observatórios Chandra (em raios X) e XMM-Newton (em ultravioleta), os telescópios espacias Hubble (no visível) e Spitzer (no infravermelho), cujos dados estão em tons roxo, azul, verde e amarelo, respectivamente. A partir do solo, os dados em comprimento de onda do rádio obtidos pelo Very Large Array são mostrados em vermelho.

Um dos objetos mais exóticos conhecidos pelos astrónomos modernos, o Pulsar do Caranguejo, uma estrela de nêutrons que gira 30 vezes por segundo, é o ponto brilhante perto do centro da imagem. Como um dínamo cósmico, este resíduo colapsado do núcleo estelar impulsiona a emissão do objeto através do espectro eletromagnético. Abrangendo cerca de 12 anos-luz, a Nebulosa do Caranguejo está a 6.500 anos-luz de distância na constelação do Touro.

Fonte: NASA

Uma galáxia interagindo selvagemente

O que está acontecendo com esta galáxia espiral?

© Hubble/Domingo Pestana (Arp 273)

Embora os detalhes permaneçam incertos, certamente tem a ver com uma batalha contínua com sua vizinha galáctica menor.

A galáxia em destaque é denominada UGC 1810, mas juntamente com sua parceira colisional é conhecida como Arp 273. A forma geral da UGC 1810, em particular o seu anel azul exterior, é provavelmente um resultado de violentas interações gravitacionais. A cor azul deste anel é causada por estrelas massivas e quentes que se formaram apenas nos últimos milhões de anos.

A galáxia interna aparece mais velha, mais vermelha, e ligada na poeira filamentar gelada. Algumas estrelas brilhantes que aparecem em primeiro plano, não estão relacionadas à UGC 1810, enquanto várias galáxias são visíveis bem no fundo. Arp 273 está a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância em direção à constelação de Andrômeda. Muito provavelmente, a UGC 1810 devorará sua parceira galáctico íntima ao longo dos próximos bilhões de anos e resultará em uma forma espiral clássica.

Fonte: NASA

O héxagono de Saturno em toda plenitude

A corrente de jato polar hexagonal de Saturno é a característica brilhante de quase todas as visões da região polar norte de Saturno.

© NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/Cassini (o héxagono de Saturno)

A região, que ficou nas sombras durante a primeira parte da missão da sonda Cassini, agora aprecia toda a luz do Sol, permitindo aos cientistas observar diretamente a imagem da luz refletida.

Embora a luz solar esteja caindo no polo norte de Saturno, é suficiente para estudar esta região, pois ela não fornece muito calor. Além do Sol estar baixo no horizonte, assim como no verão nos polos da Terra; o Sol está quase dez vezes mais distante de Saturno do que da Terra. Isso resulta que a luz solar incidindo naquela região é de apenas de 1% de intensidade daquela que chega no nosso planeta.

Esta imagem captada de Saturno foi efetuada a cerca de 31 graus acima do plano do anel. A imagem foi tirada com a câmera grande angular da sonda Cassini em 22 de janeiro de 2017 usando um filtro espectral que admite preferencialmente os comprimentos de onda de luz de infravermelha próxima centrada em 939 nanômetros.

A imagem foi obtida a uma distância de aproximadamente 900.000 quilômetros de Saturno, cuja escala é de 54 km por pixel.

Fonte: Space Science Institute

Encontro imediato

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra a galáxia incomum IRAS 06076-2139, encontrada na constelação Lepus (Lebre).

© NASA/ESA/Hubble (galáxia IRAS 06076-2139)

A Wide Field Camera 3 (WFC3) e a Advanced Camera for Surveys (ACS) do Hubble observaram a galáxia a uma distância de 500 milhões de anos-luz.

Este objeto particular se destaca por ser composto de duas galáxias separadas correndo uma da outra com cerca de 2 milhões de quilômetros por hora. Esta velocidade provavelmente é muito rápida para que elas se fundam e formem uma única galáxia. No entanto, devido à sua pequena separação de apenas cerca de 20.000 anos-luz, as galáxias se distorcerão mutuamente através da força da gravidade enquanto passam próximas entre si, mudando suas estruturas em grande escala.

Estas interações galácticas são uma visão comum para o Hubble, e têm sido um campo de estudo para os astrônomos. Os comportamentos intrigantes das galáxias interativas assumem muitas formas: canibalismo galáctico, assédio de galáxias e até colisões de galáxias. A própria Via Láctea acabará por ser vítima deste último, fundindo-se com a Galáxia de Andrômeda daqui aproximadamente 4,5 bilhões de anos. O destino de nossa galáxia não deve ser alarmante: embora as galáxias estejam povoadas por bilhões de estrelas, as distâncias entre estrelas individuais são tão grandes que dificilmente haverá colisões estelares.

Fonte: NASA

Formação estelar na Nebulosa do Girino

A emissão empoeirada na Nebulosa do Girino, também conhecida como IC 410, encontra-se a cerca de 12.000 anos-luz de distância na direção da constelação boreal do Cocheiro (Auriga).

© WISE/Francesco Antonucci (IC 410)

A nuvem de gás brilhante tem mais de 100 anos-luz de diâmetro, esculpida pela radiação e ventos estelares do aglomerado estelar aberto NGC 1893, que está dentro da nebulosa. Formado na nuvem interestelar há apenas 4 milhões de anos, as estrelas brilhantes do aglomerado são vistas ao redor da nebulosa de formação estelar.

Nota-se próximo do centro da imagem, duas faixas relativamente densas de material sendo arrastado para longe das regiões centrais da nebulosa. Locais de potencial formação estelar em curso na IC 410, estas formas de girinos cósmicos têm cerca de 10 anos-luz de comprimento. A imagem apresentada foi obtida em luz infravermelha pelo satélite Wide Field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA.

Fonte: NASA

A fronteira final do programa Frontier Fields

O telescópio espacial Hubble da NASA/ESA examinou seis bilhões de anos-luz de espaço para resolver características extremamente fracas do aglomerado de galáxias Abell 370 que não foram vistos antes.

© Hubble (aglomerado de galáxias Abell 370)

O aglomerado de galáxias Abell 370 está  localizado a seis bilhões de anos-luz de distância na constelação Cetus. Os aglomerados de galáxias são as estruturas mais massivas do Universo que são mantidas juntas pela gravidade, geralmente são formados quando grupos menores de galáxias se aglunitaram em colisões cósmicas cada vez maiores. Estes aglomerados podem conter até 1.000 galáxias, juntamente com gás quente intergaláctico que muitas vezes brilha intensamente em comprimentos de onda de raios X, todos ligados principalmente pela gravidade da matéria escura. Já em meados da década de 1980 imagens de alta resolução do aglomerado mostraram que o arco luminoso gigante na parte inferior esquerda da imagem não era uma estrutura curiosa em seu interior, mas sim um fenômeno astrofísico: a imagem através da lente gravitacional de uma galáxia duas vezes mais longe do próprio aglomerado. O Hubble ajudou a mostrar que este arco é composto por duas imagens distorcidas de uma galáxia espiral comum que apenas está situada atrás do aglomerado.

A enorme influência gravitacional do Abell 370 altera a forma do espaço-tempo ao seu redor, fazendo com que a luz das galáxias de fundo se espalhe ao longo de múltiplos caminhos e apareça distorcida e ampliada. O efeito pode ser visto como uma série de estrias e arcos curvos em torno do centro da imagem. Os aglomerados de galáxias massivos podem, portanto, atuar como telescópios naturais, dando aos astrônomos uma visão de perto das galáxias distantes do aglomerado, um vislumbre do Universo em sua infância, apenas algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang.

Esta imagem do Abell 370 foi captada como parte do programa Frontier Fields, que usou 630 horas do tempo de observação do Hubble, com 560 órbitas da Terra. Seis aglomerados de galáxias foram imageados em detalhes requintados, incluindo o Abell 370 que foi o último a ser captado. Uma imagem anterior deste objeto, usando menos tempo de observação e, portanto, não registrando tais detalhes, foi publicada em 2009.

Durante as observações do aglomerado, o Hubble também analisou seis "campos paralelos", regiões próximas aos aglomerados de galáxias que foram visualizadas com os mesmos tempos de exposição que os próprios aglomerados. Cada campo do aglomerado e paralelo foram fotografados em luz infravermelha pela Wide Field Camera 3 (WFC3) e em luz visível pela Advanced Camera for Surveys (ACS).

O programa Frontier Fields produziu as observações mais profundas já feitas sobre os aglomerados de galáxias e as galáxias ampliadas por trás deles. Estas observações auxiliam os astrônomos a entender como estrelas e galáxias emergiram da idade das trevas do Universo, quando o espaço era escuro, opaco e cheio de hidrogênio.

Estudar aglomerados de galáxias massivos como o Abell 370 também ajuda a medir a distribuição de matéria normal e matéria escura dentro de tais aglomerados. Ao estudar suas propriedades através de lentes gravitacionais, os astrónomos determinaram que o Abell 370 contém dois grandes aglomerados de matéria escura, contribuindo para a evidência de que este aglomerado de galáxias é realmente o resultado de dois pequenos aglomerados se fundindo.

Agora que as observações para o programa Frontier Fields estão completas, os astrônomos podem usar o conjunto de dados completo para explorar os aglomerados, seus efeitos de lente gravitacional e as galáxias ampliadas do Universo primordial em detalhes.

Fonte: ESA

Construção do Telescópio Gigante Magalhães

Um vídeo sobre o Telescópio Gigante Magalhães (GMT), produzido pela Agência FAPESP, será exibido em breve em observatórios, planetários e associações de astrônomos amadores em todo o Brasil.

 

  © GMTO (maquete do GMT)

O GMT será o primeiro de uma classe conhecida como “telescópios extremamente grandes”. Com um conjunto de sete espelhos de 8 metros e 40 centímetros cada um, os sete espelhos do GMT correspondem a um único espelho de 25 metros de diâmetro e serão capazes de explorar o cosmos com definição e sensibilidade sem precedentes.

Com um poder coletor 100 vezes maior que o Hubble e com imagens 10 vezes mais nítidas do que as obtidas por esse satélite astronômico, o GMT vai mirar no espaço longínquo para explorar o passado do Universo. Ele será tão potente que poderá chegar perto do Big Bang, quando as primeiras estrelas, galáxias e buracos negros estavam se formando.

O vídeo mostra os desafios da construção do GMT no deserto do Atacama junto ao Observatório Las Campanas, no Chile. Construir um telescópio como o GMT é um empreendimento monumental. Com um custo estimado em US$ 1 bilhão, o projeto é composto por um consórcio internacional e envolve diversos países: Austrália, Coreia do Sul, Chile, Brasil e universidades dos Estados Unidos.

O Brasil é representado pela FAPESP. Com um investimento de US$ 40 milhões, o que equivale a 4% do investimento total do projeto, a FAPESP garantirá aos pesquisadores do Estado de São Paulo 4% do tempo de operação do GMT.

Isso será muito importante para o desenvolvimento da pesquisa em Astronomia no Brasil, como destaca no vídeo João Steiner, professor no Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP) e coordenador geral do projeto GMT – FAPESP.

“O GMT tem uma série de ambições científicas que justificam o investimento e o esforço com que ele está sendo construído. Queremos descobrir, por exemplo, planetas habitáveis e caracterizá-los da melhor forma possível, isto é, descobrir se eles têm água, se eles têm oxigênio em estado livre que são essenciais para que a vida possa se reproduzir. Queremos também descobrir o que ocorreu entre o Big Bang e o Universo,” disse Steiner.

Outro professor do IAG-USP, Augusto Damineli, coordenador de educação e divulgação do projeto GMT – FAPESP, explica no vídeo como os telescópios do tipo produzem suas imagens. “A partir de Newton, os telescópios passaram a usar espelhos côncavos em vez de lentes,” disse Damineli.

Claudia de Oliveira, coordenadora de instrumentação do projeto GMT – FAPESP e também professora do IAG-USP, detalha o funcionamento dos instrumentos que comporão o telescópio, como os espectrógrafos. Esses instrumentos servirão, por exemplo, para o estudo de planetas fora do Sistema Solar.

Octavio Paschoal, gerente do projeto GMT – FAPESP destaca a possível participação de empresas brasileiras na construção de componentes do telescópio. “Olhando o projeto do GMT, percebemos que apenas a estrutura que suporta o telescópio representa cerca de mil toneladas de aço, o invólucro do telescópio são mais 4 mil toneladas de aço, e aqui eu só estou falando em aço, fora os outros materiais que compõem e que irão conter na construção desse telescópio gigante. Este é o papel do GMT – FAPESP, que é atrair a indústria do Estado de São Paulo, para oferecer partes desses sistemas, e componentes para o telescópio GMT,” comenta Paschoal.

Acesse o vídeo: Telescópio Gigante Magalhães.

Fonte: Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas

Observatório Nacional oferece o curso a distância: O Sistema Solar

Estão abertas as inscrições para o curso a distância "O Sistema Solar", no site do Observatório Nacional.

© ON (divulgação do curso a distância O Sistema Solar)

Os cursos a distância oferecidos pelo Observatório Nacional são gratuitos. Tratando-se de um curso em nível de divulgação científica, não é necessário conhecimento prévio para acompanhá-lo à distância, uma vez que ele está voltado para um público não especializado em ciências exatas. O seu principal objetivo é socializar o conhecimento científico.

Devido à sua característica abrangente, durante o curso serão abordados assuntos muito básicos, o que não deve ser entendido pelos professores participantes ou por aqueles que já possuem conhecimento prévio (científico ou técnico) como um demérito à sua competência.

O compromisso deste curso é transformar um assunto científico complexo em uma linguagem simples e compreensível, mas sem abrir mão do rigor das ciências exatas, estabelecendo uma conexão entre a pesquisa científica e o público. É a oportunidade de uma instituição federal de pesquisa colocar a serviço da sociedade os conhecimentos que são produzidos por seus pesquisadores, democratizando assim o seu acesso.

O material disponibilizado no site pode ser copiado (download) e impresso, desde que não seja publicado em outros meios ou vendido.

Este curso terá duração de quatro meses, tendo início no dia 3 de julho de 2017 e encerrando no dia 13 de novembro de 2017. O curso é constituído de 03 (três) módulos e tem carga horária equivalente ou estimada a 120 horas.

As inscrições permanecerão abertas até o final do último dia de prova (13/11/2017). O participante pode se inscrever a qualquer momento. Se perder um módulo ou uma prova, não há problema, pode participar da fase seguinte.

Ao final do curso, se o aluno obtiver nota com média mínima igual a 6,0 (seis), será emitido o certificado e disponibilizado na página do Observatório Nacional, sem qualquer custo. Não será emitido ou enviado certificado impresso ou declarações. A divulgação das notas e o acesso ao certificado são restritos ao aluno.

Fonte: Observatório Nacional

Ondulações na teia cósmica é medida usando quasares duplos raros

Astrônomos acreditam que a matéria no espaço intergaláctico é distribuída em uma vasta rede de estruturas filamentares interligadas conhecidas como a teia cósmica. Quase todos os átomos do Universo residem nesta teia, material vestigial deixado do Big Bang.

© MPIA/J. Onorbe (modelos do Universo gerados por pares de quasar)

A imagem acima é uma representação do volume de saída de uma simulação de supercomputador mostrando parte da teia cósmica, há 11,5 bilhões de anos. Este e outros modelos do Universo foram gerados e comparados diretamente com dados de pares de quasar para medir as ondulações em pequena escala na teia cósmica. O cubo tem 24 milhões de anos-luz de lado.

Uma equipe liderada por pesquisadores do Max Planck Institute for Astronomy (MPIA) fizeram as primeiras medidas de flutuações de pequena escala na teia cósmica apenas 2 bilhões de anos após o Big Bang. Estas medições foram permitidas por uma técnica nova que usa pares de quasares para sondar a teia cósmica ao longo das linhas adjacentes, estreitamente separadas da visão. Isto possibilitará reconstruir um capítulo inicial da história cósmica conhecido como a época da reionização.

