A atividade da galáxia Mrk 533

Se você acha que sua vida está ocupada, imagine a vida da Mrk 533, também denominada NGC 7674, uma galáxia espiral barrada localizada na direção da constelação de Pegasus.

© Hubble (Mrk 533)

Esta galáxia ativa é o membro maior e mais brilhante de seu grupo, e suas forças de maré são testemunho de sua existência conturbada, onde as interações com seus companheiros estão literalmente dilacerando a galáxia em todas as direções.

Uma destas interações pode ter chegado um pouco perto demais. Novas observações relatadas na Nature Astronomy revelam uma fonte de rádio dupla no centro de Mrk 533, possivelmente a emissão de um par de buracos negros supermassivos separados por apenas 0,35 parsec (1 ano-luz). O par mais próximo de buracos negros supermassivos conhecidos até agora, descobertos na galáxia 0402+379, orbita 24 anos-luz.

As atrações gravitacionais de galáxias menores provavelmente são responsáveis ​​pelo gás que está colapsando e abastecendo o par de buracos negro no núcleo da Mrk 533. Mesmo que vejamos o rosto da galáxia, as observações mostram que vemos os buracos negros centrais, e um grosso véu de poeira e gás que esconde grande parte da emissão. Preeti Kharb (National Centre for Radio Astrophysics, Índia) e colegas usaram o Very Long Baseline Interferometer (VLBI) para compartilhar este véu e o núcleo da Mrk 533. Explorando várias frequências de rádio, a equipe descobriu que a única fonte de emissão de rádio ocorreu em duas fontes a 15 GHz.

Uma possibilidade é que as ondas de rádio emanam de um par de buracos negros supermassivos com uma massa combinada de 400 milhões de sóis, orbitando um ao outro durante um ano-luz. Se assim for, então este é o par mais próximo de buracos negros centrais detectados através de imagem direta.

Espera-se que grandes galáxias cresçam por fusão com outras galáxias, e as galáxias maiores possuem um buraco negro supermassivo. Portanto, é natural que algumas galáxias grandes nos estágios tardios de uma fusão não acolheriam um, mas dois buracos negros. Mas tais pares, especialmente os próximos, provaram ser surpreendentemente difíceis de serem encontrados.

Sem muitos exemplos para orientá-los, os teóricos se esforçaram para entender como dois buracos negros supermassivos oscilam mutuamente numa velocidade tremenda, podendo perder bastante impulso angular para se fundirem. Pode ser que as interações dos buracos negros com gás e poeira circundantes os ajudem a se unirem.

Este núcleo duplo de rádio duplo ainda é rotulado como um candidato a binário de buraco negro supermassivo. As observações do VLBI apenas detectam a fonte dupla na Mrk 533 em uma única frequência, é difícil esgueirar os espectros das fontes e descartar alternativas para a emissão de rádio. É possível, por exemplo, que uma das fontes de rádio seja um buraco negro, mas o outro é simplesmente o jato do buraco negro em vez de outro buraco negro.

Entretanto, existem alguns fatores que favorecem o cenário do duplo buraco negro. Por exemplo, os pequenos jatos emissores de rádio da Mrk 533, que prorrogam cerca de 2.000 anos-luz, têm uma forma Z incomum. Esta morfologia é pensada como resultado dos efeitos combinados da fusão da galáxia seguida pela formação do binário massivo.

Fonte: Sky & Telescope

Progenitora da Supernova de Tycho não era quente nem luminosa

Uma equipe internacional de cientistas da Universidade de Monash (Melbourne, Austrália), das Universidades de Townson e Pittsburgh (EUA) e do Instituto Max Planck para Astrofísica, lançou nova luz sobre as origens da famosa supernova de Tycho.

© Chandra/DSS (remanescente de supernova de Tycho)

A pesquisa desmantela a visão comum de que a supernova de Tycho teve origem em uma anã branca, que acretava lentamente matéria da sua companheira num sistema binário.

As supernovas do Tipo Ia (SNe Ia) servem como "velas padrão" da cosmologia observacional moderna; também desempenham um papel vital na evolução química galáctica. No entanto, a origem destas gigantescas explosões cósmicas permanece incerta. Embora exista um consenso quase universal de que as SNe Ia sejam resultado da interrupção termonuclear de uma anã branca, composta por carbono e oxigênio, atingindo o limite de massa de Chandrasekhar (cerca de 1,4 vezes a massa do nosso Sol), a natureza exata das suas progenitoras é ainda desconhecida. A anã branca pode estar acumulando gradualmente matéria de uma estrela companheira, alcançando assim o limite de massa de Chandrasekhar, e a partir deste ponto começar a fuga nuclear; ou a explosão nuclear pode ser desencadeada pela fusão de duas anãs brancas num sistema binário compacto. Estes dois cenários diferem dramaticamente ao nível de emissão eletromagnética esperada da progenitora durante os milhões de anos que antecedem a explosão.

Uma anã branca que acumula material da estrela companheira torna-se uma fonte abundante de raios X e radiação UV extrema, o canônico cenário de acreção implica uma progenitora quente e luminosa que ioniza todo o gás circundante dentro de um raio de  aproxidamente 10 a 100 parsecs (cerca de 300 anos-luz), a chamada esfera de Strömgren. Depois da anã branca desencadear a explosão de supernova, a fonte da emissão ionizante desaparece. No entanto, o gás interestelar demora muito tempo para se recombinar e para se tornar novamente neutro, uma nebulosa ionizada continuará existindo em torno da supernova até mais ou menos 100.000 anos após a explosão. Assim, a detecção de pequenas quantidades de gás neutro na vizinhança da supernova pode ajudar a colocar restrições sobre a temperatura e luminosidade da progenitora.

Há 445 anos, Tycho Brahe observou uma nova estelar no céu noturno. Mais brilhante que Vênus quando apareceu pela primeira vez, desvaneceu ao longo do ano seguinte. Hoje, sabemos que Tycho tinha observado uma perturbação nuclear de uma anã branca, uma supernova do Tipo Ia. Graças à sua história e proximidade relativa com a Terra, a supernova de Tycho é um dos exemplos mais bem documentados de uma supernova do Tipo Ia.

A partir de observações ópticas do remanescente de supernova, nota-se que hoje ainda se expande para o gás principalmente neutro. Assim, usando o próprio remanescente como uma sonda do seu ambiente, foi possível excluir progenitoras luminosas e quentes que teriam produzido uma esfera de Strömgren maior que o raio do remanescente atual (~3 parsecs). Isto exclui, conclusivamente, anãs brancas que queimam, estavelmente, combustível nuclear (fontes de raios X), bem como a emissão de disco de uma anã branca com a massa de Chandrasekhar que acumularia mais de uma massa solar em aproximadamente 100 milhões de anos (novas recorrentes). A ausência de uma circundante esfera de Strömgren é consistente com a fusão de um binário composto por duas anãs brancas, embora outros cenários mais exóticos também sejam possíveis.

A pesquisa foi publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Astrophysics

Resolvendo o mistério das lâminas gigantes de gelo em Plutão

A missão New Horizons da NASA revolucionou o nosso conhecimento de Plutão quando passou pelo mundo distante em julho de 2015. Entre as suas muitas descobertas havia imagens de formações estranhas que se comparavam a gigantes lâminas de facas, cuja origem permanecia um mistério.

© NASA/JHUAPL/SwRI/New Horizons (terreno laminado de Plutão)

Agora, os cientistas apresentaram uma explicação fascinante para este "terreno laminado": as estruturas são feitas quase inteiramente de metano gelado, e provavelmente foram formadas como um tipo específico de erosão que esculpiu as suas superfícies, deixando para trás figuras dramáticas e divisões acentuadas.

Estes sulcos geológicos irregulares encontram-se às maiores altitudes da superfície de Plutão, perto do seu equador, e podem subir muitas dezenas de metros no céu. São das características mais intrigantes de Plutão, e parece agora que as lâminas estão relacionadas com o clima complexo e a história geológica de Plutão.

Uma equipe liderada pelo membro da New Horizons, Jeffrey Moore, pesquisador do Ames Research Center da NASA, determinou que a formação deste terreno laminado começa com o congelamento do metano na atmosfera a altitudes extremas em Plutão, da mesma maneira que a geada congela no chão aqui da Terra, ou até mesmo num congelador.

Este terreno consiste de depósitos altos de gelo de metano, ao contrário de apenas formar grandes gotas de gelo no chão. Parece que Plutão sofre variação climática e, por vezes, quando Plutão está um pouco mais quente, o metano gelado começa basicamente a evaporar-se, ou seja, sofre sublimação.

Podem ser encontradas estruturas semelhantes em campos de neve de alta altitude ao longo do equador da Terra, embora a uma escala muito diferente das lâminas em Plutão. As estruturas terrestres, chamadas penitentes, são formações de neve com apenas alguns metros de altura, com semelhanças impressionantes com o terreno muito maior e mais laminado em Plutão. A sua textura pontiaguda também se forma através da sublimação. Um exemplo de penitentes podem ser encontradas no lado sul da planície Chajnantor no Chile.

Esta erosão do terreno laminado de Plutão indica que o seu clima sofreu mudanças ao longo de grandes períodos de tempo - uma escala de milhões de anos - que provocam esta atividade geológica em curso. As condições climáticas iniciais permitiram com que o metano congelasse a superfície de alta elevação, mas à medida que o tempo avançava, estas condições mudaram, fazendo com que o gelo se transformasse em gás.

Como resultado desta descoberta, sabemos agora que a superfície e o ar de Plutão são, aparentemente, muito mais dinâmicos do que se pensava anteriormente.

A identificação da natureza do exótico terreno laminado também nos leva mais perto de compreender a topografia global de Plutão. A sonda New Horizons forneceu dados espetaculares e de alta resolução de um lado do planeta anão, o chamado hemisfério de encontro, e observou o outro lado de Plutão em menor resolução.

Uma vez que o metano foi agora ligado a altas elevações, os cientistas podem usar dados que indicam onde o metano está presente no globo de Plutão para inferir quais os locais mais elevados. Isto fornece uma oportunidade para mapear as altitudes de algumas partes da superfície de Plutão não captadas em alta resolução, onde os terrenos laminados também parecem existir.

Embora a cobertura detalhada do terreno laminado de Plutão compreenda apenas uma pequena área, os pesquisadores da NASA e seus colaboradores foram capazes de concluir, a partir de vários tipos de dados, que estes sulcos afiados podem ser uma característica generalizada no chamado "lado distante" de Plutão, ajudando a desenvolver uma melhor compreensão da geografia global do planeta anão, do seu presente e do seu passado.

Fonte: Icarus

Detectadas ondas gravitacionais da fusão de um buraco negro binário

A colaboração LIGO e a colaboração Virgo anunciaram a primeira detecção conjunta de ondas gravitacionais com os detectores LIGO e Virgo.

© LIGO Caltech (mapa das ondas gravitacionais)

As áreas de origem da onda gravitacional são mapeadas através do céu neste gráfico. Nota-se que quanto menor é a área (GW170814) maior precisãoé a localização da fonte com três detectores.

Esta é a quarta detecção anunciada de um sistema composto por dois buracos negros e o primeiro sinal de onda gravitacional significativa registado pelo detector Virgo, e realça o potencial científico de uma rede de três detectores de ondas gravitacionais.

A observação dos três detectores foi feita no dia 14 de agosto de 2017 às 10:30:43 (UTC). Os dois detectores LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), localizados em Livingston, Louisiana e Hanford, Washington, ambos nos EUA, e o detector Virgo, localizado perto de Pisa, Itália, detectaram um sinal transiente de onda gravitacional produzido pela coalescência de dois buracos negros de massa estelar.

As ondas gravitacionais detectadas - ondulações no espaço e no tempo - foram emitidas durante os momentos finais da fusão de dois buracos negros com massas de mais ou menos 31 e 25 vezes a massa do Sol, localizados a 1,8 bilhões de anos-luz de distância. O buraco negro daí resultante tem aproximadamente 53 vezes a massa do nosso Sol, o que significa que cerca de 3 massas solares foram convertidas em energia de ondas gravitacionais durante a coalescência.

"Este é apenas o início das observações com a rede do Virgo e dos LIGO, trabalhando juntos," comenta David Shoemaker, do Massachusetts Institute of Technology (MIT).

O Advanced LIGO é uma segunda geração de detector de ondas gravitacionais que consiste de dois interferômetros idênticos em Hanford e Livingston, EUA, e usa interferometria laser de precisão para detectar ondas gravitacionais. Desde o início das observações em setembro de 2015, o Advanced Ligo realizou duas campanhas de observação. A segunda campanha de observação, "O2", teve lugar entre os dias 30 de novembro de 2016 e 25 de agosto de 2017.

O Advanced Virgo é o instrumento de segunda geração construído e operado pela colaboração Virgo para procurar ondas gravitacionais. Com o fim das observações do detector original em outubro de 2011, começou a integração do detector Advanced Virgo. Em abril deste ano o detetor avançado começou a trabalhar normalmente.

O detector Virgo juntou-se à campanha O2 no dia 1 de agosto de 2017 as 10:00 (UTC). A detecção em tempo real do dia 14 de agosto foi desencadeada com dados dos três instrumentos. O Virgo é, de momento, menos sensível que o LIGO, mas dois algoritmos de pesquisa independentes, baseados em toda a informação disponível dos três detectores, demonstrou também a evidência de um sinal nos dados do Virgo.

No geral, o volume do Universo que provavelmente contém a fonte encolheu por mais de um fator de 20 quando passando de uma rede composta por dois detectores para uma rede de três detectores. A região do céu em que GW170814 está localizado tem um tamanho de apenas 60 graus quadrados, mais de 10 vezes menor do que com os dados de apenas os dois interferômetros do LIGO; além disso, a precisão na qual a distância à fonte foi medida beneficia também com a adição do Virgo.

Uma área menor de busca permite observações de acompanhamento com telescópios e satélites à procura de eventos cósmicos capazes de produzir ondas gravitacionais e emissões de luz, como a colisão de estrelas de nêutrons.

"À medida que aumentamos o número de observações na rede internacional de ondas gravitacionais, não só melhoramos a localização da fonte, mas também recuperamos informações melhoradas de polarização que fornecem melhores dados sobre a orientação dos objetos em órbita bem como permitem novos testes da teoria de Einstein," comenta Fred Raab, diretor associado do LIGO para as operações de observação.

As instalações eletromagnéticas parceiras do LIGO e VIRGO, espalhadas pelo mundo, não detectaram uma contrapartida do evento GW170814, semelhante às três observações anteriores pelo LIGO das fusões de buracos negros. Os buracos negros produzem ondas gravitacionais, mas não produzem luz.

"Com esta primeira detecção conjunta pelos detectores LIGO e Virgo, demos um passo em frente no cosmos das ondas gravitacionais," afirma David H. Reitze do Caltech, diretor executivo do Laboratório LIGO. "O Virgo traz com ele uma nova e poderosa capacidade para detectar e melhor localizar fontes de ondas gravitacionais, que sem dúvida levará a resultados excitantes e imprevistos no futuro."

Um artigo sobre o evento foi aceito para publicação na revista Physical Review Letters.

Fonte: California Institute of Technology

As estranhas estruturas da Nebulosa Saturno

A nebulosa planetária NGC 7009, ou Nebulosa Saturno, emerge da escuridão como uma série de bolhas de forma estranha, brilhando em tons de rosa e azul.

© ESO/J. Walsh (Nebulosa Saturno)

Esta imagem colorida foi obtida pelo instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, no âmbito de um estudo que mapeou pela primeira vez a poeira no interior de uma nebulosa planetária. O mapa, que nos revela estruturas intricadas na poeira, incluindo conchas, um halo e uma estrutura em forma de onda, ajudará os astrônomos a compreender como é que as nebulosas planetárias desenvolvem estranhas formas e simetrias.

A Nebulosa Saturno situa-se a aproximadamente 5.000 anos-luz de distância na constelação do Aquário. Seu nome deriva da sua estranha forma, que faz lembrar o planeta com anéis, visto de perfil.

Na realidade, as nebulosas planetárias não têm nada a ver com planetas. A Nebulosa Saturno era originalmente uma estrela de pequena massa, que se expandiu para formar uma gigante vermelha no final da sua vida, começando a libertar as suas camadas mais exteriores. Este material foi empurrado por ventos estelares fortes e energizado por radiação ultravioleta emitida pelo núcleo estelar quente deixado para trás, criando assim uma nebulosa circunstelar de poeira e gás quente de cores brilhantes. No coração da Nebulosa encontra-se a estrela condenada, visível nesta imagem, e que está no processo de se tornar uma anã branca. As nebulosas planetárias têm geralmente uma vida curta; a Nebulosa Saturno durará apenas algumas dezenas de milhares de anos antes de se expandir e arrefecer tanto que se tornará invisível para nós. A estrela central irá desvanecer-se à medida que se transforma numa anã branca.

De modo a compreendermos melhor como é que as nebulosas planetárias se moldam nestas formas estranhas, uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Jeremy Walsh do ESO, usou o instrumento MUSE para observar o interior dos véus de poeira da Nebulosa Saturno. O MUSE além de imagens obtém também informações sobre o espectro de luz de um objeto em cada ponto da imagem.

A equipe usou o MUSE para produzir os primeiros mapas ópticos detalhados do gás e poeira na nebulosa planetária. A imagem resultante revela muitas estruturas intricadas, incluindo uma concha interna elíptica, uma concha externa e um halo. A imagem também mostra duas correntes já observadas anteriormente, que se estendem a partir de cada ponta do eixo mais longo da nebulosa, terminando em asas brilhantes.

Curiosamente, a equipe descobriu ainda na poeira uma estrutura em forma de onda, a qual não se compreende bem. A poeira distribui-se por toda a nebulosa, mas existe uma diminuição significativa na quantidade existente na periferia da concha interior, onde parece que a poeira está sendo destruída. Existem vários mecanismos potenciais para esta destruição. A concha interior é essencialmente uma onda de choque em expansão, por isso pode estar se chocando com os grãos de poeira, destruindo-os, ou alternativamente pode estar produzindo um efeito de calor extra que fará evaporar a poeira.

Mapear as estruturas de gás e poeira situadas no núcleo de nebulosas planetárias ajuda-nos a compreender melhor a sua função na vida e morte das estrelas de pequena massa, além de nos ajudar igualmente a perceber como é que as nebulosas planetárias adquirem as suas formas estranhas e complexas.

As capacidades do MUSE, no entanto, vão bem além das nebulosas planetárias. Este instrumento é capaz de estudar a formação de estrelas e galáxias no Universo primordial, assim como mapear a distribuição de matéria escura em aglomerados de galáxias no Universo próximo. O MUSE criou também o primeiro mapa tridimensional dos Pilares da Criação na Nebulosa da Águia e obteve imagens de uma colisão cósmica numa galáxia próxima de nós.

Fonte: ESO

Estudando galáxias similares à Via Láctea

A galáxia mais estudada do Universo, a Via Láctea, pode não ser tão "típica" quanto se pensava anteriormente, de acordo com um novo estudo.

© SDSS (imagem óptica de uma galáxia irmã da Via Láctea)

A Via Láctea, que é o lar da Terra e do seu Sistema Solar, hospeda várias dúzias de galáxias satélite menores. Estas galáxias orbitam a Via Láctea e são úteis na compreensão da nossa própria Galáxia.

Os primeiros resultados do levantamento SAGA (Satellites Around Galactic Analogs) indicam que as galáxias satélite da Via Láctea são muito mais tranquilas do que outros sistemas comparáveis em termos de luminosidade e ambiente. Muitos satélites destas galáxias "irmãs" estão produzindo ativamente novas estrelas, mas as da Via Láctea são principalmente inertes.

Segundo os pesquisadores, isto é significativo, porque muitos modelos para o que sabemos sobre o Universo dependem de galáxias que se comportam de forma semelhante à Via Láctea.

"Nós usamos a Via Láctea e os seus arredores para estudar absolutamente tudo," afirma a astrofísica Marla Geha, da Universidade Yale. "Surgem centenas de estudos por ano sobre matéria escura, cosmologia, formação estelar e formação galáctica, usando a Via Láctea como guia.

O levantamento SAGA começou há cinco anos atrás com o objetivo de estudar as galáxias satélite em torno de 100 irmãs da Via Láctea. Até ao momento, estudou oito outros sistemas idênticos ao da Via Láctea, que os cientistas dizem ser uma amostra demasiado pequena para chegar a conclusões definitivas. O SAGA espera ter estudado 25 irmãs da Via Láctea nos próximos dois anos.

"O nosso trabalho coloca a Via Láctea num contexto mais amplo," comenta a pesquisadora do SAGA Risa Wechsler, astrofísica do Instituto Kavli da Universidade de Stanford. "O Levantamento SAGA vai fornecer uma compreensão crítica da formação das galáxias e da natureza da matéria escura."

Wechsler, Geha e sua equipe dizem que vão continuar melhorando a eficiência de encontrar satélites em torno de irmãs da Via Láctea. "Eu quero realmente saber a resposta à pergunta 'A Via Láctea é única, ou totalmente normal?'," comenta Geha.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Yale University

Morte por supernova revela vínculo com nascimento estelar

Pensava-se, anteriormente, que as moléculas e as poeiras fossem completamente destruídas pelas gigantescas explosões de supernova. No entanto, pela primeira vez, os cientistas descobriram que não é bem o caso.

© Chandra/Hubble/ALMA (Supernova 1987A)

Um grupo de cientistas identificou duas moléculas previamente não detectadas: formilum (HCO+) e monóxido de enxofre (SO) no remanescente de supernova 1987A. Tendo explodido originalmente em fevereiro de 1987, a Supernova 1987A está localizada a 163.000 anos-luz de distância na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da nossa própria Via Láctea.

O Dr. Mikako Matsuura, da Escola de Física e Astronomia da Universidade de Cardiff, disse: "Esta é a primeira vez que encontramos estas espécies de moléculas dentro das supernovas, o que questiona os nossos pressupostos de que estas explosões destroem todas as moléculas e poeiras presentes no interior de uma estrela." Estas moléculas recém-identificadas eram acompanhadas por substâncias como monóxido de carbono (CO) e óxido de silício (SiO), que já tinham sido detectadas anteriormente.

A descoberta destas moléculas inesperadas abre a possibilidade de que a morte explosiva das estrelas forma nuvens residuais de gás que arrefecem abaixo dos -200ºC, resultando nos vários elementos pesados sintetizados que começam a abrigar moléculas, produzindo o que é apelidado de "fábrica de poeira". "O que é mais surpreendente é que estas fábricas de moléculas ricas são geralmente encontradas em condições onde as estrelas nascem. A morte de estrelas massivas pode, portanto, levar ao nascimento de uma nova geração," explica o Dr. Matsuura.

À medida que são criadas novas estrelas a partir dos elementos mais pesados espalhados durante as explosões, este trabalho abre a perspetiva de uma melhor compreensão da composição destas estrelas nascentes, analisando a sua fonte.

A mecânica das supernovas é relativamente bem compreendida. Quando estrelas gigantes chegam ao fim da sua evolução estelar, ficam praticamente sem combustível, sem calor e energia suficientes para neutralizar a força da sua própria gravidade. Consequentemente, as regiões externas da estrela caem sobre o núcleo com uma força formidável, provocando a espetacular explosão e deixando o que parece ser uma nova estrela brilhante para trás, antes de desvanecer.

Desde a sua descoberta há mais de 30 anos atrás que os astrônomos têm enfrentado obstáculos no estudo da Supernova 1987A, especialmente no que toca à investigação do núcleo mais interior. Uma análise foi realizada com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), o que permitiu sua exploração em grande detalhe. Dado que a instalação possui 66 antenas e é capaz de observar comprimentos de onda milimétricos, que no espectro eletromagnético, estão situados entre o infravermelho e o rádio, conseguindo penetrar as nuvens de gás e poeira da supernova. Esta capacidade permitiu expor as moléculas recém-formadas.

Para expandir as suas descobertas atuais, a equipe planeja continuar usando o ALMA para verificar a prevalência das moléculas de HCO+ e SO, bem como explorar ainda mais as moléculas detectadas até agora.

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

Fonte: Royal Astronomical Society

Estrela massiva expele conchas de gás

Estrelas tão voláteis são bastante raras.

© Spitzer/WISE/Judy Schmidt (G79.29+0.46)

Captada no meio das nuvens de poeira e visível à direita e acima do centro está a gigantesca G79.29+0.46, uma das menos de 100 estrelas variáveis azuis luminosas (LBVs) atualmente conhecidas na Via Láctea.

As LBVs expulsam conchas de gás e podem perder o equivalente a massa de Júpiter em 100 anos. A estrela brilhante e azul está envolta em poeira e, portanto, não é vista na luz visível. A estrela moribunda parece verde e cercada por conchas vermelhas, nesta imagem no infravermelho de cores delineadas, que combina imagens do observatório espacial Spitzer e o Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE), ambos da NASA.

A G79.29+0.46 está localizada na Cygnus X, uma região formadora de estrelas em nossa galáxia. O motivo da G79.29+0.46 ser tão volátil, quanto tempo ela permanecerá na fase LBV, e quando ela explodirá em uma supernova não é conhecido.

Fonte: NASA

Estrelas e galáxias espirais

Esta bela galáxia espiral, chamada NGC 1964, situa-se a aproximadamente 70 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação da Lebre.

© ESO/Jean-Christophe Lambry (NGC 1964 e estrelas)

A NGC 1964 possui um núcleo denso e brilhante situado no coração de um disco oval sarapintado, o qual por sua vez se encontra rodeado pelos distintos braços espirais salpicados de brilhantes regiões estreladas. O centro resplandescente da galáxia chamou a atenção do olho treinado do astrônomo William Herschel na noite de 20 de novembro de 1784, o que levou à descoberta desta galáxia e à sua subsequente integração no catálogo New General Catalogue (NGC).

Além de conter estrelas, a NGC 1964 também está situada numa região do céu repleta de estrelas. Nesta imagem obtida pelo instrumento Wide Field Imager (WFI), montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, podemos ver a estrela HD 36785 logo à direita da galáxia. Por cima dela encontram-se duas outras estrelas proeminentes chamadas HD 36784 e TYC 5928-368-1, enquanto que a estrela grande brilhante por baixo e à direita da NGC 1964 é conhecida por BD-22 1147.

Esta imagem da NGC 1964 também mostra uma série de galáxias, visíveis no plano de fundo. O WFI é capaz de observar a luz emitida por estas galáxias distantes, até 40 milhões de vezes mais fracas do que o olho humano pode observar.

Fonte: ESO

Mapeando o Universo próximo

As distâncias para objetos no Universo podem diferir enormemente.

© Hubble (ESO 376-16)

A estrela mais próxima de nós é a Proxima Centauri, localizada a cerca de 4,2 anos-luz da Terra, enquanto algumas galáxias incrivelmente distantes estão tão longe - 13 bilhões de anos-luz ou mais - que elas são visíveis somente como resultado de truques cósmicos de ampliação, ou seja, através de lentes gravitacionais.

A imagem acima mostra uma galáxia chamada ESO 376-16, que fica a quase 23 milhões de anos-luz da Terra; não é uma grande distância em escala cósmica. No entanto, dada a proximidade relativa da galáxia, sabemos surpreendentemente pouco sobre isso. Os astrônomos ainda estão debatendo sobre muitas das propriedades da ESO 376-16, incluindo sua morfologia. As galáxias são divididas em tipos com base em sua aparência visual e características; as galáxias espirais, como a Via Láctea, são discos achatados com braços curvos que circulam o núcleo central, enquanto as galáxias irregulares não possuem uma estrutura distinta e parecem muito mais caóticas. Com base em sua morfologia bastante definida, a ESO 376-16 é considerada uma espiral de tipo tardio ou uma galáxia anã irregular.

Apesar de sua mística, as observações da ESO 376-16 foram úteis em vários estudos, incluindo um efetuado com o telescópio espacial Hubble que visava criar um mapa 3D de galáxias na proximidade da Terra. Os pesquisadores usaram o Hubble para medir a distância às galáxias, incluindo a ESO 376-16, medindo as luminosidades de estrelas especialmente brilhantes de gigantes vermelhas localizadas dentro das galáxias. Os astrônomos usaram seus dados para gerar e calibrar mapas 3D da distribuição de galáxias em todo o cosmos próximo.

Fonte: ESA

Hubble descobre objeto único no Sistema Solar

Com o auxílio do telescópio espacial Hubble, um grupo de astrônomos observou as características intrigantes de um tipo de objeto incomum no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter: dois asteroides que se orbitam um ao outro e que exibem características semelhantes a cometas, incluindo uma cabeleira brilhante e uma longa cauda.

© NASA/ESA/J. Agarwal (movimento aparente da cauda no sistema binário de asteroides)

Este conjunto de imagens obtidas pelo telescópio espacial Hubble revela os dois asteroides. As imagens revelam a atividade no sistema binário. O movimento aparente da cauda é um efeito de projeção devido à mudança do alinhamento relativo entre o Sol, a Terra e 288P entre observações. A orientação da cauda é também afetada por uma alteração no tamanho das partículas. Inicialmente, a cauda apontava na direção onde as comparativamente grandes partículas de poeira (com cerca de 1mm de tamanho) eram emitidas no final de julho. No entanto, a partir de 20 setembro de 2016, a cauda começou a apontar na direção oposta à do Sol onde partículas pequenas (com aproximadamente 10 micrômetros de tamanho) são "sopradas" para longe do núcleo graças à pressão de radiação.

Este é o primeiro asteroide binário, conhecido, também classificado como cometa.

Em setembro de 2016, pouco antes do asteroide 288P fazer a sua maior aproximação ao Sol, estava perto o suficiente da Terra para permitir uma visão detalhada com o telescópio espacial Hubble.

As imagens do 288P, localizado no cinturão de asteroides, revelou que na verdade não era um único objeto, mas dois asteroides quase da mesma massa e mesmo tamanho, orbitando-se um ao outro a uma distância de mais ou menos 100 quilômetros. Considerando que se orbitam um ao outro, as massas dos objetos em tais sistemas conseguem ser medidas.

Mas as observações também revelaram atividade continuada no sistema binário. "Nós detectamos fortes indícios de sublimação de água gelada devido ao aumento do aquecimento solar, semelhante à forma como é criada a cauda de um cometa," explica Jessica Agarwal, do Instituto Max Planck para Pesquisa do Sistema Solar, na Alemanha. Isto torna 288P o primeiro asteroide binário também classificado como um cometa do cinturão principal.

Compreender a origem e evolução dos cometas do cinturão principal, que mostram atividade parecida com a de um cometa, é um elemento crucial na nossa compreensão da formação e evolução do Sistema Solar. Entre as questões que os cometas do cinturão de asteroides podem ajudar a responder, está a forma como a água chegou à Terra. Uma vez que apenas se conhecem alguns objetos deste tipo, o 288P apresenta-se como um sistema extremamente importante para estudos futuros.

As várias características do 288P, grande separação entre os dois componentes, tamanho quase igual, alta excentricidade e atividade semelhante a um cometa, também o tornam único entre os poucos asteroides binários no Sistema Solar. Igualmente, a atividade observada no 288P revela informações sobre o seu passado, realça Agarwal: "o gelo à superfície não consegue sobreviver no cinturão de asteroides durante toda a vida do Sistema Solar, mas pode ser protegido durante bilhões de anos por um manto de poeira refratária, com apenas alguns metros de espessura."

A equipe concluiu que o 288P existe como sistema binário há cerca de 5.000 anos. "O cenário de formação mais provável para o 288P é uma fragmentação devido à rápida rotação. Depois disso, os dois fragmentos podem ter-se afastado graças às forças de sublimação," observa Agarwal.

O fato de que 288P é tão diferente de todos os outros asteroides binários conhecidos levanta algumas questões sobre se algumas das suas propriedades únicas não são apenas coincidências. Dado que a descoberta do 288P envolveu muita sorte, é provável que permaneça como o único exemplo do seu gênero durante muito tempo. "Precisamos de mais trabalho teórico e observacional, bem como mais objetos semelhantes a 288P, para encontrar uma resposta a esta questão," conclui Agarwal.

A pesquisa foi divulgada num artigo publicado na revista Nature.

Fonte: Max Planck Institute for Solar System Research

Duas estrelas, três dimensões e quantidades gigantescas de energia

As explosões irregulares da estrela dupla V745 Sco são conhecidas há décadas.

© NASA/CXC/M. Weiss (ilustração do modelo tridimensional da explosão de V745 Sco)

Mas astrônomos ficaram surpreendidos quando explosões anteriores do sistema foram observadas em 1937 e 1989. No entanto, quando entrou em erupção no dia 6 de fevereiro de 2014, os cientistas estavam prontos para observar o evento com um conjunto de telescópios, incluindo o observatório de raios X Chandra da NASA.

O V745 Sco é um sistema estelar binário composto por uma gigante vermelha e por uma anã branca ligadas pela gravidade, que está localizado a aproximadamente 25.000 anos-luz da Terra. Estes dois objetos estelares orbitam tão perto um do outro que as camadas externas da gigante vermelha são atraídas pela intensa força gravitacional da anã branca. Este material cai gradualmente à superfície da anã branca. Ao longo do tempo acumula-se material suficiente para desencadear uma explosão termonuclear colossal, provocando um aumento dramático de brilho, ou seja, gerando uma nova. O sistema V745 Sco enfraqueceu por um fator de mil vezes, no visível, ao longo de mais ou menos 9 dias.

Os astrônomos observaram V745 Sco com o Chandra durante pouco mais de duas semanas após a erupção de 2014. A sua principal descoberta foi que a maioria do material expelido pela explosão movia-se na nossa direção. Para explicar isto, uma equipe de cientistas do INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo e do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics construiu um modelo tridimensional da explosão e ajustou o modelo até que explicasse as observações. Neste modelo, incluíram um grande disco de gás frio em torno do equador do binário, provocado pela anã branca que puxa um vento gasoso da gigante vermelha.

Os cálculos de computador mostraram que a onda de choque da nova e o material ejetado foram provavelmente concentrados ao longo dos polos norte e sul do sistema binário. A sua forma foi provocada pela explosão que colidiu com o disco de gás frio em torno da estrela dupla. Esta interação fez com que a onda de choque e o material ejetado diminuíssem de velocidade ao longo da direção do disco e produzissem um anel em expansão de gás emissor de raios X. Os raios X do material que se movia na direção contrária à da Terra foram principalmente absorvidos e bloqueados pelo material que se movia na direção da Terra, explicando por que parecia que a maioria do material se movia na nossa direção.

A figura mostra o novo modelo 3D da explosão, a onda de choque está em amarelo, a massa ejetada pela explosão tem tons púrpura e o disco de material mais frio, majoritariamente intocado pelos efeitos da onda de choque, está em azul. A cavidade visível no lado esquerdo do material ejetado é o resultado dos detritos da superfície da anã branca ficando mais lentos à medida que atingem a gigante vermelha.

Uma quantidade extraordinária de energia foi liberada durante a explosão, equivalente a cerca de 10 quintilhões de bombas de hidrogênio. Os autores estimam que o material expelido tem uma massa equivalente a um-décimo da massa da Terra.

Porém, a quantidade de massa ejetada é muito menor do que o valor que os cientistas calculam ser necessário para desencadear a explosão. Isto significa que apesar de explosões recorrentes, uma quantidade substancial de material está sendo acumulada à superfície da anã branca. Se for acumulado material suficiente, a anã branca sofre uma explosão termonuclear e pode ser completamente destruída. Os astrónomos usam estas chamadas supernovas do Tipo Ia como marcadores cósmicos de distância para medir a expansão do Universo.

Os cientistas também foram capazes de determinar a composição química do material ejetado pela nova. A sua análise destes dados mostra que a anã branca é composta principalmente por carbono e oxigênio.

Um artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrela envelhecendo sopra bolha difusa

Astrônomos usaram o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para captar esta bela imagem de uma delicada bolha de material expelido pela exótica estrela vermelha U Antliae.

© ALMA/F. Kerschbaum (estrutura da concha da estrela U Antliae)

Estas observações irão ajudar a compreender melhor como é que as estrelas evoluem durante as fases finais do seu ciclo de vida. Na fraca constelação austral da Máquina Pneumática, um observador cuidadoso munido de binóculos poderá ver uma estrela muito vermelha, que varia ligeiramente em brilho de semana para semana. Novas obervações da estrela U Antliae revelam uma concha esférica bastante fina à sua volta.

O nome U Antliae reflete o fato desta ser a quarta estrela com variação de brilho na constelação da Máquina Pneumática.

A U Antliae é uma estrela de carbono, isto é, uma estrela evoluída, luminosa e fria do ramo assintótico das gigantes. Há cerca de 2.700 anos, U Antliae sofreu um período curto de perda de massa rápida. Durante este período de apenas algumas centenas de anos, o material que compõe a concha, que agora observamos nos novos dados do ALMA, foi ejetado a alta velocidade. A análise detalhada desta concha mostrou também a existência de nuvens de gás finas e esparsas, as chamadas subestruturas filamentares.

Esta imagem se tornou possível devido à capacidade única do radiotelescópio ALMA em criar imagens nítidas em vários comprimentos de onda. O ALMA, situado no planalto do Chajnantor no deserto chileno do Atacama, conseguiu observar a estrutura da concha da U Antliae com muito mais detalhe do que o conseguido até então.

Os novos dados ALMA não consistem apenas numa única imagem: o ALMA produz um conjunto de dados tridimensionais (um cubo de dados) com cada “fatia” correspondente a um comprimento de onda ligeiramente diferente. Devido ao efeito Doppler, cada fatia diferente do cubo de dados mostra imagens do gás deslocando-se a velocidades diferentes, aproximando-se ou afastando-se do observador. Ao dispormos de velocidades diferentes, podemos cortar a bolha cósmica em fatias virtuais, tal como uma tomografia do corpo humano feita pelo computador. A concha observada apresenta-se simetricamente bastante redonda e muito fina, o que faz dela uma estrutura notável.

Compreender a composição química das conchas e atmosferas destas estrelas, e saber como é que estas conchas se formam por perda de massa, é importante para compreendermos como é que as estrelas, e consequentemente as galáxias, evoluíram no Universo primordial. Conchas como a que observamos em torno de U Antliae mostram uma enorme variedade de componentes químicos baseados no carbono e em outros elementos. Estas conchas ajudam igualmente a reciclar matéria, contribuindo com até 70% da poeira do meio interestelar.

Fonte: ESO

Novo mapa de gravidade sugere que Marte tem uma crosta porosa

Os cientistas da NASA encontraram evidências de que a crosta de Marte não é tão densa como se pensava anteriormente, uma pista que poderá ajudar os pesquisadores a compreender melhor a estrutura e evolução do Planeta Vermelho.

© NASA/MIT/E. Mazarico (mapa de gravidade de Marte)

O novo mapa da espessura da crosta de Marte mostra menos variação entre regiões mais espessas (em vermelho) e regiões mais finas (em azul), em comparação com mapeamentos anteriores. Esta imagem está centrada no Valle Marineris, com Tharsis Montes perto do terminador a oeste.

Uma densidade mais baixa significa, provavelmente, que pelo menos parte da crosta de Marte é relativamente porosa. No entanto, a equipe não pode descartar a possibilidade de uma composição mineral diferente ou talvez de uma crosta mais fina.

"A crosta é o resultado final de tudo o que aconteceu durante a história de um planeta, de modo que uma densidade menor poderá ter implicações importantes sobre a formação e evolução de Marte," comenta Sander Goossens, do Goddard Space Flight Center da NASA.

Os pesquisadores mapearam a densidade da crosta marciana, estimando que a densidade média é de 2.582 kg/m³. Este valor é comparável à densidade média da crosta lunar. Anteriormente, considerava-se que a crosta de Marte era pelo menos tão densa quanto a crosta oceânica da Terra, cerca de 2.900 kg/m³.

O novo valor é derivado do campo de gravidade de Marte, um modelo global que pode ser extraído de dados de rastreamento por satélite usando ferramentas matemáticas sofisticadas. O campo de gravidade da Terra é extremamente detalhado, porque os conjuntos de dados têm uma resolução muito alta. Estudos recentes da Lua, pela missão GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) da NASA, também forneceram um mapa de gravidade preciso.

Os conjuntos de dados para Marte não têm tanta resolução, por isso é mais difícil determinar a densidade da crosta a partir dos mapas de gravidade atuais. Como resultado, as estimativas anteriores basearam-se mais fortemente em estudos da composição do solo e das rochas marcianas.

"À medida que esta história se desenrola, chegamos à conclusão de que não basta apenas conhecer a composição das rochas," afirma o geólogo planetário de Goddard Greg Neumann, coautor do artigo. "Nós também precisamos de saber como as rochas foram trabalhadas ao longo do tempo."

Goossens e colegas começaram com os mesmos dados usados para o modelo de gravidade existente, mas com um novo "twist", estabelecendo uma restrição diferente e aplicando-a para obter a nova solução. Uma restrição compensa o facto de que mesmo os melhores conjuntos de dados não conseguem capturar todos os detalhes. Em vez de seguirem a abordagem padrão, conhecida por aqueles no campo como a restrição Kaula, a equipa criou uma restrição que leva em consideração as medições precisas das mudanças de elevação de Marte, ou topografia.

"Com esta abordagem, conseguimos espremer mais informações sobre o campo de gravidade a partir dos dados existentes," comenta Terence Sabaka, geofísico do Goddard Space Flight Center.

Antes de se debruçarem sobre Marte, os cientistas testaram a sua abordagem aplicando-a ao campo de gravidade que estava em uso antes da missão GRAIL. A estimativa resultante para a densidade da crosta lunar correspondeu, essencialmente, ao valor de 2.550 kg/m³ da missão GRAIL.

A partir do novo modelo, a equipe gerou mapas globais da densidade e espessura da crosta. Estes mapas mostram os tipos de variações que eram esperadas, como uma crosta mais densa sob os vulcões gigantes de Marte.

Os cientistas salientam que a missão InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) da NASA deverá fornecer os tipos de medições que confirmam os seus achados. Com lançamento previsto para 2018, colocará uma plataforma geofísica em Marte a fim de estudar o seu interior profundo.

Este trabalho foi publicado na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Uma galáxia observada além do visível

Apesar dos avanços realizados nas décadas passadas, o processo de formação de galáxias continua sendo uma questão aberta em astronomia.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 6753)

Várias teorias foram sugeridas, mas desde que as galáxias surgem com diversas formas e tamanhos - incluindo elíptica, espiral e irregular - nenhuma teoria até agora conseguiu explicar satisfatoriamente as origens de todas as galáxias que vemos ao longo do Universo.

Para determinar qual modelo de formação está correto, os astrônomos buscam os sinais reveladores de vários processos físicos. Um exemplo disso são as coronas galácticas, que são enormes regiões invisíveis de gás quente que cercam o volume visível de uma galáxia, formando uma forma esferoidal. Elas são tão quentes que podem ser detectados por sua emissão de raios X, muito além da região óptica da galáxia. Por serem tão tênues, estas coronas são extremamente difíceis de serem detectadas. Em 2013, os astrônomos exploraram a NGC 6753, que foram vistos aqui pelo telescópio espacial Hubble, como uma das duas galáxias espirais conhecidas que eram suficientemente massivas e próximas o suficiente para permitir observações detalhadas de suas coronas. Óbvio, a NGC 6753 é apenas um ponto de referência astronômico, a galáxia está a quase 150 milhões de anos-luz da Terra.

A NGC 6753 aparece como um redemoinho colorido nesta imagem, onde as rajadas azuladas em todos os braços espirais são regiões cheias de estrelas jovens e quentes brilhando na luz ultravioleta, enquanto as áreas mais vermelhas são preenchidas com estrelas mais antigas e frias que emitem no infravermelho próximo.

Fonte: ESA