O Pequeno Sombreiro em Pegasus

Ao apontar o seu telescópio na direção da constelação de Pegasus você irá encontrar as estrelas da Via Láctea e galáxias distantes.

© Johannes Schedler (NGC 7814)

Porém, o seu campo de visão será dominado pela galáxia NGC 7814, um campo que tem quase o tamanho da Lua Cheia. A NGC 7814 as vezes é chamada de o Pequeno Sombreiro pelo fato de se assemelhar com a famosa galáxia M104, a Galáxia do Sombreiro. Tanto a M104 como a NGC 7814 são galáxias observadas de lado, e ambas possuem extensos halos e um bulbo central cortado por um disco com linhas de poeira mais finas marcando sua silhueta.

A NGC 7814 está localizada a cerca de 40 milhões de anos-luz de distância da Terra e tem um diâmetro estimado de 60 mil anos-luz. Este tamanho faz com que o Pequeno Sombreiro tenha o mesmo tamanho físico da M104, mas ela aparece menor e mais apagada por conta da distância. Galáxias anãs muito apagadas, potencialmente galáxias satélites da NGC 7814 têm sido descobertas quando são feitas exposições mais profundas do Pequeno Sombreiro.

Fonte: NASA

Uma cena compartilhada com a nebulosa M20 e o aglomerado estelar M21

A bela Nebulosa Trifida, também conhecida como Messier 20 (M20), fica a cerca de 5.000 anos-luz de distância, vista nesta imagem colorida com contrastes cósmicos.

© Martin Pugh (M20 e M21)

Compartilha este campo de visão com aproximadamente 1 grau de largura com o aglomerado estelar aberto Messier 21 (M21), que aparece no canto superior esquerdo da imagem. Cruzada por faixas de poeira, a Nebulosa Trifida tem cerca de 40 anos-luz de diâmetro e tem apenas 300 mil anos de existência. Isso faz com que seja uma das regiões formadoras de estrelas mais jovens em nosso céu, com estrelas recém-nascidas e embrionárias incorporadas em suas nuvens de poeira e gás. A distância estimada até o aglomerado estelar aberto M21 é semelhante às da M20, mas embora compartilhem este panorama telescópico, não há conexão aparente entre os dois objetos. As estrelas do M21 são muito mais antigas, com cerca de 8 milhões de anos. A M20 e o M21 são fáceis de serem encontrados, mesmo com um pequeno telescópio, na constelação rica em nebulosas de Sagitário. Esta cena é composta por dois telescópios diferentes. Usando dados de banda estreita, ela mistura uma imagem de alta resolução da M20 com uma imagem de campo mais largo que se estende até o M21.

Fonte: NASA

O Grupo de Galáxias M81 visto através da Nebulosa de Fluxo Integrado

As galáxias distantes e as nebulosas próximas se destacam nesta imagem profunda do Grupo de Galáxias M81.

© IAC/D. Lopez e A. Rosenberg (Grupo de Galáxias M81)

Em destaque neste mosaico de 80 exposições está a grande galáxia espiral M81, a maior galáxia da imagem, visível no canto inferior direito. A M81 está interagindo gravitacionalmente com a M82 logo acima, uma grande galáxia com um halo incomum de gás vermelho incandescente. Ao redor da imagem, muitas outras galáxias do Grupo de Galáxias M81 podem ser vistas, bem como muitas outras estrelas da Via Láctea.

Toda esta coleção de galáxias, incluindo o nosso Grupo Local de Galáxias e o Aglomerado de Galáxias Virgo, é vista através do brilho de uma Nebulosa de Fluxo Integrado (IFN), uma nuvem vasta e complexa de gás e poeira difusos. Os detalhes da IFN em vermelho e amarelo, digitalmente aprimorado, foram fotografados por uma nova câmera de campo amplo recentemente instalada no Observatório Teide nas Ilhas Canárias da Espanha.

Fonte: NASA

Arp 299: Goulash Galáctico

O que aconteceria se você tirasse duas galáxias e as juntasse ao longo de milhões de anos? Uma nova imagem, incluindo dados do Observatório de raios X Chandra da NASA, revela o resultado culinário cósmico.

© Chandra/Hubble/NuSTAR (Arp 299)

Arp 299 é um sistema localizado a cerca de 140 milhões de anos-luz da Terra. Contém duas galáxias que estão se fundindo, criando uma mistura parcialmente misturada de estrelas de cada galáxia no processo.

No entanto, esta mistura estelar não é o único ingrediente. Novos dados do Chandra revelam 25 fontes brilhantes de raios X polvilhadas em toda a mistura do Arp 299. Quatorze destas fontes são tão fortes emissores de raios X que os astrônomos categorizam-nas como "fontes ultra luminosas de raios X", ou ULXs.

Estas ULXs são encontradas embutidas em regiões onde as estrelas estão se formando atualmente em uma taxa rápida. Provavelmente, as ULXs são sistemas binários em que uma estrela de nêutrons ou um buraco negro retira a matéria de uma estrela companheira que é muito mais massiva do que o Sol. Estes sistemas de estrelas duplas são chamados binários de raios X de alta massa.

Um sistema tão carregado de binários de raios X de alta massa é raro, mas o Arp 299 é uma das galáxias formadoras de estrelas mais poderosas do Universo nas proximidades. Isso se deve, pelo menos em parte, à fusão das duas galáxias, que desencadeou ondas de formação estelar. A formação de binários de raios X de alta massa é uma consequência natural de um nascimento de estrelas tão florescente que algumas das estrelas massivas jovens, que geralmente se formam em pares, evoluem para estes sistemas.

Esta nova imagem composta do Arp 299 contém dados de raios X do Chandra (rosa), dados de raios X de energia mais alta do NuSTAR (roxo) e dados ópticos do telescópio espacial Hubble (branco e marrom claro). O Arp 299 também emite quantidades copiosas de luz infravermelha que foi detectada por observatórios como o telescópio espacial Spitzer da NASA, mas estes dados não estão incluídos nesta composição.

A emissão de infravermelhos e raios X da galáxia é notavelmente similar à das galáxias encontradas no Universo muito distante, oferecendo a oportunidade de estudar um análogo relativamente próximo destes objetos longínquos. Uma maior taxa de colisões de galáxias ocorreu quando o Universo era jovem, mas estes objetos são difíceis de estudar diretamente porque estão localizados em distâncias colossais.

Os dados do Chandra também revelam a emissão difusa de raios X a partir do gás quente distribuído no Arp 299. Os cientistas pensam que a alta taxa de supernovas, outra característica comum das galáxias formadoras de estrelas, expulsou muito deste gás quente do centro do sistema.

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

ALMA capta a estrela Betelgeuse

Esta mancha alaranjanda é a estrela próxima Betelgeuse, vista pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).

© ALMA (Betelgeuse)

É a primeira vez que o ALMA observa a superfície de uma estrela, sendo esta primeira tentativa resultado na imagem com a maior resolução conseguida até hoje para Betelgeuse.

Betelgeuse é uma das maiores estrelas conhecidas, com um raio de cerca de 1.400 vezes superior ao do Sol no contínuo milimétrico. Situada a cerca de 600 anos-luz de distância na constelação de Órion, esta supergigante vermelha brilha intensamente, o que lhe dará uma vida curta. A estrela tem apenas cerca de 8 milhões de anos de idade, mas já está no processo de se transformar numa supernova. Quando isso acontecer, a explosão resultante poderá ser vista a partir da Terra, mesmo em plena luz do dia.

Esta estrela tem sido observada em muitos comprimentos de onda, em particular no visível, no infravermelho e no ultravioleta. Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos descobriram uma enorme pluma de gás quase tão grande como o nosso Sistema Solar e também uma bolha gigante em ebulição na superfície de Betelgeuse. Estas estruturas ajudam a explicar como é que a estrela perde gás e poeira a taxas elevadíssimas. Nesta imagem, o ALMA observou o gás quente da cromosfera inferior de Betelgeuse nos comprimentos de onda submilimétricos, onde temperaturas elevadas localizadas explicam a sua assimetria. O ALMA ajuda-nos assim a compreender as atmosferas extensas destas estrelas quentes e resplandescentes.

Fonte: ESO

A enorme bolha N44

O que criou este buraco gigantesco?

© Gemini (N44)

A vasta nebulosa de emissão N44 na nossa galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães, tem um grande buraco de 250 anos-luz e os astrônomos estão tentando descobrir o porquê.

Uma possibilidade são os ventos de partículas expulsos por estrelas massivas no interior da bolha que estão empurrando o gás brilhante. No entanto, esta resposta foi inconsistente com a velocidade do vento medida.

Outra possibilidade é que as conchas em expansão de supernovas antigas tenham esculpido o buraco incomum. Um vestígio inesperado de gás emissor de raios X foi recentemente detectado escapando da enorme bolha N44. A imagem em destaque foi tirada em três cores muito específicas pelo enorme telescópio Gemini Sul de 8 metros no Cerro Pachón no Chile.

Fonte: NASA

Adotada a missão PLATO

Na reunião da Agência Espacial Europeia (ESA) foi decidido que a missão espacial PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) passasse à fase de desenvolvimento. Esta missão, que conta com a participação do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA), junta-se agora às duas outras missões já adotadas, o Euclid e o Solar Orbiter.

© ESA/C. Carreau (exploração de estrelas e seus exoplanetas)

A missão PLATO irá fazer um levantamento completo das estrelas na vizinhança do Sol, fornecendo a possibilidade de detectar dezenas de planetas semelhantes à Terra orbitando tais estrelas. Este observatório espacial deverá ser lançado em 2026 para o Ponto de Lagrange L2. Os Pontos de Lagrange são as cinco zonas entre dois quaisquer corpos, onde a força da gravidade de ambos se equilibra. No caso da Terra e do Sol, são usados para manter sondas espaciais em órbitas estáveis, que acompanham sempre a translação da Terra. A nova geração de missões espaciais preferencialmente ocupa o L2, o ponto a 1,5 milhões de km atrás da Terra. Neste ponto as sondas estão sempre viradas para o lado oposto ao Sol, garantindo assim observações ininterruptas.

Esta missão tem como objetivo principal descobrir se a formação de planetas como a Terra é comum, e posteriormente, usar estes dados para determinar se estes planetas têm as condições essenciais para o aparecimento de vida. A missão PLATO vai ainda medir oscilações nas estrelas- progenitoras destes exoplanetas, com técnicas de asterossismologia. A Asterossismologia é o estudo do interior das estrelas, através da sua atividade sísmica medida à superfície. Em sismologia, os diferentes modos de vibração de um tremor de Terra podem ser usados para estudar o interior da Terra, de forma a obter dados acerca da composição e profundidade das diversas camadas. De uma forma semelhante, as oscilações observadas à superfície de uma estrela também podem ser usadas para inferir dados sobre a estrutura interna e composição da estrela.

A missão PLATO vai observar, durante vários anos consecutivos e com grande precisão, milhares de estrelas brilhantes relativamente próximas. Nestas, através do método dos trânsitos, irá procurar em particular por super-terras e planetas do tipo terreste, que orbitem na zona de habitabilidade de estrelas do tipo solar. O Método dos Trânsitos consiste na medição da diminuição da luz de uma estrela, provocada pela passagem de um exoplaneta à frente desta estrela. Através de um trânsito é possível determinar apenas o raio do planeta. Este método é complicado de usar, porque exige que o planeta e a estrela estejam exatamente alinhados com a linha de visão do observador.

Estas observações irão fornecer dados acerca destes planetas, além de tentar perceber a arquitetura dos sistemas planetários onde estes se encontram. A partir das curvas de luz obtidas será também possível determinar as frequências de oscilação em algumas destas estrelas.

A análise das curvas de luz da missão PLATO vai permitir determinar com precisão, recorrendo à asterossismologia, os raios, massas e idades das estrelas em torno das quais os planetas orbitam. Essa determinação é essencial para a inferência da massa e do raio dos planetas que orbitam em torno das mesmas, bem como para a caracterização dos sistemas exoplanetários como um todo.

A missão PLATO pretende ainda construir um catálogo com as características de exoplanetas confirmados, como raio, densidade, composição, atmosfera e em que estágio da sua evolução está. No total, espera-se que o catálogo contenha características de milhares de exoplanetas (incluindo gêmeos da Terra), mas também as massas e idades muito precisas de mais de 85 mil estrelas e 1 milhão de curvas de luz de alta precisão, que ficarão à disposição da comunidade científica.

Este catálogo de planetas potencialmente habitáveis servirá assim de base para futuros estudos, utilizados pela próxima geração de instrumentos, como o ESPRESSO (VLT), HIRES (ELT),  ou dos grandes telescópios da próxima geração, como o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO ou o telescópio espacial James Webb (NASA/ESA).

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

O curioso caso do Cinturão de Kuiper deformado

De acordo com uma nova pesquisa das órbitas de planetas menores, um "objeto de massa planetária" desconhecido, ainda por identificar, pode esconder-se nos confins do nosso Sistema Solar.

© Heather Roper/LPL (ilustração do suposto objeto com órbita além de Plutão)

Este objeto será diferente e também muito mais próximo do denominado Planeta Nove, um planeta cuja existência ainda aguarda confirmação.

Os pesquisadores Kat Volk e Renu Malhotra, do Lunar and Planetary Laboratory (LPL) da Universidade do Arizona, apresentam evidências convincentes de um corpo planetário ainda por descobrir com uma massa entre a de Marte e a da Terra. A massa misteriosa revela a sua presença apenas pelo controle dos planos orbitais de uma população de rochas espaciais conhecidas como Kuiper Belt Objects (KBO), nos subúrbios gelados do Sistema Solar.

Enquanto a maioria dos KBOs, os detritos deixados para trás durante a formação do Sistema Solar, orbitam o Sol com inclinações orbitais que, em média, tendem para o plano invariável do Sistema Solar, os mais distantes objetos deste cinturão nãose orienta desta maneira. O seu plano médio, descobriram Volk e Malhotra, está inclinado para longe do plano invariável cerca de 8 graus. Logo, algo desconhecido está deformando o plano orbital médio do Sistema Solar mais exterior.

Segundo os cálculos dos psquisadores, será necessário algo com uma massa parecida à de Marte para explicar a deformação que foi medida.

O Cinturão de Kuiper situa-se além da órbita de Netuno e estende-se algumas centenas de UA (Unidades Astronômicas; 1 UA é a distância média entre a Terra o Sol, aproximadamente 150 milhões de quilômetros). Tal como o seu parente do Sistema Solar interno, o cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, o Cinturão de Kuiper abriga um vasto número de planetas menores, principalmente pequenos corpos gelados (os percursores dos cometas) e alguns planetas anões.

Para o estudo, Volk e Malhotra analisaram os ângulos de inclinação dos planos orbitais de mais de 600 objetos do Cinturão de Kuiper a fim de determinar a direção comum sobre a qual estes planetas orbitais realizam precessão, que refere-se à lenta oscilação na orientação de um objeto em rotação. ou seja, os KBOs operam de forma análoga a um pião.

Imagine muitos piões, e dá a cada um deles um ligeiro empurrão. Se fotografá-los, nota-se que os seus eixos de rotação estão em diferentes orientações mas, em média, estão apontando para o campo gravitacional local da Terra.

Espera-se que o ângulo de inclinação orbital de cada KBO esteja numa orientação diferente mas, em média, estão apontando perpendicularmente ao plano determinado pelo Sol e pelos planetas grandes. O plano orbital médio dos objetos no Sistema Solar exterior deveria parecer bastante plano após as 50 UA. Porém, descobriu-se que, das 50 para as 80 UA, o plano médio se afasta deste plano invariável. Há uma série de incertezas para a deformação medida, mas não há mais que 1 ou 2% de probabilidade de que esta deformação seja meramente um erro estatístico da limitada amostra observacional de KBOs.

De acordo com os cálculos, um objeto com a massa de Marte, orbitando a aproximadamente 60 UA do Sol, numa órbita inclinada cerca de 8 graus (em relação ao plano médio dos planetas conhecidos) tem influência gravitacional suficiente para deformar o plano orbital dos distantes KBOs até cerca de 10 UA para cada lado.

Os distantes KBOs observados estão concentrados num anel com mais ou menos de 30 UA de largura e seriam influenciados pela gravidade de um tal objeto de massa planetária ao longo do tempo.

Isto exclui a possibilidade do objeto postulado, neste caso, ser o hipotético Planeta Nove, cuja existência tem sido sugerida com base em outras observações. Este planeta tem uma massa prevista muito maior (cerca de 10 massas terrestres) e está muito mais distante, entre 500 e 700 UA. Este está demasiado longe para influenciar estes KBOs; deve estar muito mais perto das 100 UA para afetar substancialmente os KBOs a esta distância.

Dado que um planeta, por definição, tem que ter "limpo" a sua órbita de planetas menores como KBOs, os autores referem-se a esta massa hipotética como um objeto de massa planetária. Os dados também não excluem a possibilidade de que a deformação possa ser resultado da influência de mais do que um objeto de massa planetária.

Então porque é que ainda não foi encontardo? Muito provavelmente, dizem os pesquisadores, porque ainda não foi procurado em todo o céu em busca de objetos distantes do Sistema Solar. O lugar mais provável onde um objeto de massa planetária possa esconder-se é no plano Galáctico, uma área tão densamente populada com estrelas que os estudos do Sistema Solar tendem a evitá-la.

Uma possível alternativa a um objeto por descobrir, que poderá ter "agitado" o plano dos KBOs mais exteriores, é a passagem recente de uma estrela pelo Sistema Solar, dizem os autores.

"A probabilidade de não termos encontrado tal objeto, simplesmente devido às limitações dos levantamentos astronômicos, está estimada em aproximadamente 30%," esclarece Volk.

"Uma estrela passageira atrairia todos os 'piões' numa direção," realça Malhotra. "Assim que a estrela completa a sua visita pelo Sol, todos os KBOs voltariam a ter uma precessão parecida à do seu plano anterior. Isto exigiria uma passagem bastante próxima a mais ou menos 100 UA, e a deformação seria apagada em 10 milhões de anos, de modo que não consideramos este cenário como provável."

A oportunidade de a Humanidade vislumbrar este misterioso objeto pode vir em breve, assim que a construção do LSST (Large Synoptic Survey Telescope) seja concluída. Com "primeira luz" prevista para 2020, o instrumento realizará levantamentos sem precedentes e em tempo real do céu.

"Nós esperamos que o LSST eleve o número de KBOs observados, dos atualmente cerca de 2.000, para 40.000," diz Malhotra. "Existem muito mais KBOs lá fora, nós é que ainda não os vimos. Alguns estão muito distantes e são muito tênues até mesmo para o LSST, mas tendo em conta que o telescópio vai cobrir o céu de forma muito mais abrangente do que os levantamentos atuais, deverá ser capaz de detectar este objeto, caso realmente exista."

Um artigo será publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: University of Arizona

Um disco galáctico morto no Universo primordial

Ao combinar o poder de uma "lente natural" no espaço com a capacidade do telescópio espacial Hubble, astrônomos fizeram uma descoberta surpreendente: o primeiro exemplo de uma galáxia em forma de disco, compacta ainda que massiva, e de rápida rotação, que deixou de fabricar estrelas apenas poucos bilhões de anos após o Big Bang.

© STScI (lente gravitacional gerada por um aglomerado de galáxias)

Agindo como um "telescópio natural" no espaço, a gravidade do enorme aglomerado de galáxias no plano da frente, MACS J2129-0741, amplia, aumenta o brilho e distorce a distante galáxia de fundo MACS2129-1, vista na inserção de cima. A inserção do meio é uma ampliação da galáxia distorcida pelo efeito de lente gravitacional. A inserção de baixo é uma imagem reconstruída, com base em modelos, que mostra o aspeto da galáxia caso o aglomerado de frente não estivesse presente. A galáxia tem um tom avermelhado porque está tão distante que a sua luz é desviada para a região vermelha do espectro.

Encontrar tal galáxia tão cedo no início da história do Universo desafia a compreensão atual de como as galáxias massivas se formam e evoluem.

Quando o Hubble fotografou a galáxia, esperava ser visto uma bola caótica de estrelas formada através de galáxias que se fundiram. Em vez disso, foram observadas evidências de que as estrelas nasceram num disco em forma de panqueca.

Esta é a primeira evidência observacional direta de que pelo menos algumas das primeiras galáxias "mortas", onde a formação estelar cessou, de alguma forma evoluem de um disco parecido ao da Via Láctea para as gigantes elípticas que vemos hoje.

Esta é uma surpresa porque as galáxias elípticas contêm estrelas mais antigas, enquanto as galáxias espirais geralmente contêm estrelas azuis mais jovens. Pelo menos algumas destas primeiras galáxias de disco "mortas" devem ter sofrido algumas alterações. Não só mudaram de estrutura, mas também de movimentos das suas estrelas a fim de esculpir uma forma de galáxia elíptica.

"Esta nova visão pode obrigar-nos a repensar todo o contexto cosmológico de como as galáxias chegam depressa à 'velhice' e evoluem para galáxias locais de forma elíptica," afirma Sune Toft, do Dark Cosmology Center at the Niels Bohr Institute da Universidade de Copenhague, Dinamarca.

Os estudos anteriores de distantes galáxias mortas assumiram que a sua estrutura é semelhante à das galáxias elípticas locais para qual evoluem. Em princípio, a confirmação desta suposição exige telescópios espaciais mais poderosos do que os disponíveis atualmente. No entanto, através do fenômeno de lente gravitacional, um massivo aglomerado galáctico no plano da frente atua como uma "lente" no espaço para ampliar e esticar imagens de galáxias de fundo muito mais distantes. Ao juntar esta lente natural com o poder de resolução do Hubble, os cientistas foram capazes de ver o centro da galáxia moribunda.

A galáxia remota tem três vezes a massa da Via Láctea, mas apenas metade do tamanho. As medições da velocidade de rotação, feitas com o VLT (Very Large Telescope) do ESO, mostraram que a galáxia de disco gira a mais do dobro da velocidade da Via Láctea.

Usando dados de arquivo do CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble), Toft e a sua equipe foram capazes de determinar a massa estelar, a taxa de formação estelar e as idades das estrelas.

Ainda não se sabe porque é que esta galáxia parou de fabricar estrelas. Poderá ser o resultado de um núcleo galáctico ativo, onde a energia brota de um buraco negro supermassivo. Esta energia inibe a formação estelar ao aquecer o gás ou ao expulsá-lo da galáxia. Ou poderá ser o resultado do fluxo de gás frio para a galáxia, que é rapidamente comprimido e aquecido, impedindo com que arrefeça e produza nuvens de formação estelar no centro.

Mas como é que estes discos jovens, compactos e massivos evoluem para as galáxias elípticas que vemos no Universo atual? "Se estas galáxias crescem através de fusões com companheiras menores, e estas companheiras surgem em grande número e de muitos ângulos na direção da galáxia, isto acabaria por aleatorizar as órbitas das estrelas nas galáxias. Também podemos pensar nas grandes fusões galácticas. Definitivamente também destruiriam o movimento ordenado das estrelas," comenta Toft.

Toft e a equipa esperam usar o telescópio espacial James Webb da NASA para procurar uma amostra maior destas galáxias.

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

As estrelas massivas no Westerlund 1

O aglomerado estelar Westerlund 1 é o lar de algumas das maiores e mais massivas estrelas conhecidas.

© Hubble (Westerlund 1)

É liderado pela estrela Westerlund 1-26, uma estrela vermelha supergigante tão grande que, se colocada no centro do nosso Sistema Solar, se estenderia além da órbita de Júpiter.

Além disso, a jovem estrela é o lar de 3 outras supergigantes vermelhas, 6 estrelas hipergigantes amarelas, 24 estrelas Wolf-Rayet e várias estrelas ainda mais incomuns que continuam a ser estudadas. Westerlund 1 está relativamente próxima de um aglomerado de estrelas a uma distância de 15 mil anos-luz, dando aos astrônomos um bom laboratório para estudar o desenvolvimento de estrelas massivas.

A imagem em destaque de Westerlund 1 foi tomada pelo telescópio espacial Hubble em direção à constelação do hemisfério celestial sul do Altar (Ara). Embora atualmente classificado como um aglomerado "super" aberto, o Westerlund 1 pode evoluir para um aglomerado globular de baixa massa ao longo dos próximos bilhões de anos.

Fonte: NASA

Observando um relacionamento estelar volátil

Na biologia, a "simbiose" refere-se a dois organismos que vivem próximos e interagem entre si. Os astrônomos estudaram há muito tempo uma classe de estrelas simbióticas, que coexistem de maneira semelhante.

© CfA/Chandra/Mt. Lemmon SkyCenter (R Aquarii)

Usando dados do observatório de raios X da Chandra da NASA e outros telescópios, os astrônomos estão adquirindo uma melhor compreensão de quão volátil pode ser este relacionamento estelar próximo.

A R Aquarii (R Aqr, na forma abreviada) é uma das mais conhecidas estrelas simbióticas. Localizada na constelação de Aquarius, ela está uma distância de cerca de 710 anos-luz da Terra, suas mudanças de brilho foram percebidas a olho nu há quase mil anos. Desde então, os astrônomos estudaram este objeto e determinaram que R Aqr não é uma estrela, mas duas: uma anã branca pequena e densa e uma estrela vermelha e gigante.

A estrela gigante vermelha tem suas próprias propriedades interessantes. Em bilhões de anos, nosso Sol se transformará em uma gigante vermelha uma vez que esvazie o combustível nuclear de hidrogênio em seu núcleo e começa a se expandir e esfriar. A maioria das gigantes vermelhas são plácidas, mas algumass pulsam com períodos entre 80 e 1.000 dias como a estrela Mira e sofrem grandes mudanças de brilho. Este subconjunto de gigantes vermelhas é chamado de "variáveis ​​Mira".

A gigante vermelha em R Aqr é uma variável de Mira e sofre mudanças constantes no brilho por um fator de 250 durante sua pulsação, ao contrário de sua companheira anã branca que não pulsa. Há outras diferenças marcantes entre as duas estrelas. A anã branca é cerca de dez mil vezes mais fraca do que a gigante vermelha. A anã branca tem uma temperatura superficial de cerca de 20.000 K enquanto a variável Mira tem uma temperatura de cerca de 3.000 K. Além disso, a anã branca é um pouco menos massiva do que sua companheira, mas porque é muito mais compacta, o campo gravitacional é mais forte. A força gravitacional da anã branca absorve as camadas externas da variável Mira.

Ocasionalmente, material suficiente se acumulará na superfície da anã branca para desencadear a fusão termonuclear de hidrogênio. A liberação de energia deste processo pode produzir uma nova, uma explosão assimétrica que sopra as camadas externas da estrela em velocidades de dezesseis milhões de quilômetros por hora ou mais, bombeando energia e material para o espaço. Um anel externo de material fornece pistas sobre esta história de erupções. Os cientistas pensam que uma nova explosão no ano 1073 produziu este anel. A evidência para esta explosão vem de dados de telescópio óptico, de registros coreanos de uma estrela na posição de R Aqr em 1073 e informações de núcleos de gelo da Antártida. Um anel interno foi gerado por uma erupção no início dos anos 1770. Os dados ópticos (vermelho) em uma nova imagem composta de R Aqr mostram o anel interno. O anel externo é aproximadamente duas vezes maior do que o anel interno, mas é muito fraco para ser visível nesta imagem.

Em 1999 com o lançamento do Chandra, os astrônomos começaram a usar o telescópio de raios X para monitorar o comportamento de R Aqr, dando-lhes uma melhor compreensão do seu comportamento nos últimos anos. Os dados do Chandra (azul) nesta imagem composta revelam um jato de emissão de raios X que se estende para a parte superior esquerda. Os raios X provavelmente foram gerados por ondas de choque causadas ​​pelo material envolvente que atinge o jato.

Como os astrônomos fizeram observações da R Aqr com Chandra ao longo dos anos, em 2000, 2003 e 2005, eles viram mudanças neste jato. Especificamente, as bolhas de emissão de raios X estão se afastando do par estelar a velocidades de cerca de 2,25 e 3 milhões de quilômetros por hora. Apesar de viajar a uma velocidade mais lenta do que o material ejetado pela nova, os jatos encontram pouco material e não diminuem a velocidade. Por outro lado, a questão da nova varrer muito mais material e diminuir significativamente, é explicado devido os anéis não serem muito maiores do que os jatos.

© CfA (evolução dos jatos na R Aqr)

Usando as distâncias das bolhas do binário e assumindo que as velocidades permaneceram constantes, uma equipe de cientistas do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) em Cambridge, Massachusetts, estimou que as erupções nas décadas de 1950 e 1980 produziram as gotas. Estas erupções foram menos energéticas e não tão brilhantes quanto a nova explosão em 1073.

Em 2007, uma equipe liderada por Joy Nichols do CfA relatou a possível detecção de um novo jato em R Aqr usando os dados Chandra. Isso implica que outra erupção ocorreu no início dos anos 2000. Se estes eventos menos poderosos e mal compreendidos repetirem a cada poucas décadas, o próximo será devido nos próximos 10 anos.

Alguns sistemas de estrelas binárias contendo anãs brancas foram observados para produzir novas explosões em intervalos regulares. Se R Aqr é uma destas novas recorrentes, e o espaçamento entre os eventos 1073 e 1773 se repete, a nova explosão não deve ocorrer novamente até a década de 2470. Durante este evento, o sistema pode se tornar várias centenas de vezes mais brilhante, tornando-o facilmente visível a olho nu e colocando-o entre as várias dezenas de estrelas mais brilhantes.

Um acompanhamento próximo deste casal estelar será importante para tentar entender a natureza de sua relação volátil.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Segue a busca de planetas do tipo terrestre em torno de Proxima Centauri

A equipe da campanha Pálido Ponto Vermelho, que no ano passado descobriu um planeta em torno da estrela mais próxima do Sol (veja), continua a sua busca de planetas do tipo terrestre, tendo lançado esta semana outra iniciativa.

© ESO/Red Dots (Pontos Vermelhos)

A campanha Pontos Vermelhos acompanhará os astrônomos na sua busca de planetas em torno das nossas vizinhas mais próximas — Proxima Centauri, Estrela de Barnard e Ross 154 — com o auxílio do HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), o instrumento caçador de exoplanetas do Observatório Europeu do Sul (ESO). O ESO junta-se a esta experiência científica aberta apresentada em tempo real, que fornecerá ao público e à comunidade científica acesso a dados observacionais da Proxima Centauri à medida que a campanha se for desenrolando.

A equipe científica liderada por Guillem Anglada-Escudé do Queen Mary University of London adquirirá e analisará os dados do instrumento HARPS do ESO e de outros instrumentos durante aproximadamente 90 noites. As observações fotométricas começaram em 15 de junho, enquanto que as observações espectroscópicas começam em 21 de junho.

O HARPS é um espectrógrafo com uma precisão sem precedentes, o descobridor de planetas de pequena massa mais bem sucedido até hoje. Instalado no telescópio de 3,6 metros do ESO em La Silla, o HARPS procura exoplanetas, tentando detectar os desvios mínimos no movimento da estrela gerados pela atração gravitacional de um exoplaneta na sua órbita. O HARPS consegue capturar movimentos que podem ser tão ligeiros como uma pessoa andando a pé (cerca de 3,5 km/hora) a trilhões de km de distância.

Entre as estrelas alvo da campanha Pontos Vermelhos encontra-se Proxima Centauri, para a qual os cientistas suspeitam que exista em sua órbita mais do que um planeta do tipo terrestre. Proxima Centauri é a estrela mais próxima do Sol, a apenas 4,2 anos-luz de distância. Pode ser um dos lugares mais adequados para procurar vida fora do nosso Sistema Solar, à medida que os nossos instrumentos e tecnologias avançam.

No início deste ano o ESO anunciou uma parceria com a Breakthrough Initiatives, que pretende demonstrar uma nova tecnologia que permitirá voo espacial não tripulado ultraleve a uma velocidade de 20% a velocidade da luz. Uma nanosonda deste tipo poderia ser enviada para as três estrelas do sistema Alfa Centauri, do qual a Proxima Centauri é a mais próxima do Sol.

As outras duas estrelas observadas durante a campanha Pontos Vermelhos são a Estrela de Barnard, uma estrela anã vermelha de baixa massa a quase 6 anos-luz de distância, e Ross 154, outra anã vermelha a 9,7 anos-luz de distância. A estrela de Barnard é muito popular na ficção científica, tendo também sido proposta como alvo para futuras missões interestelares, como o projeto Daedalus.

As observações de telescópio serão complementadas por uma campanha de divulgação apoiada pelo ESO e outros parceiros. A campanha Pálido Ponto Vermelho revelou os métodos e os passos usados na ciência, mas os resultados foram apresentados apenas após o processo de aprovação por júri de pares. Desta vez os dados observacionais da Proxima Centauri serão revelados, analisados e debatidos em tempo real.

Colaborações pró-ativas e contribuições por parte de cidadãos e cientistas interessados serão encorajadas através de redes sociais e de um fórum de ferramentas, para além de ferramentas de apoio da Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis (AAVSO).

Quaisquer observações apresentadas durante neste momento serão logicamente  preliminares e não devem ser usadas ou citadas em literatura de referência. A equipe não produzirá resultados conclusivos, nem declarará qualquer descoberta até ter escrito um artigo científico que seja sujeito a júri de leitura e aceito para publicação.

A campanha Pontos Vermelhos manterá o público informado através do website reddots.space, local onde serão publicados atualizações semanais juntamente com artigos de interesse geral na área e destaques da semana, incluindo contribuições por parte da comunidade. Haverá também lugar para diálogos que ocorrerão na página de Facebook da campanha dos Pontos Vermelhos, na conta Twitter da campanha e na hashtag #reddots.

Não sabemos qual será o resultado da campanha Pontos Vermelhos. Após a aquisição dos dados e sua análise em conjunto com a comunidade, a equipe científica submeterá os resultados a júri de leitura formal. Se forem de fato encontrados exoplanetas em torno destas estrelas, o Extremely Large Telescope do ESO, cuja primeira luz está prevista para 2024, deverá ser capaz de os observar diretamente e caracterizar as suas atmosferas, um passo crucial na procura de evidências de vida além do Sistema Solar.

Fonte: ESO

O asteroide 6 Hebe não é o único progenitor de meteoritos terrestres

A região entre Marte e Júpiter encontra-se repleta de corpos rochosos chamados asteroides. Estima-se que este cinturão de asteroides contenha milhões de pequenos corpos rochosos, sendo que cerca de 1,1 a 1,9 milhões destes objetos têm dimensões superiores a um quilômetro.

© ESO/VLT (asteroide 6 Hebe)

Pequenos fragmentos destes corpos caem frequentemente na Terra sob a forma de meteoritos. Curiosamente, 34% de todos os meteoritos encontrados na Terra são de um tipo particular: condritos-H. Pensa-se que estes meteoritos têm origem no mesmo corpo progenitor, e um potencial suspeito é o asteroide 6 Hebe, o qual pode ser visto na imagem acima.

Com aproximadamente 186 km de diâmetro e com o nome da deusa grega da juventude, 6 Hebe foi o sexto asteroide a ser descoberto, em meados do século XIX. Estas imagens foram obtidas durante um estudo deste pequeno mundo feito com o auxílio do instrumento SPHERE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, estudo este que pretendia testar a ideia de que os condritos-H teriam origem em 6 Hebe.

Os astrônomos modelaram a rotação e o formato 3D do 6 Hebe, ambos reconstruídos a partir das observações e usaram o modelo tridimensional para determinar o volume da maior depressão em 6 Hebe; muito provavelmente uma cratera de impacto de uma colisão que poderia ter criado vários meteoritos. No entanto, o volume da depressão é 5 vezes menor do que o volume total das famílias de asteroides próximas com composição de condritos-H, o que sugere que 6 Hebe não é afinal a única origem provável dos condritos-H.

Fonte: ESO

Catálogo com novos candidatos a exoplanetas

A equipe do telescópio espacial Kepler da Nasa lançou um catálogo que apresenta 219 novos candidatos a exoplanetas, 10 dos quais são de tamanho quase terrestre e orbitam na zona habitável de sua estrela, que é a distância de uma estrela onde a água líquida poderia agrupar na superfície de um planeta rochoso.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de exoplanetas orbitando sua estrela)

Esta é a versão mais abrangente e detalhada do catálogo de exoplanetas candidatos, que são planetas fora do nosso Sistema Solar, dos primeiros quatro anos de dados do telescópio espacial Kepler. É também o catálogo final da exploração do céu na constelação do Cygnus.

Com o lançamento deste catálogo, derivado de dados publicamente disponíveis no NASA Exoplanet Archive da NASA, existem agora 4.034 candidatos a exoplanetas identificados pelo Kepler. Dos quais, 2.335 foram comprovados como exoplanetas, sendo que cerca de 50 candidatos na zona habitável de tamanho terrestre detectados pelo Kepler, mais de 30 foram comprovados.

Além disso, os resultados usando dados do Kepler sugerem dois agrupamentos de tamanho distintos de planetas pequenos. Ambos os resultados têm implicações significativas para a busca de vida. O catálogo final do Kepler servirá de base para mais estudos para determinar a prevalência e a demografia dos planetas na galáxia, enquanto a descoberta das duas populações planetárias distintas mostra que cerca de metade dos planetas que conhecemos na galáxia não têm superfície, ou está sob uma atmosfera profunda e esmagadora, um ambiente improvável de hospedar a vida.

O telescópio espacial Kepler caça planetas detectando a minúscula queda no brilho de uma estrela que ocorre quando um planeta cruza em frente a ela, chamado de trânsito.

© NASA/Ames Research Center/W. Stenzel (novos candidatos a exoplanetas no catálogo do Kepler)

Esta é a oitava versão do catálogo de candidatos a exoplanetas do Kepler. Os dados coletados permitirão determinar quais as populações planetárias, desde os corpos rochosos do tamanho da Terra até gigantes de gás do tamanho de Júpiter, constituem a demografia planetária da galáxia.

Para garantir que muitos planetas não foram perdidos, a equipe apresentou seus próprios sinais simulados de trânsito do planeta no conjunto de dados e determinou quantos foram identificados corretamente como planetas.

Um grupo de pesquisa aproveitou os dados do Kepler para fazer medidas precisas de milhares de planetas, revelando dois grupos distintos de planetas pequenos. A equipe encontrou uma divisão limpa nos tamanhos de planetas rochosos, do tamanho da Terra e planetas gasosos menores que Netuno. Poucos planetas foram encontrados entre estes agrupamentos.

Usando o Observatório W. M. Keck no Havaí, o grupo mediu os tamanhos de 1.300 estrelas no campo de visão do Kepler para determinar os raios de 2.000 planetas com precisão requintada.

Parece que a natureza geralmente faz planetas rochosos até cerca de 75% maiores do que a Terra. Por razões que os cientistas ainda não entendem, cerca de metade destes planetas absorvem uma pequena quantidade de hidrogênio e hélio que aumentam dramaticamente seu tamanho, se juntando à população mais próxima do tamanho de Netuno.

Fonte: Ames Research Center

O impacto de campos magnéticos sobre estrelas emergentes

Durante décadas, os cientistas pensaram que as linhas do campo magnético que circulavam por estrelas recém-formadas eram poderosas e inflexíveis, criando material formador de estrelas.

© NRAO (ilustração das linhas do campo magnético próximas de protoestrela)

Mais recentemente, os astrônomos encontraram evidências tentadoras de que a turbulência em larga escala, longe de uma estrela nascente, pode arrastar os campos magnéticos à vontade.

Agora, uma equipe de astrônomos utilizando o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) descobriu um campo magnético surpreendentemente fraco e desorganizado muito perto de uma protoestrela recentemente emergente. Estas observações sugerem que o impacto dos campos magnéticos na formação de estrelas é mais complexo do que se pensava anteriormente.

Os pesquisadores mapearam o campo magnético em torno da protoestrela Ser-emb 8, que fica a cerca de 1.400 anos-luz de distância na região formadora de estrelas da Serpente. Estas novas observações são as mais sensíveis do campo magnético em pequena escala que cercam uma protoestrela. Elas também fornecem informações importantes sobre a formação de estrelas de baixa massa como nosso próprio Sol.

As observações anteriores com outros telescópios descobriram que os campos magnéticos que cercam algumas protoestrelas formam uma forma clássica de "ampulheta", uma marca registrada de um campo magnético forte, que começa perto da protoestrela e prolonga muitos anos-luz na nuvem circundante de poeira e gás.

O ALMA é capaz de estudar campos magnéticos nas pequenas escalas dentro de grupos formadores de estrelas, mapeando a polarização da luz emitida por grãos de poeira que se alinharam com o campo magnético.

Ao comparar a estrutura do campo magnético nas observações com simulações de supercomputadores de ponta em escalas de tamanho múltiplo, foi possível obter informações importantes sobre as etapas iniciais da formação de estrelas magnetizadas. As simulações que se estendem a partir de 140 UA (unidade astronômica, que é a distância média da Terra ao Sol) da protoestrela até o máximo de 17 anos-luz, foram realizadas pelos astrônomos Philip Mocz e Blakesley Burkhart, do CfA.

© ALMA (orientação do campo magnético na região em torno da protoestrela Ser-emb 8)

Na imagem acima a textura representa a orientação do campo magnético na região em torno da protoestrela Ser-emb 8, conforme medido pelo ALMA. A região cinza é a emissão de poeira de comprimento de onda milimétrica.

No caso de Ser-emb 8, os astrônomos pensam que capturaram o campo magnético original em torno da protoestrela, antes que o material de saída da estrela pudesse apagar a assinatura primitiva do campo magnético na nuvem molecular circundante.

Estas observações mostram que a importância do campo magnético na formação de estrelas pode variar amplamente de estrela para estrela. Esta protoestrela parece ter se formado em um ambiente fracamente magnetizado dominado pela turbulência, enquanto as observações anteriores mostram fontes que se formaram claramente em ambientes fortemente magnetizados. Estudos futuros irão revelar o quão comum são cada cenário.

Um artigo que descreve a pesquisa aparece no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory