Primeira luz para infraestrutura de óptica adaptativa de vanguarda

O telescópio principal 4 (Yepun) do Very Large Telescope (VLT) do ESO acaba de ser transformado num telescópio completamente adaptativo.

© ESO (IC 4406)

Após mais de uma década de planejamento, construção e testes, a nova Infraestrutura de Óptica Adaptativa (sigla do inglês, AOF) viu sua primeira luz com o instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), tendo captado imagens extraordinariamente nítidas de nebulosas planetárias e galáxias. A junção da infraestrutura com o MUSE constitui um dos sistema tecnológicos mais avançados e poderosos construídos até hoje para a astronomia terrestre. O MUSE é um espectrógrafo de campo integral, um instrumento poderoso que produz um conjunto de dados tridimensionais do objeto pretendido, onde cada pixel da imagem corresponde a um espectro da radiação emitida pelo objeto. Isto significa que o instrumento cria milhares de imagens ao mesmo tempo, cada uma a um comprimento de onda diferente, obtendo assim uma enorme quantidade e variedade de informação.

A óptica adaptativa trabalha para compensar os efeitos de distorção da atmosfera terrestre, permitindo assim ao MUSE obter imagens muito mais nítidas e com um contraste duas vezes melhor do que anteriormente. O MUSE pode agora estudar objetos do Universo ainda mais fracos.

Na sequência de uma quantidade de testes feitos no sistema, a equipe de astrônomos e engenheiros viu o seu trabalho recompensado com uma série de belas imagens. Os astrônomos conseguiram observar as nebulosas planetárias IC 4406, situada na constelação do Lobo, e NGC 6369, situada na constelação do Serpentário (ou Ofiúco). As observações do MUSE obtidas com a AOF mostraram enormes melhorias na nitidez das imagens, revelando estruturas em concha nunca antes observadas em IC 4406.

© ESO (NGC 6369)

A AOF, que tornou possíveis estas observações, é composta por muitas partes que trabalham em conjunto, incluindo a Infraestrutura de Quatro Estrelas Guia Laser (4LGSF) e o espelho secundário deformável muito fino do telescópio principal 4. A 4LGSF lança raios laser de 22 watts para o céu, fazendo brilhar os átomos de sódio que existem na atmosfera superior e produzindo pontos de luz no céu que imitam estrelas. Sensores no módulo de óptica adaptativa GALACSI (Ground Atmospheric Layer Adaptive Corrector for Spectroscopic Imaging) usam estas estrelas artificiais para determinar as condições da atmosfera.

O sistema AOF calcula mil vezes por segundo as correções que devem ser aplicadas para alterar a forma do espelho secundário deformável do telescópio, de modo a compensar os distúrbios atmosféricos. Em particular, o GALACSI corrige a turbulência existente na camada atmosférica que se estende até um quilômetro acima do telescópio. A turbulência atmosférica varia com a altitude, dependendo das condições, no entanto estudos mostram que a maioria dos distúrbios atmosféricos ocorrem nesta primeira camada da atmosfera. O que o sistema AOF faz é essencialmente equivalente a elevarmos o VLT 900 metros no ar, suprimindo a camada mais turbulenta da atmosfera.

As correções rápidas e contínuas aplicadas pela AOF melhoram a qualidade da imagem ao concentrarem a luz, que forma imagens mais nítidas e permite ao MUSE resolver detalhes mais minuciosos e detectar estrelas mais fracas do que anteriormente possível. Atualmente, o GALACSI corrige um grande campo de visão, mas este é apenas o primeiro passo para levar a óptica adaptativa ao MUSE. Está sendo preparado um segundo modo do GALACSI, com a primeira luz prevista para o início de 2018. Este modo de campo estreito corrigirá a turbulência a qualquer altitude, permitindo observar campos menores com ainda mais resolução.

Um dos objetivos científicos principais do sistema é observar objetos tênues no Universo longínquo com a melhor qualidade de imagem possível, o que requer tempos de exposição de muitas horas. Os astrônomos estão interessados em observar as galáxias menores e mais fracas que se encontram às maiores distâncias. Tratam-se de galáxias em formação que são cruciais para a compreensão da formação galáctica.

O MUSE não será o único instrumento a se beneficiar da AOF. Num futuro próximo, outro sistema de óptica adaptativa chamado GRAAL ficará disponível com o instrumento infravermelho HAWK-I, tornando mais nítida a sua visão do Universo. E em seguida virá um novo instrumento muito poderoso, ERIS. O desenvolvimento destes sistemas de óptica adaptativa poderão ser utilizados no Extremely Large Telescope (ELT) do ESO.

Fonte: ESO

David e Golias galáctico

A dança gravitacional entre duas galáxias em nosso bairro local levou a características visuais intrigantes em ambos, como testemunhou nesta nova imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1512 e NGC 1510)

A minúscula NGC 1510 e sua vizinha colossal NGC 1512 estão no início de uma longa fusão, um processo crucial na evolução da galáxia. Apesar do seu tamanho diminuto, a NGC 1510 teve um efeito significativo na estrutura da NGC 1512 e na quantidade de formação de estrelas.

As galáxias possuem uma variedade de formas e tamanhos, sendo classificadas com base em sua aparência. A NGC 1512, a grande galáxia à esquerda nesta imagem, é classificada como uma espiral barrada, composta de estrelas, gás e poeira cortando seu centro. A pequena NGC 1510 à direita, por outro lado, é uma galáxia anã. Apesar de seus tamanhos muito diferentes, cada galáxia afeta a outra outro através da gravidade, causando mudanças lentas em suas aparências.

A barra na NGC 1512 atua como um funil cósmico, canalizando a matéria-prima necessária para a formação de estrelas do anel externo no núcleo da galáxia. Este conduto de gás e poeira na NGC 1512 abastece o nascimento de estrelas intensas no reluzente disco interno azulado conhecido como anel circundante de estrelas, que abrange 2.400 anos-luz.

Tanto a barra como o anel de formação estelar são considerados pelo menos em parte como resultado do conflito cósmico entre as duas galáxias, uma fusão que tem ocorrido há 400 milhões de anos.

© Hubble (NGC 1512)

A NGC 1512, que foi observada pelo Hubble no passado conforme imagem acima, também abriga uma segunda região mais serena e formadora de estrelas em seu anel externo. Este anel é pontilhado com dezenas de regiões HII, onde grandes partes de gás hidrogênio estão sujeitas a radiação intensa de estrelas próximas e recém-formadas. Esta radiação faz com que o gás brilhe e crie os brilhantes nós de luz vistos ao longo do anel.

Notavelmente, a NGC 1512 se estende ainda mais do que podemos ver nesta imagem, além do anel externo, mostrando braços espirais envolvendo a NGC 1510. Estes braços enormes são contorcidos por fortes interações gravitacionais com a NGC 1510 e a acreção de material dela. Mas estas interações também estão afetando a NGC 1510.

A constante força de maré de sua vizinha girou o gás e a poeira na NGC 1510 e iniciou a formação de estrelas que é ainda mais intensa do que na NGC 1512. Isso faz com que a galáxia brilhe com a tonalidade azul que é indicativa de novas estrelas quentes.

A NGC 1510 não é a única galáxia que experimentou as intensas forças de maré gravitacional da galáxia NGC 1512. As observações feitas em 2015 mostraram que as regiões externas dos braços espirais da NGC 1512 faziam parte de uma galáxia separada e mais velha. Esta galáxia foi destruída e absorvida pela NGC 1512, assim como está fazendo agora com a NGC 1510.

O par unido demonstra como as interações entre as galáxias, mesmo que sejam de tamanhos muito diferentes, podem ter uma influência significativa nas suas estruturas, alterando a dinâmica do seu gás e poeira constituintes e até provocando explosões de estrelas. Tais interações entre galáxias e fusões de galáxias, em particular, desempenham um papel fundamental na evolução galáctica.

Veja outros detalhes acessando: O anel interno da galáxia espiral NGC 1512.

Fonte: ESA

Descubra o aglomerado

Esta imagem, obtida com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO, mostra o céu estrelado em torno do aglomerado de galáxias PLCKESZ G296.6-31.3.

© ESO (aglomerado de galáxias PLCKESZ G296.6-31.3)

O aglomerado propriamente dito é inicialmente difícil de localizar, aparecendo como um conjunto sutil de galáxias amareladas próximo do centro da imagem.

PLCKESZ G296.6-31.3 é composto por cerca de 1.000 galáxias, enormes quantidades de gás quente e matéria escura. É por isso que o aglomerado tem uma massa total de 530 trilhões de vezes a massa do Sol!

Quando observamos PLCKESZ G296.6-31.3 a partir da Terra, o vemos através da periferia da Grande Nuvem de Magalhães, uma das galáxias satélite da Via Láctea. A Grande Nuvem de Magalhães abriga mais de 700 aglomerados estelares, além de centenas a milhares de estrelas gigantes e supergigantes. É por isso que a maioria dos objetos cósmicos captados nesta imagem são estrelas e aglomerados estelares que se encontram no interior da Grande Nuvem de Magalhães.

O telescópio MPG/ESO de 2,2 metros encontra-se em operação no Observatório de La Silla do ESO desde 1984. Este telescópio tem sido utilizado numa variedade de estudos científicos de vanguarda, incluindo pesquisas pioneiras na área das explosões de raios gama, as explosões mais potentes do Universo. O instrumento Wide Field Imager de 67 milhões de pixels, montado no foco Cassegrain do telescópio, tem obtido imagens detalhadas de objetos fracos e distantes desde 1999.

Os dados utilizados para compor esta imagem foram selecionados a partir do arquivo do ESO, no âmbito do concurso Tesouros Escondidos.

Fonte: ESO

Formação estelar intensa na região de Westerhout 43

Escondida da nossa visão, a região formadora de estrelas de Westerhout 43 é revelada nesta imagem de infravermelho distante, do observatório espacial Herschel da ESA.

© Herschel (região Westerhout 43)

Esta nuvem gigante, onde uma multidão de estrelas massivas ganha vida no vento e na poeira, está a quase 20.000 anos-luz do Sol, na constelação de Aquila, a Águia.

Agregando mais de sete milhões de Sóis, esta região abriga mais de 20 viveiros estelares, que estão sendo aquecidos pela poderosa luz de estrelas recém-nascidas. Estes eixos de formação de estrelas destacam-se em tons azuis, contra o ambiente amarelo e vermelho mais frio.

Aninhado na bolha azul brilhante de gás, no centro da imagem, encontra-se um conjunto de estrelas Wolf-Rayet e OB, extremamente quentes e massivas, que em conjunto são mais de um milhão de vezes mais brilhantes do que o nosso Sol. Esta bolha, que hospeda as sementes que crescerão em vários novos aglomerados estelares, é um dos locais de nascimento mais prolíficos das estrelas na nossa galáxia.

Uma fábrica estelar menos extrema, mas ainda muito ativa, é o grande complexo de bolhas azuis visíveis na imagem, à direita. Ao examinar as imagens do Herschel, os astrônomos encontraram evidências do que parece ser uma rede de filamentos que ligam estes dois centros intensos de formação de estrelas.

Localizado numa região muito dinâmica da Via Láctea, na transição entre a barra central da Galáxia e um dos seus braços espirais, Westerhout 43 é um excelente laboratório para estudar como as estrelas, especialmente as massivas, tomam forma na colisão de dois grandes fluxos de matéria interestelar.

Explorar as regiões formadoras de estrelas, por toda a nossa Galáxia, com detalhes sem precedentes, foi um dos principais objetivos do Herschel, que foi lançado em 2009 e operado durante quase quatro anos, observando o céu em comprimentos de onda do infravermelho distante e submilimétrico. Sensível ao calor da pequena fração de poeira fria, misturada com as nuvens de gás onde as estrelas se formam, fotografar tais regiões densas de gás onde novas estrelas estão nascendo, permiti estudar a ação em detalhe.

Esta imagem de três cores combina as observações do Herschel em 70 micrômetros (azul), 160 micrômetros (verde) e 250 micrômetros (vermelho) e abrange cerca de 3º no lado longo; o norte é para cima e o leste para a esquerda. A imagem foi obtida como parte do projeto Hi-GAL da Herschel, que criou todo o plano da Via Láctea em cinco faixas infravermelhas diferentes.

Fonte: ESA

ALMA capta formação estelar em ação

Uma estrela parecida com o Sol está se formando a cerca de 500 anos-luz da Terra: a BHB07-11 é a mais nova de um grupo de estrelas recém-nascidas dentro da Nebulosa do Cachimbo em Ophiuchus.

© MPE/ALMA (emissão de poeira ao redor da  protoetrela BHB07-11)

A imagem de rádio acima de 1,3 milímetros obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revela a emissão de poeira ao redor da  protoetrela BHB07-11. O disco central denso é cercado por um envelope de poeira em forma de espiral.

As protoetrelas neste aglomerado têm colapsado da maior nuvem de gás, mas elas ainda não inflamaram a fusão, ainda estão crescendo, alimentando-se dos discos empoeirados que os cercam.

Agora, novas observações do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revelaram que a BHB07-11 em detalhes requintados o seu disco permitindo elucidar como as estrelas se formam.

Um aspecto que há muito tempo é difícil de entender é como o gás em colapso perde sua rotação inicial (aleatória). O gás dentro das nuvens das estrelas tendem a preservar seu momento angular. Então, para que o gás realmente colapse em uma estrela, primeiro ele deve perder a sua rotação; geralmente, isso significa que o material realmente tem que deixar a protoestrela, na forma de jatos e ventos, para que outro material colapse para dentro.

As observações foram realizadas em quatro comprimentos de onda. O primeiro, com um comprimento de onda de 1,3 milímetros, captou o pouco calor que é emitido pela poeira fria. A imagem de 1,3 milímetros revela o disco empobrecido que está alimentando a estrela, que se estende até 80 UA, aproximadamente duas vezes mais longe da estrela que Plutão é do Sol.

Os outros três comprimentos de onda captaram a emissão de determinadas moléculas (dois isótopos de monóxido de carbono e um de formaldeído), que rastreiam a atividade gasosa no disco. Estas imagens mostram que na extremidade do disco, entre 90 e 130 UA da estrela, forças magnéticas e centrífugas estão se combinando para lançar um vento desequilibrado.

"As saídas bipolares alimentadas a partir de discos são características comuns em estrelas jovens, mas nosso estudo mostra que uma fração significativa desta saída provavelmente é alimentada na extremidade externa do disco," diz Felipe Alves do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, na Alemanha.

O que está acontecendo é que o gás está colapsando, no disco e em direção à estrela, arrastando linhas do campo magnético com ele. Esta ação influencia o campo magnético, de modo que as linhas do campo assumem uma forma de ampulheta. O gás dentro do disco continua caindo, mas todas as partículas de gás ligeiramente acima ou abaixo do disco sentirão uma força centrífuga que os dispara ao longo das linhas do campo magnético.

Estas observações do ALMA são as primeiras a identificar o ponto de lançamento exato, onde a força magneto-centrífuga provoca a saída do fluxo de gás para uma localização na própria borda do disco da estrela.

Fonte: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik

A Via Láctea pode ser constituída com permuta de gás

As galáxias podem parecer "universos insulares" prístinos, trocando estrelas e gás somente quando se chocam uma com a outro.

© Hubble (galáxia espiral NGC 4911)

Os ventos estelares e as supernovas produzem grandes quantidades de gás fora de suas galáxias de acolhimento, algumas das quais descem de volta. Se lançado de maneira consistente, o gás pode escapar permanentemente para o espaço intergaláctico, onde pode ser apanhado por outras galáxias.

Usando as simulações FIRE de alta definição, Daniel Anglés-Alcázar (Universidade Northwestern) e colegas examinaram mais de perto estes processos bem conhecidos. A equipe observou a evolução do tempo cósmico de múltiplos sistemas de galáxias, cada um com um tipo diferente de galáxia no meio. A soberba resolução do FIRE permitiu que a equipe rastreasse as partículas de gás enquanto fluíam nestes sistemas, saindo e voltando para as galáxias individuais e entre a galáxia central e as que a rodeiam.

A equipe descobriu que as galáxias estão coletando muito mais material de outras galáxias do que se pensava anteriormente. Trabalhos anteriores sugeriram muito pouco do gás na Via Láctea viria de outras galáxias, talvez 10 a 20%. Os números do FIRE são muito mais elevados: cerca de 20% a 60% do gás na Via Láctea moderna é intergaláctico, ou seja, o material expelido de uma galáxia e coletado por outra.

No Universo atual, a troca de gás entre as galáxias através de ventos galácticos pode até ser a maneira dominante de uma grande galáxia adquirir material, superando a importância do gás frio e não processado.

O novo resultado pode causar uma complicação interessante. Os astrônomos estudam a história das diferentes estruturas de uma galáxia e populações estelares usando as composições das estrelas: uma maior fração de elementos pesados, ou metais, geralmente significa que as estrelas formadas a partir de gás já processado por gerações anteriores de estrelas. Mas se as galáxias estão trocando gás, isso prejudica o estudo sobre o que está acontecendo dentro de uma galáxia e como ela cresceu?

Por um lado, a transferência intergaláctica não é tão importante quando uma galáxia está construindo um disco espiral e uma protuberância central. Além disso, o enriquecimento de metal que o gás sofre dentro de uma galáxia pode ser muito mais determinante. Por outro lado, a transferência intergaláctica ou a reciclagem da mesma galáxia podem deixar algum tipo de impressão digital de metalicidade. Se assim for, a impressão poderia fornecer um teste observacional para estas simulações.

Os resultados foram relatados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Sky & Telescope

Marte pode ser a própria fonte dos asteroides troianos

É um dos principais mistérios do Sistema Solar interno: como Marte, um mundo minúsculo apenas um décimo da massa da Terra, captura seu os asteroides troianos que compartilham a órbita?

© Weizmann Institute of Science (ilustração da origem dos troianos de Marte)

Os troianos são asteroides que co-orbitam antes de Marte, no ponto Lagrangiano L4 ou atrás dele no ponto L5. Estas regiões são estáveis ​​porque a atração gravitacional do planeta equilibra a do Sol. Os asteroides troianos foram descobertos em torno de Júpiter, Urano, Netuno, Vênus e Marte. (Somente um troiano (2010 TK7) foi descoberto relacionado à Terra, embora a missão Osiris-REX para 101955 Bennu esteja atualmente à procura de mais.

Muitos estudos sugeriram que o cinturão de asteroides, que fica apenas fora da órbita de Marte, pode ter sido a fonte dos troianos de Marte. Agora, um estudo aponta para uma nova fonte possível: o próprio planeta Marte.

O estudo usou as observações do Infrared Telescope Facility da NASA, com base no Observatório Mauna Kea no Havaí, para analisar os espectros de dois troianos de Marte: o 311999 (inicialmente designado 2007 NS2) e o 385250 (2001 DH47). A luz refletida destes asteroides mostra uma banda de absorção ampla em torno de 1 mícron, consistente com a presença de olivina, um mineral raro em asteroides, mas comum na crosta de Marte.

"Os asteroides como este são muito raros no cinturão principal de asteroides (0,4%)," diz David Polishook, do Weizmann Institute of Science, Israel. "Portanto, as chances de que os poucos asteroides capturados por Marte sejam asteroides ricos em olivinas é extremamente baixa". Mas os rovers marcianos e orbitadores e até os meteoritos marcianos recuperados na Terra mostraram que o próprio planeta Marte oferece um amplo suprimento de olivina.

O 5261 Eureka é o prototípico asteroide troiano de Marte, e também é conhecido por ter uma composição rica em olivinas. Dos nove troianos de Marte atualmente conhecidos, sete pertencem a um único agrupamento, do qual Eureka é o maior membro, que trilha Marte no ponto L5.

O 5261 Eureka foi descoberto por David Levy e Henry Holt em 1990. Estudos anteriores datam o asteroide com cerca de 1 bilhão de anos. Os asteroides associados no agrupamento provavelmente foram expulsos do corpo principal através do efeito Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack (YORP): ao longo de milhões de anos, o aquecimento solar girou Eureka, que agora gira em seu eixo, uma vez a cada 2,7 horas.

A olivina é o nome de um grupo de minerais de silicato de ferro-magnésio, que são comuns no manto, mas desmambram rapidamente na superfície. Até agora, a olivina foi detectada na Terra, na Lua, em Marte e na região de Rheasilvia do asteroide Vesta.

Uma região tentadora de Marte que os pesquisadores gostariam de ver melhor é Nili Fossae. O rover Spirit da NASA também detectou quantidades consideráveis ​​de olivina quando examinou a grande rocha Adirondack em 2004.

Uma janela para observações favoráveis ​​dos troianos de Marte se abre no período de março a abril de 2018. Existem alguns troianos menores adicionais do agrupamento Eureka que ainda não foram observados com um espectrômetro. Análises espectrais podem ser capazes de estabelecer uma ligação entre estes troianos e uma área específica em Marte.

O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Weizmann Institute of Science

Primeiro avistamento de uma exolua?

Uma equipe liderada por David Kipping da Columbia University detectou o que poderia ser a primeira evidência de um exolua.

© Science Photo Library (ilustração de uma exolua e seu exoplaneta)

Uma exolua é uma lua em órbita em um exoplaneta. Muitas luas foram encontradas em nosso Sistema Solar e muitos planetas fora dele, mas até à data, ninguém captou a evidência de uma lua em órbita de um destes exoplanetas. Isso pode mudar, já que a equipe que estuda dados do telescópio espacial Kepler acredita que eles encontraram uma forte evidência de uma lua que gira em torno de um exoplaneta que está orbitando em uma estrela chamada Kepler-1625.

Os exoplanetas são encontrados observando o escurecimento das estrelas que ocorre quando um planeta passa entre a Terra e a estrela, o método de trânsito. Uma lua seria encontrada aproximadamente do mesmo modo, procurando por escurecimento que ocorre na luz refletida de um planeta causada pelo trânsito de uma lua. Kipping e sua equipe relatam que gravaram três escurecimetos do planeta. A descoberta possui uma confiança estatística ligeiramente acima de 4 sigma, mas existe a possibilidade de que o escurecimento tenha outra causa. O sistema estelar está a aproximadamente 4.000 anos-luz de distância, o que significa que a luz do planeta é extremamente fraca. A escassez de análogos galileanos em torno de planetas quentes coloca a primeira forte restrição nos modelos de formação de exoluas até à data.

A equipe espera que seus achados sejam verificados por dados do telescópio espacial Hubble, que oferece dados muito melhores, em algum momento no futuro próximo. Mas enquanto os pesquisadores esperam, eles já estão desenvolvendo teorias sobre a exolua; se ela realmente existe, então teria que ser muito maior que a nossa Lua para detectá-lo, talvez tão grande como Netuno. Isso significaria que o planeta que está orbitando também é bastante grande, provavelmente tão grande quanto Júpiter. Se for este o caso, seu tamanho sugere que provavelmente se formou depois das luas em nosso Sistema Solar. Ela também seria a primeira e a maior lua já observada.

Fonte: Columbia University

A história de três cidades estelares

A partir de novas observações obtidas com o Telescópio de Rastreio do  Very Large Telescope (VST) do ESO, astrônomos descobriram três populações distintas de estrelas bebês no aglomerado da Nebulosa de Órion.

© ESO/G. Beccari (Nebulosa de Órion)

Esta descoberta inesperada ajuda a compreender melhor como é que se formam este tipo de aglomerados, sugerindo que a formação estelar pode acontecer em surtos, onde cada um ocorre numa escala de tempo muito mais rápida do que se pensava anteriormente.

A câmera OmegaCAM de grande angular óptica montada no VST captou de forma detalhada a Nebulosa de Órion e o seu aglomerado associado de estrelas jovens, dando origem a esta imagem. Este objeto é uma das maternidades estelares mais próximas da Terra, onde nascem tanto estrelas de grande como de pequena massa, situada a cerca de 1.350 anos-luz de distância.

Uma equipe de astrônomos, liderada pelo astrônomo do ESO Giacomo Beccari, usou estes dados de qualidade sem precedentes para medir de forma precisa o brilho e as cores de todas as estrelas do aglomerado da Nebulosa de Órion. Estas medições permitiram aos astrônomos determinar a massa e idade das estrelas. Surpreendentemente, os dados revelaram três populações estelares distintas de idades diferentes nas regiões centrais de Órion.

Monika Petr-Gotzens, também do ESO, explicou, “Este resultado é extremamente significativo. O que estamos vendo é que, neste aglomerado, as estrelas na fase inicial das suas vidas não se formaram todas em simultâneo, o que quer dizer que o nosso conhecimento sobre a formação de estrelas em aglomerados pode ter que ser modificado.”

Os astrônomos investigaram cuidadosamente a possibilidade dos diferentes brilhos e cores de algumas das estrelas terem origem em estrelas companheiras escondidas, em vez de indicarem idades diferentes, o que faria com que as estrelas parecessem mais brilhantes e vermelhas do que o são na realidade. No entanto, esta explicação implicaria a existência de propriedades bastante diferentes destes pares, propriedades que nunca foram observadas anteriormente. Outras medições das estrelas, tais como velocidades de rotação e espectros, apontam também para que as suas idades sejam diferentes, sendo que as estrelas mais jovens giram mais depressa enquanto que as estrelas mais velhas giram mais devagar.

“Embora não possamos ainda refutar formalmente a possibilidade destas estrelas serem binárias, parece muito mais natural aceitar que estamos observando três gerações de estrelas que se formaram em sucessão durante um intervalo de tempo de cerca de 3 milhões de anos,” concluiu Beccari.

Os novos resultados sugerem fortemente que a formação estelar no aglomerado da Nebulosa de Órion ocorre em surtos e mais rapidamente do que se pensava anteriormente.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “A Tale of Three Cities: OmegaCAM discovers multiple sequences in the color­ magnitude diagram of the Orion Nebula Cluster,” de G. Beccari et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Um trio em Sagitário

Estas três nebulosas brilhantes são frequentemente apresentadas em explorações telescópicas da constelação de Sagittarius e os campos repletos de estrelas da Via Láctea central.

© Josep Drudis (M8, M20 e NGC 6559)

De fato, o explorador cósmico do século XVIII Charles Messier catalogou duas delas: M8, a nebulosa grande acima e esquerda do centro, e a nebulosa colorida M20 perto da parte inferior da imagem. A terceira região de emissão inclui a NGC 6559, à direita da M8 e separada da nebulosa maior por uma faixa de poeira escura.

Todas as três são viveiros estelares a cerca de cinco mil anos-luz de distância. Mais de uma centena de anos-luz em toda a extensão da M8, também é conhecida como Nebulosa da Lagoa. O apelido popular da M20 é Nebulosa Trífida. O gás hidrogênio incandescente cria a cor vermelha dominante das nebulosas de emissão.

Em contraste impressionante, os tons azuis na Nebulosa Trífida são devidos à luz refletida pela poeira. O panorama composto colorido foi gravado com dois telescópios diferentes para captar uma imagem de campo largo da área e visualizações individuais próximas com maior resolução.

Fonte: NASA

A matéria-prima de estrelas em aglomerados galácticos do Universo jovem

A colaboração internacional SpARCS (Spitzer Adaptation of the Red-sequence Cluster Survey), sediada na Universidade da Califórnia, em Riverside, combinou observações de vários dos telescópios mais poderosos do mundo para realizar um dos maiores estudos, até agora, do gás molecular, a matéria-prima que alimenta a formação estelar em todo o Universo, em três dos mais distantes aglomerados galácticos já descobertos, detectados numa época em que o Universo tinha apenas 4 bilhões de anos.

© Hubble/Bill Snyder (Galáxia do Girino)

A Galáxia do Girino, também conhecida como UGC 10214 ou Arp 188, é uma galáxia espiral perturbada que mostra correntes de gás expelido por interações gravitacionais com outra galáxia. O gás molecular é o ingrediente necessário para formar estrelas em galáxias do Universo jovem.

Os aglomerados são regiões raras do Universo que consistem de grupos íntimos de centenas de galáxias que contêm bilhões de estrelas, bem como gás quente e a misteriosa matéria escura. Em primeiro lugar, os pesquisadores usaram observações espectroscópicas do observatório W. M. Keck em Mauna Kea, Havaí, e do VLT (Very Large Telescope) no Chile para confirmar que 11 galáxias eram membros, formadores de estrelas, de três grupos massivos. Em seguida, os cientistas obtiveram imagens, através de vários filtros, com o telescópio espacial Hubble, que revelaram uma surpreendente diversidade na aparência das galáxias, onde algumas já haviam formado grandes discos com braços espirais.

Um dos telescópios utilizados foi o extremamente sensível ALMA (Atacama Large Millimeter Array), capaz de detectar diretamente as ondas de rádio emitidas pelo gás molecular encontrado nas galáxias do Universo jovem. As observações do ALMA permitiram a determinação da quantidade de gás molecular em cada galáxia e forneceram a melhor medição, até agora, da quantidade de combustível disponível para formar estrelas.

As propriedades das galáxias nestes aglomerados foram comparadas com as propriedades das "galáxias de campo" (galáxias situadas em ambientes mais típicos com menos vizinhos próximos). Para sua surpresa, descobriram que as galáxias nos aglomerados tinham quantidades maiores de gás molecular em relação à quantidade de estrelas nas galáxias de campo. A descoberta intrigou a equipe porque é há muito sabido que quando uma galáxia cai para um aglomerado, as interações com outros membros galácticos e com o gás quente aceleram o desligamento da formação estelar em relação a uma galáxia de campo parecida (o processo é conhecido como extinção ambiental).

Se as galáxias dos enxames tiverem mais combustível disponível, seria de esperar que formassem mais estrelas do que as galáxias de campo e, no entanto, isto não acontece.

Existem várias explicações: é possível que este ambiente quente e hostil dos aglomerados, onde existem muitas galáxias vizinhas, perturbe o gás molecular a tal ponto que apenas uma pequena fração deste gás forme efetivamente estrelas. Alternativamente, é possível que um processo ambiental, como o aumento da atividade de fusão nas galáxias do aglomerado, resulte nas diferenças observadas entre as populações do aglomerado e das galáxias de campo.

A equipe do SpARCS desenvolveu novas técnicas, usando observações infravermelhas do telescópio espacial Spitzer da NASA, para identificar centenas de aglomerados galácticos anteriormente desconhecidos no Universo jovem. No futuro, planejam estudar uma amostra maior de aglomerados. A equipe recebeu recentemente tempo adicional no ALMA, no observatório W. M. Keck e no telescópio espacial Hubble para continuar a investigar como a vizinhança na qual uma galáxia vive determina por quanto tempo pode continuar formando estrelas.

Os resultados foram publicados recentemente na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of California (Riverside)

Descoberto o maior superaglomerado do Universo

Uma equipe de astrônomos do Inter University Centre for Astronomy & Astrophysics (IUCAA) e Indian Institute of Science Education and Research (IISER), ambos em Pune, Índia, e pesquisadores de duas outras universidades indianas, uma das maiores estruturas do Universo, denominada Sarasvati, um superaglomerado de galáxias localizado na direção da constelação de Peixes, a cerca de 4 bilhões de anos-luz da Terra.

© IUCAA (superaglomerado de galáxias Sarasvati)

A imagem acima mostra dois mais massivos aglomerados de galáxias no superaglomerado Sarasvati: o Abell 2631 (esquerda) e o ZwCl 2341.1+ 0000 (à direita). O Abell 2631 reside no núcleo do superaglomerado Sarasvati. O superaglomerado Sarasvati tem um total de 43 aglomerados de galáxias.

Os cientistas descobriram o superaglomerado Sarasvati usando imagens do projeto astronômico Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Ele  é uma das maiores estruturas conhecidas no Universo próximo, e é observado como era quando o Universo tinha cerca de 10 bilhões de anos de idade.

As estruturas de grande escala no Universo são reunidas hierarquicamente, em galáxias, juntamente com gás associado e matéria escura, sendo agrupadas em aglomerados, que são organizados com outros grupos, filamentos e grandes regiões vazias preenchendo a rede cósmica que abrange o Universo observável.

Os superaglomerados são as maiores estruturas cósmicas, constituídos por uma cadeia de galáxias, ligadas pela gravidade, muitas vezes se estendendo a várias centenas de vezes o tamanho de aglomerados de galáxias, constituídos por dezenas de milhares de galáxias. O superaglomerado Saraswati recém-descoberto, por exemplo, se estende por uma escala de 600 milhões de anos-luz e pode conter o equivalente em massa de mais de 20 quatrilhões de sóis.

A descoberta destas estruturas extremamente grandes obriga os astrônomos a repensar as teorias populares de como o Universo obteve sua forma atual, a partir de uma distribuição de energia mais ou menos uniforme após o Big Bang. Para entender sua formação e evolução, é preciso identificar estes superaglomerados e estudar de perto o efeito de seu ambiente nas galáxias.

Sarasvati é uma palavra que tem raízes indo-europeias, é um nome encontrado em textos indianos antigos para se referir ao rio principal em torno do qual viviam os povos da antiga civilização indiana. É também o nome da deusa celestial que é a guardiã dos rios celestiais. Na Índia moderna, Sarasvati é adorada como a deusa do conhecimento, da música, da arte, da sabedoria e da natureza, ou seja, a musa de toda a criatividade.

A Via Láctea faz parte de um superaglomerado chamado Laniakea, anunciado em 2014 por Brent Tully na Universidade do Havaí e colaboradores.

Esta nova descoberta foi publicada na última edição da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: IUCAA

Uma poderosa supernova próxima da galáxia Circinus

Esta imagem composta mostra as regiões centrais da Circus Circinus, localizada a cerca de 12 milhões de anos-luz de distância.

© Chandra/Hubble (galáxia Circinus e supernova SN 1996cr)

Os dados do observatório de raios X Chandra da NASA são mostrados em azul e os dados do telescópio espacial Hubble são mostrados em amarelo ("I-band"), vermelho (emissão de hidrogênio), ciano ("V-band") e azul claro (emissão de oxigênio). A fonte brilhante e azul, perto do canto inferior direito da imagem, está a supernova SN 1996cr, que foi identificada ao longo de uma década depois que explodiu.

As imagens ópticas dos arquivos do telescópio anglo-australiano na Austrália mostram que a supernova SN 1996cr explodiu entre 28 de fevereiro de 1995 e 15 de março de 1996. Entre as cinco supernovas mais próximas dos últimos 25 anos, a SN 1996cr é a única que não foi vista pouco depois da explosão. Talvez não tenha sido notado pelos astrônomos na época, porque só era visível no hemisfério sul, que não é tão amplamente monitorado quanto o norte.

A supernova foi primeiramente destacada em 2001 como um objeto brilhante e variável em uma imagem do Chandra. Apesar de algumas propriedades excepcionais, sua natureza permaneceu obscura até anos mais tarde, quando os cientistas puderam confirmar que este objeto era uma supernova. Indícios de dados do Very Large Telescope (VLT) do European Southern Observatory (ESO)levaram a equipe a pesquisar arquivos de dados de 18 telescópios diferentes, tanto no espaço como em terra. Este é um exemplo notável da nova era da "astronomia da internet".

A galáxia Circinus é um alvo popular para astrônomos porque contém um buraco negro supermassivo que está crescendo ativamente, e mostra uma forte formação estelar. Também está próximo, a apenas cerca de 4 vezes a distância da galáxia de Andrômeda (M31). Portanto, os arquivos públicos de telescópios contêm dados abundantes desta galáxia.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Visão dupla

A NGC 7098 situa-se a cerca de 95 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Oitante.

© ESO/VLT (NGC 7098)

A NGC 7098 é uma galáxia espiral intrigante com vários grupos de estruturas duplas. O primeiro destes grupos é o duo de estruturas em forma de anel que se enrolam à volta do coração nebuloso da galáxia, os braços espirais da NGC 7098. Esta região central abriga uma segunda estrutura dupla: uma barra dupla.

A NGC 7098 também desenvolveu estruturas chamadas ansas, visíveis sob a forma de traços pequenos e brilhantes situados em cada ponta da região central. As ansas são áreas visíveis de grande densidade e que normalmente tomam formas lineares, circulares ou em nó, podendo ser encontradas nas extremidades dos sistemas de anéis planetários, em nuvens difusas e, como é o caso da galáxia NGC 7098, em partes de galáxias que estão repletas de estrelas.

Esta imagem foi criada a partir de dados obtidos pelo instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph), instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal. Também está visível na imagem um conjunto de galáxias distantes, sendo a mais proeminente uma pequena galáxia espiral vista de perfil do lado esquerdo da NGC 7098, chamada ESO 048-G007.

Fonte: ESO

A interação de duas galáxias espirais

Esta imagem do telescópio espacial Hubble exibe um lindo par de galáxias espirais se interagindo com braços girando.

© Hubble (NGC 6786 e LEDA 62867)

A menor das duas, chamada LEDA 62867 e posicionadao à esquerda da imagem, parece estar segura por enquanto, mas provavelmente será engolida pela galáxia espiral maior, a NGC 6786 (à direita). Já existe algum distúrbio visível em ambas as componentes.

O par é o número 538 no Catálogo de Pares de Galáxias de Karachentsev. Uma supernova foi vista explodindo na grande espiral em 2004. A NGC 6786 está localizado na constelação de Draco, o Dragão, a cerca de 350 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Fonte: Space Telescope Science Institute