Descoberta mais uma supernova na galáxia “Fogos de Artifício”

Na semana passada, o astrônomo amador Patrick Wiggins descobriu uma possível supernova brilhante na galáxia espiral NGC 6946 em Cygnus.

© Subaru/Robert Gendler (NGC 6946)

Se confirmada a descoberta, a AT 2017 eaw vai se tornar a 10ª supernova encontrada nesta galáxia rica em explosões no século passado, reafirmando sua reputação do tipo mais exuberante de fogos de artifício. A galáxia “Fogos de Artifício” é catalogada como NGC 6946 (Arp 29 e Caldwell 12).

A primeira descoberta na galáxia foi realizada pelo astrônomo americano George Ritchey, inventor do projeto de telescópio Ritchey-Chrétien, que descobriu a primeira explosão estelar na galáxia SN 1917A em 19 de julho de 1917.

Agora, esta foi a terceira supernova de Wiggins, e ele achou comparando uma imagem CCD feita através de seu telescópio refletor perto Erda, Utah, com tomadas em 2011 e outra em 12 de maio deste ano.

© Gianluca Masi (aparição da supernova AT 2017 eaw)

Com certeza, ele observou o novo objeto por mais de uma hora para ver se ele se movia. Os asteroides fracos têm mascarado como supernova antes, mas este não se moveu. O astrônomo italiano Gianluca Masi fez uma verificação de conhecidos asteroides nas proximidades e nenhum foi listado. Por enquanto, parece que temos uma nova explosão estelar em nosso céu noturno.

Através de uma combinação de boa fortuna e trabalho duro, Wiggins aconteceu para pegar a estrela durante a fase inicial da explosão. Wiggins pegou a estrela durante a fase inicial da explosão e estimou sua magnitude em 12,8. Posteriormente, outros astrônomos confirmaram a descoberta e fixaram o brilho da estrela em 12,6; brilhante o suficiente para ser detectada em telescópios pequenos de 6 polegadas.

A nova possível supernova (PSN) está localizada a 61" oeste e 143" norte do núcleo da galáxia em R.A. 20h 34m 44.24s, Dec. + 60° 11' 35.9", não muito longe de duas estrelas de brilho semelhante. Os espectros obtidos do objeto indicam que provavelmente seja uma supernova do Tipo II, ou seja, uma estrela massiva que entrou em colapso e explodiu.

Durante a última explosão de supernova em 2008, a SN 2008S pairou em torno de magnitude 16 na melhor das hipóteses, e a explosão mais brilhante ocorreu em 1980, quando a SN 1980K atingiu um pico em torno de magnitude em torno de 11,4.

A supernova AT 2017 eaw vai certamente continuar iluminando céu noturno.

Fonte: Astrronomy

Cientistas cidadãos são convidados a ajudar a encontrar supernovas

Se você já quis encontrar supernovas, agora é sua chance!

© Chandra (SN 1604)

A Australian National University (ANU) está convidando cientistas cidadãos a juntarem-se à busca por estrelas brilhantes e explosivas.

As supernovas são as explosões brilhantes que marcam o fim da vida de uma estrela e podem ser mais brilhantes do que galáxias inteiras. Elas são extremamente úteis para os pesquisadores que usam a luz brilhante da explosão como uma forma de medição.

"Usando estrelas explodindo como marcadores em todo o cosmos, podemos medir como o Universo está crescendo e o que está fazendo," disse o Dr. Brad Tucker, astrofísico pesquisador da ANU Research School of Astronomy and Astrophysics. "Podemos então usar esta informação para entender melhor a energia escura, a causa da aceleração do Universo".

Para se envolver com o estudo, qualquer cientista cidadão interessado tem que procurar imagens do telescópio SkyMapper, um telescópio de 1,3 metros no Siding Spring Observatory da ANU, no site Zooniverse.org e marcar todas as diferenças que forem observadas nas imagens. A partir daí, os pesquisadores verificarão as imagens marcadas e verão o que encontraram.

A ajuda voluntária não é sem glória. O Dr. Anais Möller, pesquisador adjunto da ANU Research School of Astronomy and Astrophysics, disse: "As primeiras pessoas que identificam um objeto que acaba por ser uma supernova serão publicamente reconhecidas como co-descobridoras," disse o Dr. Anais Möller, pesquisador adjunto da ANU Research School of Astronomy and Astrophysics.

Dr. Tucker disse que a equipe planeja usar esta informação para coletar medições do universo, bem como ter uma melhor compreensão das supernovas.

Fonte: Australian National University

Uma galáxia anã arquetípica

A constelação da Ursa Maior é o lar da Galáxia do Cata-Vento, catalogada também como M101.

© Hubble (NGC 5477)

Uma das maiores e mais brilhantes galáxias espirais no céu noturno, M101 é também o tema de uma das imagens mais famosas do teelscópio espacial Hubble, vista abaixo.

© Hubble (M101)

Como a Via Láctea, M101 não está sozinha, ela possui pequenas galáxias anãs em seu bairro.

A NGC 5477, uma destas galáxias anãs no grupo da M101, é o foco desta imagem do telescópio espacial de Hubble. Sem estrutura óbvia, mas com sinais visíveis de nascimento em curso, a galáxia anã NGC 5477 se parece muito com uma galáxia irregular anã arquetípica. As nebulosas brilhantes que se estendem através da maior parte da galáxia são nuvens de gás de hidrogênio brilhante em que novas estrelas estão se formando. Este brilho é vermelho rosado, embora a seleção de filtros através do qual esta imagem foi tomada faz com que pareçam quase brancas.

As observações foram tomadas como parte de um projeto para medir distâncias precisas para uma série de galáxias dentro de cerca de 30 milhões de anos-luz da Terra, estudando o brilho das estrelas gigantes vermelhas.

Além da NGC 5477, a imagem inclui inúmeras galáxias no fundo, incluindo algumas que são visíveis diretamente através da NGC 5477. Isso serve como um lembrete de que as galáxias, longe de serem objetos sólidos e opacos, são em grande parte compostas de espaço vazio entre suas estrelas.

Esta imagem é uma combinação de exposições tomadas através de filtros verdes e infravermelhos usando a Advanced Camera for Surveys do Hubble. O campo de visão é de aproximadamente 3,3 por 3,3 minutos de arco.

Fonte: ESA

Descoberta uma ponte magnética entre as nuvens de Magalhães

Observadores do céu no hemisfério sul têm um assento na primeira fila para verificar que a nossa galáxia, a Via Láctea, está consumindo ativamente duas galáxias anãs, as Grande e Pequena Nuvens de Magalhães (LMC e SMC). Entretanto, há mais na história, as galáxias anãs não estão apenas interagindo gravitacionalmente com a Via Láctea, mas também com outras.

© Central Michigan University/A. Mellinger (mosaico de luz visível das Nuvens de Magalhães)

Os efeitos gravitacionais evidentes a partir destas interações podem nos dizer muito sobre a história e evolução destas galáxias, bem como os ambientes que os rodeiam, mas a gravidade não é a única força em ação no local.

Agora, pela primeira vez, os pesquisadores que usam o radiotelescópio Australia Telescope Compact Array em Nova Gales do Sul, Austrália, detectaram um campo magnético no espaço entre as Nuvens de Magalhães. Chamada de Ponte de Magalhães, esta estrutura é um filamento de gás e poeira que se estende por 75.000 anos-luz da LMC para a SMC.

Campos magnéticos podem ser encontrados dentro e ao redor de planetas e estrelas, mas também em galáxias. Detectamos campos magnéticos galácticos em nossa própria galáxia e em várias outras galáxias de disco, mas um campo magnético extragaláctico é outra coisa. Este é o primeiro campo magnético detectado no exterior de uma galáxia.

Para detectar a presença de um campo magnético associado à ponte de Magalhães, Jane Kaczmarek (Universidade de Sydney) e colegas observaram 167 fontes de rádio conhecidas na mesma área do céu, localizada muito além das Nuvens de Magalhães (LMC e SMC estão a 160.000 e 200.000 anos-luz de distância, respectivamente). Algumas destas fontes de rádio ficavam diretamente atrás da ponte ao longo de nossa linha de visão e algumas delas estavam desligadas para ambos os lados.

As fontes de rádio é muitas vezes parcialmente polarizadas, de modo que as ondas de luz tendem a oscilar ao longo de uma certa direção. Mas se a luz passa através de um meio (como um grande filamento de gás) em seu caminho em direção aos telescópios, esta passagem pode mudar a polarização. O quanto isso muda diz-nos sobre o meio interveniente. A partir das observações, os astrônomos calcularam que o campo magnético era de 0,3 µG (microgauss), ou seja, um milhão de vezes mais fraco do que o campo magnético da Terra na superfície do nosso planeta.

Interpretar os dados não é simples. A Via Láctea tem seu próprio campo magnético, assim como a Terra, o Sol e vários outros planetas do Sistema Solar. Assim, a equipe teve de subtrair possíveis contribuições de todas as outras fontes para isolar o efeito devido ao gás na Ponte de Magalhães apenas.

Sabemos que a LMC e a SMC tiveram um encontro no passado, cujo evento deixou ambas deformadas. A ponte de Magalhães é provavelmente um remanescente desta interação, composta de gás deflagrado de ambas as galáxias quando elas passaram uma pela outra.

Este recém-descoberto campo magnético é similarmente composto de ambos os campos magnéticos das galáxias, que foram arrastados para a estrutura da ponte juntamente com o gás. Se verdadeiro, este resultado confirmaria a existência de um campo magnético que se espalha em ambas as galáxias.

O Square Kilometer Array (SKA), atualmente na fase final do projeto, vai sondar os campos magnéticos envolvendo as galáxias interagindo como a LMC e a SMC em mais detalhes, bem como procurar sinais potenciais de magnetismo no meio intergaláctico, quando ele estiver ativo em 2021.

Estes resultados foram publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Veja outras informações na notícia Uma ponte de estrelas conecta as Nuvens de Magalhães.

Fonte: Sky & Telescope

Hubble descobre satélite no terceiro maior planeta anão

O poder combinado de três observatórios espaciais, incluindo o telescópio espacial Hubble da NASA, ajudou os astrônomos a descobrir uma lua orbitando o terceiro maior planeta anão, catalogado como 2007 OR10 .

© STScI (lua ao redor do planeta anão 2007 OR10)

O par reside nos arredores frígidos do Cinturão de Kuiper, um reino de detritos gelados deixados pela formação do nosso Sistema Solar há 4,6 bilhões de anos.

Com esta descoberta, a maioria dos planetas anões conhecidos no Cinturão de Kuiper maior do que 966 quilômetros de diâmetro tem companheiros. Estes corpos fornecem a introspecção de como as luas se formaram no Sistema Solar jovem.

"A descoberta de satélites em torno de todos os grandes planetas anões conhecidos, exceto Sedna, significa que na época em que estes corpos se formaram há bilhões de anos, as colisões devem ter sido mais frequentes e isso é um constrangimento para os modelos de formação," disse Csaba Beijo do observatório de Konkoly em Budapest, Hungria. Ele é o principal autor do documento científico que anuncia a descoberta da lua. "Se houvesse colisões frequentes, seria muito fácil formar estes satélites".

Os objetos mais provavelmente batiam uns nos outros com mais frequência porque eles habitavam uma região lotada. "Deve ter havido uma densidade bastante elevada de objetos, e alguns deles eram corpos enormes que estavam perturbando as órbitas de corpos menores," disse o membro da equipe John Stansberry do Space Telescope Science Institute (STScI) em Baltimore, Maryland. "Esta agitação gravitacional pode ter empurrado os corpos fora de suas órbitas e aumentado suas velocidades relativas, que podem ter resultado em colisões."

Mas a velocidade dos objetos colidindo não poderia ter sido muito rápida ou muito lenta, de acordo com os astrônomos. Se a velocidade do impacto fosse muito rápida, o choque teria criado muitos detritos que poderiam ter escapado do sistema, se fosse muito lenta e a colisão teria produzido apenas uma cratera de impacto.

As colisões no cinturão de asteroides, por exemplo, são destrutivas porque os objetos estão viajando rápido quando se colidem. O cinturão de asteroides é uma região de detritos rochosos entre as órbitas de Marte e o gigante gasoso Júpiter. A poderosa gravidade de Júpiter acelera as órbitas dos asteroides, gerando impactos violentos.

A equipe descobriu a lua em imagens de arquivo do 2007 OR10 tomadas pela Wide Field Camera 3 do Hubble. As observações tiradas do planeta anão pelo telescópio espacial Kepler da NASA deram uma pista aos astrônomos da possibilidade de uma lua circular. Kepler revelou que 2007 OR10 tem um período de rotação lenta de 45 horas. Os períodos de rotação típicos para os objetos do Cinturão de Kuiper são menos de 24 horas.

Os astrônomos notaram a lua em duas observações separadas do Hubble, espaçadas de um ano. As imagens mostram que a lua está gravitacionalmente ligada à 2007 OR10 porque se move com o planeta anão, como visto contra um fundo de estrelas. No entanto, as duas observações não forneceram informações suficientes para que os astrônomos determinassem uma órbita.

"Ironicamente, porque não conhecemos a órbita, a ligação entre o satélite e a taxa de rotação lenta não está clara," disse Stansberry.

Os astrônomos calcularam os diâmetros de ambos os objetos com base em observações em luz infravermelha distante pelo observatório espacial Herschel, que mediu a emissão térmica dos mundos distantes. O planeta anão tem de cerca de 1.529 km de diâmetro, e a lua é estimada em 240 a 400 km de diâmetro. O 2007 OR10, como Plutão, segue uma órbita excêntrica, mas está atualmente três vezes mais distante do que Plutão está do Sol.

O 2007 OR10 é um membro de um clube exclusivo de nove planetas anões. Destes corpos, apenas Plutão e Eris são maiores que o 2007 OR10. Ele foi descoberto em 2007 pelos astrônomos Meg Schwamb, Mike Brown e David Rabinowitz como parte de uma pesquisa de corpos do Sistema Solar distante usando o telescópio Samuel Oschin no Observatório Palomar, na Califórnia.

Os resultados da equipe apareceram no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

ALMA vê anel gelado ao redor de sistema planetário jovem

Uma equipe internacional de astrônomos, usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), fez a primeira imagem completa, em comprimentos de onda milimétricos, do anel de detritos empoeirados que cercam a jovem estrela Fomalhaut.

© ALMA (disco de detritos no sistema estelar Fomalhaut)

Esta banda notavelmente bem definida de entulho e gás é provavelmente o resultado de exocometas que colidem uns com os outros perto das orlas externas de um sistema planetário a 25 anos-luz da Terra.

Observações anteriores de Fomalhaut pelo ALMA, obtidas em 2012, quando o telescópio ainda estava em construção, revelaram apenas cerca de metade do disco de detritos. Embora esta primeira imagem fosse meramente um teste das capacidades únicas do ALMA, forneceu, no entanto, pistas tentadoras sobre a natureza e possível origem do disco.

As novas observações ALMA fornecem uma visão incrivelmente completa desta banda brilhante de detritos e sugerem a existência de semelhanças químicas entre os seus conteúdos gelados e os cometas no nosso próprio Sistema Solar.

"O ALMA deu-nos esta imagem incrivelmente clara de um disco de detritos totalmente formado," afirma Meredith MacGregor, astrônoma do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, no estado norte-americano de Massachusetts. "Podemos finalmente ver a forma bem definida do disco, o que nos pode dizer muito sobre o sistema planetário subjacente responsável pela sua aparência altamente distintiva."

Fomalhaut é um sistema estelar relativamente próximo e um de apenas cerca de 20 em que os planetas foram fotografados diretamente. Todo o sistema tem aproximadamente 440 milhões de anos, cerca de um-décimo da idade do nosso Sistema Solar.

Conforme revelado na nova imagem ALMA, formou-se uma banda brilhante de poeira gelada com cerca de 2 bilhões de quilômetros de espessura e a aproximadamente 20 bilhões de quilômetros da estrela.

Os discos de detritos são características comuns em torno de estrelas jovens e representam um período muito dinâmico e caótico na história de um sistema solar. Provavelmente são formados pelas colisões em curso de cometas e outros planetesimais nas fronteiras exteriores de um sistema planetário recém-formado. Os detritos remanescentes destas colisões absorvem luz da sua estrela central e irradiam esta energia como um leve brilho no comprimento de onda milimétrico que pode ser estudado com o ALMA.

Usando os novos dados ALMA e detalhados modelos de computador, os pesquisadores puderam calcular a localização precisa, largura e geometria do disco. De acordo com MacGregor, estes parâmetros confirmam que tal anel estreito é provavelmente produzido pela influência gravitacional de planetas no sistema.

As novas observações do ALMA são também as primeiras a mostrar, definitivamente, o "brilho do apocentro", um fenômeno previsto num artigo de 2016 da autora principal Margaret Pan, cientista do Massachusetts Institute of Technology (MIT). Tal como todos os objetos com órbitas alongadas, o material empoeirado no disco de Fomalhaut viaja mais lentamente quando está mais distante da estrela. À medida que a poeira abranda de velocidade, acumula-se, formando concentrações mais densas nas porções mais distantes do disco. Estas regiões densas podem ser observadas pelo ALMA como uma emissão mais brilhante nos comprimentos de onda milimétricos.

Usando o mesmo conjunto de dados ALMA, mas focando-se em sinais distintos em comprimentos de onda milimétricos naturalmente emitidos por moléculas no espaço, foi também detectado vastas reservas do gás monóxido de carbono precisamente no mesmo local que o disco de detritos.

"Estes dados permitem-nos determinar que a abundância relativa do monóxido de carbono, juntamente com o dióxido de carbono em torno de Fomalhaut, é aproximadamente a mesma encontrada em cometas no nosso próprio Sistema Solar," comenta Luca Matrà da Universidade de Cambridge, Reino Unido. "Este parentesco químico poderá indicar uma semelhança nas condições de formação dos cometas entre as regiões exteriores deste sistema planetário e o nosso." Matrà e colegas pensam que este gás ou é liberado por colisões contínuas entre cometas ou é o resultado de um impacto único e gigante entre supercometas centenas de vezes mais massivos que o Cometa Hale-Bopp.

A presença deste disco de detritos bem definido, em torno de Fomalhaut, juntamente com a sua composição química curiosamente familiar, poderá indicar que este sistema está passando pela sua própria versão do Último Grande Bombardeamento, um período há aproximadamente 4 bilhões de anos atrás em que a Terra e os outros planetas eram rotineiramente atingidos por enxames de asteroides e cometas deixados para trás pela formação do Sistema Solar.

"Há vinte anos atrás, os melhores telescópios de comprimentos de onda milimétricos deram-nos os primeiros mapas difusos dos grãos de poeira em órbita de Fomalhaut. Agora, com as plenas capacidades do ALMA, conseguimos fotografar todo o anel de material de Fomalhaut," conclui Paul Kalas, astrônomo da Universidade da Califórnia em Berkeley. "Um dia esperamos detectar os planetas que influenciam as órbitas destes grãos."

Dois artigos foram aceitos para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A estrela T Leporis

A estrela T Leporis localiza-se a cerca de 500 anos-luz na constelação Lepus (da Lebre).

© ESO/J.-B. Le Bouquin (estrela T Leporis)

Comparação entre a imagem VLTI (Very Large Telescope Interferometer) da estrela T Leporis e o tamanho da órbita da Terra ao redor do Sol. A resolução da imagem é de 4 miliarco-segundos.

A T Leporis é uma estrela variável pertencendo ao grupo de estrelas do tipo Mira. Estas estrelas variáveis têm praticamente o seu combustível nuclear quase esgotado e estão continuamente perdendo massa. São estrelas próximas do final do seu ciclo, e que em breve sucumbirão para se tornarem anãs brancas.

O próprio Sol se tornará numa estrela do tipo Mira dentro de bilhões de anos, provavelmente consumindo a Terra e lançando colossais quantidades de gás para o espaço.

As estrelas Mira estão entre as maiores fábricas de moléculas e poeira no Universo, e T Leporis não é exceção. A estrela T Leporis pulsa num período de 380 dias e perde o equivalente à massa da Terra a cada ano terrestre. Sua temperatura superficial é de 2.800 K, sendo extremamente baixa para uma estrela.

Dado que as moléculas são formadas nas camadas da atmosfera que envolvem a estrela central, é possível observar estas camadas. Contudo, não é uma tarefa fácil, dado que a incomensurável distância dificulta a sua observação, apesar do imponente tamanho destas estrelas. A estrela T Leporis parece tão pequena vista da Terra que somente com a técnica interferométrica através do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO) permitiu observar uma camada de gás e poeira em torno da estrela, cujo diâmetro é cerca de 100 vezes maior do que o Sol. Este telescópio permite observar estrelas 15 vezes menores do que as possíveis pelo telescópio Hubble!

Fonte: ESO

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