As regiões mais estéreis do Universo são os cantos distantes do espaço intergaláctico. Nestas vastas extensões entre as galáxias, há apenas alguns átomos por metro cúbico, uma névoa difusa de gás de hidrogênio residual do Big Bang. Visto em maiores escalas, este material difuso, no entanto, explica a maioria dos átomos no Universo, e preenche a teia cósmica, seus fios emaranhados que medem bilhões de anos-luz.

Agora, uma equipe liderada por astrônomos do MPIA fizeram as primeiras medições de ondas em pequena escala neste gás de hidrogênio primitivo. Embora as regiões da teia cósmica que estudaram estão tão distantes que sua luz leva quase 11 bilhões de anos para chegar até nós, elas forneceram mediads das variações em sua estrutura em escalas cem mil vezes menores, comparáveis ​​ao tamanho de uma única galáxia.

O gás intergaláctico é tão tênue que não emite luz própria. Em vez disso, os astrônomos estudam-no indiretamente observando como ele absorve seletivamente a luz proveniente de fontes distantes conhecidas como quasares. Os quasares constituem uma breve fase hiperluminosa do ciclo de vida galáctico, alimentados pelo acúmulo de matéria no buraco negro supermasivo central de uma galáxia.

Quasares agem como faróis cósmicos; faróis brilhantes e distantes que permitem aos astrônomos estudar os átomos intergalácticos que residem entre a localização dos quasares e a Terra. Mas, como estes episódios hiperluminosos duram apenas uma pequena fração da vida de uma galáxia, os quasares são correspondentemente raros no céu e são tipicamente separados por centenas de milhões de anos-luz uns dos outros.

A fim de sondar a teia cósmica em escalas muito menores, os astrônomos exploraram uma coincidência cósmica fortuita: identificaram pares de quasares extremamente raros um ao lado do outro no céu e mediram diferenças sutis na absorção de átomos intergalácticos ao longo de duas linhas de visão.

"Um dos maiores desafios foi desenvolver as ferramentas matemáticas e estatísticas para quantificar as pequenas diferenças que medimos neste novo tipo de dados," diz Alberto Rorai, pesquisador pós-doutorado da Universidade de Cambridge. Rorai desenvolveu estas ferramentas como parte da pesquisa para seu doutorado no MPIA e aplicou suas ferramentas de espectros de quasares obtidos com os maiores telescópios do mundo, incluindo os telescópios Keck de 10m de diâmetro no cume do Mauna Kea no Havaí, como também o Very Large Telescope (VLT) do ESO de 8m de diâmetro no Cerro Paranal e o telescópio Magellan de 6,5m de diâmetro no Observatório Las Campanas, ambos localizados no deserto chileno do Atacama.

Os astrônomos compararam suas medidas com modelos de supercomputadores que simulam a formação de estruturas cósmicas desde o Big Bang até o presente. "A entrada para nossas simulações são as leis da Física e a saída é um Universo artificial que pode ser diretamente comparado aos dados astronômicos. Estas novas medidas concordam com o paradigma bem estabelecido de como as estruturas cósmicas se formam," diz José Oñorbe, pesquisador pós-doutorado do MPIA, que liderou o trabalho de simulação do supercomputador. Em um único laptop, estes cálculos complexos teriam exigido quase mil anos para ser concluído, mas os supercomputadores modernos permitiram que os pesquisadores os realizassem em apenas algumas semanas.

"Uma das razões pelas quais estas flutuações de pequena escala são tão interessantes é que elas codificam informações sobre a temperatura do gás na teia cósmica apenas alguns bilhões de anos após o Big Bang," explica Joseph Hennawi, que lidera o grupo de pesquisa do MPIA responsável pela medição.

Os astrônomos acreditam que a matéria no Universo passou por transições de fase há bilhões de anos atrás, o que mudou dramaticamente sua temperatura. Estas transições de fase, conhecidas como reionização cósmica, ocorreram quando o brilho ultravioleta coletivo de todas as estrelas e quasares no Universo se tornou suficientemente intenso para retirar elétrons dos átomos no espaço intergaláctico.

Como e quando a reionização ocorreu é uma das maiores questões abertas no campo da cosmologia, e estas novas medições fornecem pistas importantes que ajudarão a narrar este capítulo da história cósmica.

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Sistema planetário vizinho é parecido com o nosso

O observatório aéreo Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA) da NASA, concluiu recentemente um estudo detalhado de um sistema planetário vizinho. As pesquisas confirmaram que este sistema planetário tem uma arquitetura notavelmente semelhante à do nosso Sistema Solar.

© NASA/SOFIA/Lynette Cook (ilustração do sistema Epsilon Eridani)

Na imagem acima, no sistema Epsilon Eridani mostra o exoplaneta Epsilon Eridani b. No plano da frente, à direita, encontra-se um planeta da massa de Júpiter que se sabe orbitar a estrela progenitora para além da orla exterior de um cinturão de asteroides. No plano de fundo, pode ser vista um outro cinturão estreito, de asteroides ou de cometas, e um terceiro cinturão, mais exterior, parecido em tamanho com o cinturão de Kuiper do nosso Sistema Solar.

Localizada a 10,5 anos-luz de distância na direção da constelação do hemisfério sul, Erídano, a estrela Epsilon Edirani, diminutivo eps Eri, é o sistema planetário mais próximo ao redor de uma estrela parecida com um jovem Sol. É um local privilegiado para pesquisar como os planetas se formam em torno de estrelas parecidas com o Sol.

Os estudos anteriores indicaram que eps Eri tinha um disco de detritos, ou seja, material remanescente que ainda está em órbita da estrela após a construção planetária ter terminado. Os detritos podem assumir a forma de gás e poeira, bem como pequenos corpos rochosos e gelados. Os discos de detritos podem ser contínuos e largos ou concentrados em cinturões de detritos, semelhantes ao cinturão de asteroides do nosso Sistema Solar e ao cinturão de Kuiper, a região situada para além de Netuno onde residem centenas de milhares de objetos rochosos. Além disso, medições sensíveis do movimento de eps Eri indicam que um planeta com quase a massa de Júpiter orbita a estrela a uma distância comparável à do nosso gigante gasoso em relação ao Sol.

Com as novas imagens obtidas pelo SOFIA, Kate Su da Universidade do Arizona e a sua equipe foram capazes de distinguir entre dois modelos teóricos da localização de detritos quentes, como poeira e gás, no sistema eps Eri. Estes modelos foram baseados em dados anteriores obtidos com o telescópio espacial Spitzer da NASA.

Um modelo indica que o material quente está em dois anéis estreitos de detritos, que corresponderiam respetivamente às posições do cinturão de asteroides e à órbita de Urano no nosso Sistema Solar. Usando este modelo, os teóricos indicam que o maior planeta num sistema planetário poderia, normalmente, estar associado com um cinturão de detritos adjacente.

O outro modelo atribui o material quente a poeira originária da zona exterior parecida ao cinturão de Kuiper e enchendo um disco de detritos mais perto da estrela central. Neste modelo, o material quente está num disco largo, não está concentrado em anéis paracidos com o cinturão de asteroides nem está associado a quaisquer planetas na região interna.

Usando o SOFIA, Su e a sua equipe verificaram que o material quente em torno de Eps Eri está organizado como o primeiro modelo sugere; encontra-se, pelo menos, num cinturão estreito em vez de num disco largo e contínuo.

Estas observações foram possíveis porque o SOFIA tem uma abertura telescópica maior que a do Spitzer, 100 polegadas (2,5 metros) em diâmetro em comparação com as 33,5 polegadas (0,85 metros) do Spitzer, o que permitiu com que a equipe a bordo do SOFIA discernisse detalhes três vezes menores do que seria possível observar com o Spitzer. Adicionalmente, a poderosa câmara infravermelha do SOFIA, FORCAST (Faint Object infraRed CAmera for the SOFIA Telescope), permitiu com que a equipe estudasse a mais forte emissão infravermelha do material quente em torno de eps Eri, em comprimentos de onda entre os 25 a 40 micrômetros, indetectável por observatórios terrestres.

"A alta resolução espacial do SOFIA, em combinação com a cobertura única e a impressionante faixa dinâmica da câmara FORCAST, permitiu-nos resolver a emissão quente em torno de eps Eri, confirmando o modelo que localizava o material quente perto da órbita do planeta joviano," comenta Su. "Além disso, é necessário um objeto de massa planetária para parar a camada de poeira da zona exterior, semelhante ao papel de Netuno no nosso Sistema Solar. É realmente impressionante como eps Eri, uma versão muito mais jovem do nosso Sistema Solar, está 'montado' como o nosso."

Este estudo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Iowa State University

Ondas gigantescas no aglomerado Perseus

Combinando dados do observatório de raios X Chandra da NASA com observações de rádio e simulações de computador, os cientistas descobriram uma vasta onda de gás quente no aglomerado de galáxias de Perseu.

© CfA/John ZuHone (simulação de ondas gigantes no aglomerado Perseus)

Abrangendo cerca de 200.000 anos-luz, a onda é cerca de duas vezes o tamanho da galáxia Via Láctea.

Os pesquisadores acreditam que a onda se formou há bilhões de anos atrás, depois que um pequeno aglomerado de galáxias passou a 650 mil anos-luz do centro do aglomerado Perseus e fez com que seu vasto suprimento de gás flutuasse em um enorme volume.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas ligadas à gravidade no Universo atual. O aglomerado de galáxias Perseus tem cerca de 11 milhões de anos-luz de diâmetro e está localizado a cerca de 240 milhões de anos-luz de distância. Como todos os aglomerados de galáxias, a maior parte de sua matéria observável toma a forma de um gás penetrante com uma média de dezenas de milhões de graus, tão quente que só brilha em raios X.

Os dados de Chandra revelaram uma variedade de estruturas neste gás, de vastas bolhas sopradas pelo buraco negro supermassivo na galáxia central do aglomerado, a NGC 1275, com característica côncava enigmática conhecida como a "baía".

Para pesquisar a baía, os pesquisadores combinaram dados de alta resolução do Chandra com observações de campo largo em energias entre 700 e 7.000 eV (elétrons-volt). Uma imagem em raio X do gás quente no aglomerado de galáxias Perseus foi feita a partir destas observações. Então, os pesquisadores filtraram os dados de uma forma que iluminou o contraste das arestas, a fim de tornar os detalhes sutis mais óbvios. Uma oval destaca a localização da enorme onda, centrada em torno de 7 horas, encontrada rolando através do gás. Em seguida, os pesquisadores compararam a imagem de Perseus aprimorada em relação a simulações computacionais de fusão de aglomerados de galáxias executados no supercomputador Pleiades, no Centro de Pesquisa Ames da NASA.

Uma simulação mostrada acima parece explicar a formação da baía. Na simulação, o gás em um grande aglomerado similar à Perseus se estabeleceu em duas componentes: uma região central "fria" com temperaturas em torno de 30 milhões de graus Celsius e uma zona circundante onde o gás é três vezes mais quente. Então um pequeno aglomerado de galáxias contendo cerca de mil vezes a massa da Via Láctea contorna o aglomerado maior, perdendo seu centro em cerca de 650.000 anos-luz.

A interação cria um distúrbio gravitacional que agita o gás como creme disperso no café, criando uma espiral em expansão de gás frio. Depois de cerca de 2,5 bilhões de anos, quando o gás subiu quase 500 mil anos-luz do centro, vastas ondas se formam e rolam em sua periferia por centenas de milhões de anos antes de se dissiparem.

Estas ondas são versões gigantes de ondas Kelvin-Helmholtz, que aparecem sempre que há uma diferença de velocidade através da interface de dois fluidos, como o vento soprando sobre a água. Elas podem ser encontradas no oceano, em formações de nuvens na Terra e outros planetas, no plasma perto da Terra, e até mesmo no Sol.

Um artigo descrevendo os resultados aparece na edição de junho de 2017 da revista Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics