Hubble detectou aglomerados de estrelas novas em galáxias distantes

Quando se trata do Universo distante, mesmo a visão afiada do telescópio espacial Hubble da NASA pode ir tão longe. Os detalhes mais finos exigem um planejamento inteligente e uma pequena ajuda de um alinhamento cósmico com uma lente gravitacional.

© STScI (aglomerados de estrelas detectados em galáxia longínqua)

Ao aplicar uma nova análise computacional a uma galáxia ampliada por uma lente gravitacional, os astrônomos obtiveram imagens 10 vezes mais nítidas do que o Hubble poderia conseguir por conta própria. Os resultados mostram o disco de uma galáxia de perfil com manchas brilhantes de estrelas recém-formadas.

A galáxia em questão está tão longe que a vemos como parecia há 11 bilhões de anos, apenas 2,7 bilhões de anos após o Big Bang. É uma das mais de 70 galáxias estudadas através de lente gravitacional pelo telescópio espacial Hubble, seguindo os alvos selecionados pelo Sloan Giant Arcs Survey (SGAS), que descobriu centenas de galáxias influenciados por lente gravitacional pesquisando dados de imagem de Sloan Digital Sky Survey (SDSS) cobrindo um quarto do céu.

A gravidade de um gigante aglomerado de galáxias entre a galáxia alvo e a Terra distorce a luz da galáxia mais distante, esticando-a em um arco e ampliando-a quase 30 vezes. A equipe teve que desenvolver um código computacional especial para remover as distorções causadas pela lente gravitacional e revelar o disco da galáxia como normalmente apareceria.

A imagem reconstruída resultante revelou duas dúzias de aglomerados de estrelas recém-nascidas, cada uma com cerca de 200 a 300 anos-luz. Estas teorias contraditórias sugerem que as regiões formadoras de estrelas no Universo distante eram muito maiores, 3.000 anos-luz ou mais de tamanho.

O disco da galáxia pareceria perfeitamente suave sem o aumento devido à ampliação da lente gravitacional.

Enquanto o Hubble destacou novas estrelas dentro da galáxia, o telescópio espacial James Webb da NASA descobrirá estrelas mais velhas e vermelhas que se formaram ainda mais cedo na história da galáxia. Ele também examinará qualquer poeira obscurecida dentro da galáxia.

Estas descobertas aparecem em um artigo publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters e dois artigos adicionais publicados no The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Raios X oriundos de Plutão

Uma vez considerado o corpo celeste mais externo do Sistema Solar, a designação de Plutão foi alterada pela União Astronômica Internacional em 2006, devido à descoberta de muitos novos objetos no Cinturão de Kuiper que eram de tamanho comparável.

© JHUAPL (ilustração de Plutão)

Apesar disso, Plutão continua sendo uma fonte de fascínio e um ponto focal de grande interesse científico. E mesmo depois do histórico voo conduzido pela sonda New Horizons em julho de 2015, muitos mistérios permanecem.

Além disso, a análise contínua dos dados da New Horizons revelou novos mistérios. Por exemplo, um estudo recente de uma equipe de astrônomos indicou que uma pesquisa do observatório de raios X Chandra revelou a presença de algumas emissões de raios X bastante fortes provenientes de Plutão. Isso foi inesperado e está fazendo com que os cientistas repensem o que eles achavam saber sobre a atmosfera de Plutão e sua interação com o vento solar.

No passado, muitos corpos do Sistema Solar foram observados emitindo raios X, que foram o resultado da interação entre o vento solar e os gases neutros. Tais emissões foram detectadas a partir de planetas como Vênus e Marte, devido à presença de argônio e/ou nitrogênio em suas atmosferas, mas também em corpos menores como cometas, que adquirem halos devido ao descarte.

  Sabe-se que Plutão tem uma atmosfera que muda de tamanho e densidade com as estações. Basicamente, à medida que o planeta atinge o periélio durante seu período orbital de 248 anos, uma distância de 4.436.820.000 km do Sol, a atmosfera engrossa devido à sublimação de nitrogênio congelado e metano na superfície.

A última vez que Plutão estava no periélio foi em 5 de setembro de 1989, o que significa que ainda estava experimentando o verão, quando a New Horizons fez seu voo. Enquanto estudava Plutão, a sonda detectou uma atmosfera que era principalmente composta por nitrogênio gasoso (N₂), juntamente com metano (CH₄) e dióxido de carbono (CO₂). Os astrônomos, portanto, decidiram procurar sinais de emissão de raios X provenientes da atmosfera de Plutão usando o observatório Chandra.

Antes do voo da New Horizons, a maioria dos modelos de atmosfera de Plutão esperava que ele fosse bastante estendido. No entanto, a sonda descobriu que a atmosfera estava menos prolongada e que sua taxa de perda era centenas de vezes menor que o previsto por estes modelos.

Sendo que a maioria dos modelos prévios da atmosfera de Plutão haviam previsto que ela fosse muito mais estendida, com uma taxa de perda estimada para espaço de ~ 10²⁷ a 10²⁸ mol/s de N₂ e CH₄, houve a tentativa de detectar a emissão de raios X criada por interações do vento solar com troca de carga de gás neutro de baixa densidade em torno de Plutão.

No entanto, depois de consultar os dados do Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) a bordo do Chandra, descobriu-se que as emissões de raios X provenientes de Plutão eram maiores do que isso permitiria. Em alguns casos, observaram-se fortes emissões de raios X provenientes de outros objetos menores no Sistema Solar, devido à dispersão de raios X solares por pequenos grãos de poeira compostos de carbono, nitrogênio e oxigênio.

Mas a distribuição de energia que observaram com os raios X de Plutão não foi consistente com esta explicação. Outra possibilidade é que eles podem ser devido a algum processo que focaliza o vento solar perto de Plutão, o que aumentaria o efeito de sua atmosfera modesta.

A emissão observada de Plutão não é conduzida pelas auroras. Se, devido à dispersão, teria que ser obtida por uma população única de grãos de neblina em nanoescala compostos de átomos de C, N e O na atmosfera fluorescente  de Plutão sob a exposição do Sol. Se for impulsionado pela troca de carga entre os íons do vento solar e moléculas de gás neutro (principalmente CH₄) escapando de Plutão, então o aumento da densidade e o ajuste da abundância relativa dos íons na região de interação perto de Plutão é necessário.

Por enquanto, a verdadeira causa destas emissões de raios X provavelmente permanecerá um mistério. E há necessidade de mais pesquisas quando se trata deste distante e mais massivo KBO (Kuiper Belt Objects). Felizmente, os dados fornecidos pela missão New Horizons provavelmente serão espalhados por décadas, revelando coisas novas e interessantes sobre Plutão, o Sistema Solar externo e como os mundos mais distantes de nosso Sol se comportam.

O estudo foi aceito para publicação na revista Icarus.

Fontes: Universe Today e Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

As estrelas mais rápidas da Via Láctea "fugiram" de outra galáxia

Um grupo de astrônomos mostrou que as estrelas mais rápidas da nossa Galáxia, que viajam tão depressa que conseguem escapar da atração gravitacional da Via Láctea, são estrelas fugitivas de uma galáxia muito menor em órbita da nossa.

© U. Cambridge/Amanda Smith (ilustração de uma estrela fugitiva)

Os pesquisadores da Universidade de Cambridge usaram dados do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) e simulações de computador para demonstrar que estas fugas estelares são originários da Grande Nuvem de Magalhães (GNM), uma galáxia anã em órbita da Via Láctea.

Estas estrelas em rápido movimento, conhecidas como estrelas hipervelozes, conseguiram escapar do seu lar original quando a explosão de uma estrela num sistema binário fez com que a outra voasse com tanta velocidade que conseguiu escapar à gravidade da GNM, tendo sido absorvida pela Via Láctea.

Os astrônomos pensaram primeiro que as estrelas hipervelozes, estrelas grandes e azuis, podiam ter sido expulsas do centro da Via Láctea por um buraco negro supermassivo. Outros cenários envolvendo galáxias anãs desintegrantes ou aglomerados estelares caóticos também podem explicar as velocidades destas estrelas, mas estes mecanismos não conseguem explicar porque é que só são encontradas numa determinada parte do céu.

Até à data, foram observadas cerca de 20 estrelas hipervelozes, principalmente no hemisfério norte, embora seja possível que existam muitas mais que só podem ser observadas no hemisfério sul.

Por que as estrelas hipervelozes podem ser encontradas principalmente nas constelações de Leão e Sextante?

Uma explicação alternativa para a origem das estrelas hipervelozes é que são fugitivas de um sistema binário. Nos sistemas binários, quanto mais perto estiverem as estrelas, mais rápido se orbitam uma à outra. Se uma estrela explodir como supernova, isso pode fragmentar o binário e a estrela restante é expelida à velocidade com que orbitava. A estrela remanescente é conhecida como estrela fugitiva. As estrelas fugitivas originárias da Via Láctea não são rápidas o suficiente para serem hipervelozes porque as estrelas azuis não podem orbitar suficientemente perto sem que as duas estrelas se fundam. Mas uma galáxia de rápido movimento poderá dar origem a estrelas velozes.

A GNM é a maior e mais rápida das dúzias de galáxias anãs em órbita da Via Láctea. Só tem 10% da massa da Via Láctea, de modo que as estrelas fugitivas mais rápidas, nascidas nesta galáxia anã, podem facilmente escapar à sua gravidade. A GNM orbita a Via Láctea a 400 km/s e a velocidade destas estrelas fugitivas é composta pela velocidade com que foram expelidas mais a velocidade da GNM. Este valor é alto o suficiente para se tornarem estrelas hipervelozes. Isto explica a sua posição no céu, porque as fugitivas mais rápidas são ejetadas ao longo da órbita da GNM na direção das constelações de Leão e Sextante.

Os pesquisadores simularam o nascimento e a morte de estrelas na GNM ao longo dos últimos dois bilhões de anos e anotaram todas as estrelas fugitivas. A órbita das estrelas fugitivas, depois de serem expulsas da GNM, foi então seguida numa segunda simulação que incluía a gravidade da GNM e a da Via Láctea. Estas simulações permitem antecipar onde encontrar estrelas fugitivas da GNM.

É prevista a existência de 10.000 estrelas fugitivas espalhadas pelo céu. Metade das estrelas simuladas que escaparam da GNM são rápidas o suficiente para escapar à gravidade da Via Láctea, tornando-as hipervelozes. Caso as estrelas hipervelozes, anteriormente conhecidas, sejam estrelas fugitivas, isso também explicaria a sua posição no céu.

As estrelas azuis e massivas terminam as suas vidas colapsando para uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, após centenas de milhões de anos, e as estrelas fugitivas não são diferentes. A maioria das estrelas fugitivas na simulação sucumbiu depois de serem expulsas da GNM. As estrelas de nêutrons e os buracos negros, deixados para trás, apenas continuam o seu caminho. Assim, além das estrelas fugitivas, os cientistas também estimam a existência de um milhão de estrelas de nêutrons e buracos negros trafegando através da Via Láctea.

O satélite Gaia da ESA lançará um catálogo de dados sobre bilhões de estrelas no próximo ano, e deverá haver uma trilha de estrelas hipervelozes no céu entre as constelações de Leão e Sextante no norte e a GNM no sul.

Os resultados foram apresentados dia 5 de julho no Encontro Nacional de Astronomia do Reino Unido e publicados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Cambridge

Detecção de molécula orgânica em Encélado

Cientistas revelaram a primeira detecção de uma molécula oriunda de Encélado através de um telescópio terrestre, com implicações para a busca da vida.

© NASA (Encélado dentro do anel E em órbita de Saturno)

A lua de Saturno, Encélado, cativa o interesse dos cientistas desde que foram descobertas plumas, ricas em água, expelidas a partir do seu polo sul. A descoberta foi feita pela sonda Cassini, que desde então atravessou as plumas e identificou compostos orgânicos.

Os resultados mais recentes, no entanto, foram obtidos com o radiotelescópio IRAM de 30 metros na Serra Nevada, Espanha, e revelam uma quantidade maior do que o esperado da molécula metanol em torno de Encélado.

Pensa-se que as plumas de Encélado tenham origem no escape de água oriunda de um oceano subsuperficial, através de fissuras na superfície gelada da lua. Eventualmente, estas plumas alimentam o segundo anel mais externo de Saturno, o anel-E. Pesquisas recentes encontraram quantidades similares de metanol nos oceanos da Terra e nas plumas de Encélado.

No entanto, o novo achado sugere que o material lançado por Encélado atravessa uma complexa viagem química assim que é expulso para o espaço.

"Descobertas recentes, de que as luas geladas no nosso Sistema Solar exterior podem abrigar oceanos de água líquida e ingredientes para a vida, desencadearam possibilidades excitantes da sua habitabilidade. Mas, neste caso, as nossas descobertas sugerem que o metanol está sendo produzido por reações químicas adicionais assim que a pluma é ejetada para o espaço, tornando improvável que seja uma indicação de vida em Encélado," afirma a Dra. Emily Drabek-Maunder, da Universidade de Cardiff.

A equipe sugere que a quantidade inesperadamente grande de metanol pode ter duas origens possíveis: ou uma nuvem de gás expelida por Encélado que ficou presa no campo magnético de Saturno, ou gás que se espalhou mais para o anel-E do planeta. Em ambos os casos, o metanol foi amplamente aumentado em comparação com as detecções nas plumas.

"As observações nem sempre são diretas. Para interpretar os nossos dados, precisamos da riqueza de informações que a Cassini nos forneceu acerca do ambiente de Encélado. Este estudo sugere que precisamos ter um certo grau de precaução no que toca a informar sobre a presença de moléculas que podem ser interpretadas como evidências de vida," ressalta o Dr. Dave Clements, do Departamento de Física do Imperial College em Londres.

A Cassini terminará a sua viagem daqui a poucos meses, deixando as observações remotas, tanto no solo como com telescópios espaciais, como a única possibilidade de explorar Saturno e as suas luas, pelo menos por enquanto.

"Este achado mostra que as detecções de moléculas em Encélado são possíveis usando instalações terrestres. No entanto, para compreender a química complexa destes oceanos subterrâneos, precisamos de mais observações diretas por futuras sondas que voem através das plumas de Encélado," conclui a Dra. Emily Drabek-Maunder.

O trabalho foi apresentado no passado dia 4 de julho pela Dra. Emily Drabek-Maunder no Encontro Nacional de Astronomia do Reino Unido.

Fonte: Imperial College London

Descobertas evidências de duas populações distintas de planetas gigantes

Uma equipe de pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA), descobriu provas observacionais da existência de duas populações distintas de planetas gigantes.

© ESO/L. Calçada (ilustração da formação de um planeta gigante gasoso em torno de uma estrela)

Até hoje foram detectados mais de 3.500 planetas orbitando estrelas semelhantes ao Sol. Apesar de resultados recentes apontarem para que a maioria dos planetas na nossa galáxia sejam rochosos como a Terra, também foi detectada uma grande população de planetas gigantes, com massas que podem ir até 10 ou 20 vezes a massa de Júpiter (que tem uma massa equivalente a 320 vezes a massa da Terra).

Uma grande parte da informação disponível acerca de como estes planetas se formam vem da análise da relação entre os planetas e a sua estrela progenitora. Os resultados obtidos anteriormente mostram, por exemplo, que há uma forte ligação entre a metalicidade da estrela e a frequência destes planetas. A massa da estrela parece também ter influência na eficiência da formação planetária.

Os mais recentes modelos de formação planetária sugerem que há dois grandes caminhos para a formação de gigantes gasosos. O chamado processo de acreção do núcleo diz que primeiro forma-se um núcleo de rocha/gelo, e que posteriormente este atrai para si o gás à sua volta, dando origem a um planeta gigante. O outro sugere que são instabilidades no disco protoplanetário que dão origem a bolas de gás, que por sua vez contraem até formar um planeta gigante.

Vardan Adibekyan (IA & Universidade do Porto) comenta: “A nossa equipe usou dados públicos de exoplanetas gigantes e obteve a interessante evidência observacional de que os planetas semelhantes a Júpiter e os seus primos de maior massa, com milhares de vezes a massa da Terra (dos quais não temos exemplo no Sistema Solar) se formam em ambientes diferentes, e compõem duas populações distintas.”

Objetos abaixo de 4 massas de Júpiter formam-se preferencialmente em estrelas ricas em metais. Já no regime entre 4 e 20 massas de Júpiter, as estrelas mãe tendem a ser mais massivas e pobres em metais, o que sugere que estes planetas gigantescos se formam através de um mecanismo diferente do dos seus irmãos de menor massa. Nuno Cardoso Santos (IA & Faculdade de Ciências da Universidade do Porto) acrescenta: “O resultado sugere que ambos os mecanismos podem estar atuando, o primeiro formando planetas de menor massa, e o outro sendo responsável pela formação dos de maior massa.”

Por um lado, os planetas gigantes de menor massa parecem formar-se por acreção, à volta de estrelas ricas em metais, enquanto os planetas mais massivos parecem formar-se principalmente por instabilidade gravitacional.

Para ajudar nesta compreensão, estão sendo feitas observações com o satélite GAIA (ESA), cuja sensibilidade permitirá a detecção de milhares de exoplanetas gigantes, em órbitas de longo período à volta de estrelas de diferentes massas. E no futuro próximo, missões como o CHEOPS e o PLATO, da ESA, ou o TESS, da NASA permitirão o estudo da relação massa-raio, que em conjunto com estudos da composição das atmosferas planetárias, com instrumentos como o ESPRESSO (VLT), o telescópio espacial James Webb (JWST) e o HIRES no ELT (ESO), irão estabelecer novas restrições aos processos de formação planetária.

O artigo “Observational evidence for two distinct giant planet populations” descrevendo o estudo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Espiral deslumbrante com coração ativo

Esta pitoresca galáxia espiral parece ser muito tranquila.

© ESO/VLT (M77)

No entanto, a aparência não corresponde de modo nenhum à realidade, já que a Messier 77 (M77), também conhecida por NGC 1068, é uma das galáxias ativas mais próximas de nós.

As galáxias ativas são os objetos mais energéticos e espetaculares do Universo, e os seus núcleos são frequentemente brilhantes para ofuscar o resto do brilho da galáxia. As galáxias ativas estão entre os objetos mais brilhantes do Universo, emitindo radiação em quase todos, senão todos, os comprimentos de onda, desde os raios gama e raios X até às microondas e ondas rádio. A M77 foi classificada como uma galáxia Seyfert do Tipo II, caracterizada por ser particularmente brilhante nos comprimentos de onda infravermelhos.

Esta imensa luminosidade é causada pela radiação intensa emitida pelo seu “motor” central, um disco de acreção que rodeia o buraco negro supermassivo. O material que cai em direção ao buraco negro é comprimido e aquecido a temperaturas extremamente elevadas, o que o leva a emitir enormes quantidades de energia. Pensa-se que este disco de acreção se encontra rodeado por uma estrutura espessa em forma de rosquinha constituída por gás e poeira, o chamado “torus”. Observações da M77 obtidas em 2003 conseguiram resolver tal estrutura com o auxílio do Interferômetro do VLT.

Esta imagem da M77 foi obtida em quatro bandas diferentes de comprimentos de onda representadas pelas cores azul, vermelho, violeta e cor de rosa (hidrogênio alfa). Cada comprimento de onda mostra uma característica diferente: por exemplo, o hidrogênio alfa rosado destaca as estrelas mais quentes e jovens que se formam nos braços em espiral, enquanto o vermelho mostra as finas estruturas filamentares do gás que rodeiam M77.

Foram encontrados filamentos vermelhos semelhantes em NGC 1275. Estas estruturas são frias, apesar de se encontrarem rodeadas de gás muito quente, com temperaturas de cerca de 50 milhões de graus Celsius. Os filamentos estão suspensos num campo magnético que mantém a sua estrutura, demonstrando assim como é que a energia emitida pelo buraco negro central é transferida para o gás circundante. Vemos também em primeiro plano uma estrela pertencente à Via Láctea, que mostra o efeito típico da difração. Adicionalmente, observam-se ainda muitas galáxias distantes, situadas depois dos braços espirais. Estes objetos aparecem-nos minúsculos e delicados quando comparados com a enorme galáxia ativa.

Situada a 47 milhões de anos-luz de distância na constelação da Baleia, a M77 é uma das galáxias mais remotas do catálogo de Messier. Inicialmente, Messier acreditava que o objeto altamente luminoso que ele observava através do seu telescópio se tratava de um aglomerado de estrelas, mas à medida que a tecnologia foi avançando a verdadeira estrutura da galáxia acabou por ser revelada.

Com aproximadamente 100.000 anos-luz de comprimento de uma ponta à outra, a M77 é também uma das maiores galáxias do catálogo de Messier, tão massiva que a sua gravidade faz com que as outras galáxias próximas se distorçam e deformem (Uma galáxia de perfil). NGC 1055 situa-se a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância. Trata-se de uma galáxia observada de perfil, ao contrário da M77. Esta Foto Astronômica do Dia mostra ambas as galáxias num campo com cerca do tamanho da Lua (A dupla de Cetus: M77 e NGC 1055).

Fonte: ESO

O nascimento turbulento de estrelas gêmeas

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), pesquisadores obtiveram uma pista crítica para um problema subjacente: como é que se formam os sistemas binários de grande separação?

© ALMA/Herschel (imagem composta do sistema jovem IRAS 04191+1523)

A imagem acima mostra uma composição do sistema jovem IRAS 04191+1523. O ALMA revelou os discos em torno de duas estrelas (branco) e um invólucro gasoso comum (amarelo). O tom avermelhado mostra a distribuição de uma nuvem densa vista no infravermelho longínquo, pelo observatório espacial Herschel.

Os pesquisadores descobriram estrelas gêmeas recém-nascidas, de massa muito baixa, com eixos de rotação desalinhados. Este desalinhamento indica que se formaram num par de nuvens de gás fragmentadas produzidas por turbulência, não através de evolução de gêmeas bem próximas uma da outra. Este achado apoia fortemente a teoria de fragmentação turbulenta da formação de estrelas binárias até ao regime subestelar.

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Jeong-Eun Lee da Universidade de Kyung Hee, Coreia, observou o sistema duplo jovem IRAS 04191+1523 com o ALMA. Graças à alta resolução do ALMA, foi possível observar com sucesso a rotação dos discos de gás em torno das estrelas gêmeas de massa muito baixa descobrindo que os eixos de rotação das duas estrelas estão desalinhados.

"Esta revelação é particularmente interessante porque as massas das duas estrelas, derivadas a partir dos nossos dados ALMA, correspondem a cerca de 10% da massa do Sol, o que é um valor muito baixo. Mas o nosso resultado é uma forte evidência de que os binários largos destas estrelas de massa muito baixa, e até as anãs marrons, se podem formar da mesma maneira que as estrelas normais, via fragmentação turbulenta," comenta Lee.

Mais de metade das estrelas no Universo nascem aos pares ou em sistemas múltiplos. Portanto, a determinação do mecanismo de formação das estrelas duplas é crucial para uma compreensão abrangente da evolução estelar.

Existem dois tipos de estrelas múltiplas: sistemas íntimos e sistemas amplamente separados. Os astrônomos testemunharam um sistema íntimo a ser formado através da fragmentação do disco de gás em torno das estrelas primogênitas. Por outro lado, não existem evidências claras de quão amplamente separados os sistemas se podem formar. Alguns pesquisadores assumem que um sistema íntimo evolui para um sistema amplo ao longo de milhões de anos devido a interações dinâmicas, mas outros acham que a turbulência numa nuvem de gás fragmenta a nuvem em seções menores e que se formam estrelas em cada uma das pequenas nuvens.

Com o objetivo de encontrar pistas sobre a formação de sistemas binários amplos, os cientistas selecionaram IRAS 04191+1523 como o alvo das suas observações com o ALMA. A separação das duas estrelas corresponde a mais ou menos 30 vezes a distância entre Netuno e o Sol e tal valor classifica-as como um binário largo. Estima-se que a idade do sistema seja muito inferior a meio milhão de anos, sendo um bom alvo para investigar a fase inicial da formação de binários amplos.

A equipe analisou o sinal das moléculas de dióxido de carbono nos discos para derivar o seu movimento e descobriu que os dois discos ao redor das estrelas não estão alinhados. O ângulo entre os eixos de rotação dos discos é de 77 graus.

"O sistema é demasiado jovem para o alinhamento dos eixos ter sido modificado pelas interações, assim que concluímos que este sistema foi formado pela fragmentação turbulenta de uma nuvem, não pela fragmentação e migração do disco," realça Lee.

Se um sistema binário é formado através da fragmentação do disco, o momento de rotação do gás alinha os eixos das duas estrelas. Este alinhamento seria mantido mesmo que a separação entre as duas aumentasse via interações de maré. O desalinhamento dos eixos do sistema IRAS 04191+1523 rejeita claramente este cenário.

Fonte: Observatório ALMA

A existência de buracos negros supermassivos em órbita um do outro

Pela primeira vez, astrônomos dizem que conseguiram observar e medir o movimento orbital entre dois buracos negros supermassivos a centenas de milhões de anos-luz da Terra, uma descoberta já esperada há mais de uma década.

© Josh Valenzuela (ilustração de dois buracos negros supermassivos orbitando-se um ao outro)

Karishma Bansal, estudante do Departamento de Física e Astronomia da Universidade do Novo México, juntamente com o professor Greg Taylor e colegas da Universidade de Stanford, do Observatório Naval dos EUA e do Observatório Gemini, têm vindo a estudar a interação entre estes buracos negros há já 12 anos.

No início de 2016, uma equipe internacional de pesquisadores, trabalhando no projeto LIGO, detectou a existência de ondas gravitacionais, confirmando a previsão com 100 anos de Albert Einstein e surpreendendo a comunidade científica. Estas ondas gravitacionais foram o resultado de dois buracos negros de massa estelar (+/-30 massas solares) colidindo no espaço. Agora, graças a esta pesquisa mais recente, os cientistas serão capazes de começar a compreender o que leva à fusão de buracos negros supermassivos que criam ondulações no tecido do espaço-tempo e começar a aprender mais sobre a evolução das galáxias e sobre o papel que estes buracos negros desempenham.

Usando o VLBA (Very Long Baseline Array), uma rede composta por 10 radiotelescópios espalhados pelos EUA e operado em Socorro, no estado do Novo México, pesquisadores foram capazes de observar várias frequências rádio emitidas por estes buracos negros supermassivos. Ao longo do tempo, os astrônomos foram essencialmente capazes de traçar a sua trajetória e de confirmá-los como um sistema binário visual. Por outras palavras, observaram estes buracos negros em órbita um do outro.

Para Taylor, a descoberta é o resultado de mais de 20 anos de trabalho e uma façanha incrível dada a precisão necessária para obter estas medições. A mais ou menos 750 milhões de anos-luz da Terra, a galáxia 0402+379 e os buracos negros supermassivos no seu interior, estão incrivelmente longe; mas também estão à distância perfeita da Terra, e entre eles, para serem observados.

Bansal realça que estes buracos negros supermassivos têm uma massa combinada de 15 bilhões de massas solares. O tamanho inacreditável destes buracos negros significa que o seu período orbital é de cerca de 24.000 anos; apesar da equipe já os observar há uma década, ainda não conseguiram ver a menor das curvaturas na sua órbita.

"Imagine um caracol à superfície do recém-descoberto planeta parecido com a Terra em órbita de Proxima Centauri - a 4,243 anos-luz de distância - movendo-se a 1 cm/s; este é o movimento angular que obtivemos aqui," comenta Roger W. Romani, professor de Física na Universidade de Stanford e membro da equipe de pesquisa.

Embora a realização técnica desta descoberta seja realmente surpreendente, a pesquisa também nos pode ensinar mais sobre o Universo, sobre a origem das galáxias e da evolução futura.

A continuação da observação da órbita e da interação entre estes dois buracos negros supermassivos também pode ajudar na melhor compreensão do futuro da nossa própria Galáxia. Atualmente, a Galáxia de Andrômeda, que também tem um buraco negro supermassivo no seu centro, está num percurso de colisão com a Via Láctea, o que significa que o evento que está sendo observado atualmente, pode ocorrer na nossa Galáxia daqui a alguns bilhões de anos.

Os pesquisadores farão outra observação do sistema daqui a três ou quatro anos para confirmar o movimento e obter uma órbita precisa. Entretanto, a equipe espera que esta descoberta incentive trabalhos relacionados de outros astrônomos espalhados pelo globo.

Um artigo foi publicado recentemente na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of New Mexico

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