As primeiras entradas em seis catálogos

Cada viagem tem o primeiro passo e cada catálogo uma primeira entrada.

© Bernhard Hubl (astros número 1)

As primeiras entradas em seis catálogos bem conhecidos do céu profundo aparecem nestes painéis, da parte superior esquerda para a direita inferior, na ordem cronológica da publicação do catálogo original.

A partir de 1774, o número um do catálogo de Charles Messier é M1, o famoso crustáceo cósmico e supernova remanescente da Nebulosa do Caranguejo.

O catálogo New General Catalog (NGC) de J.L.E. Dreyer foi publicado em 1888. Uma galáxia espiral em Pegasus, a NGC 1, está localizada no centro do próximo painel.

No catálogo Index Catalog (IC) de Dreyer no próximo painel está IC 1, que é uma débil estrela dupla.

Agora reconhecido como parte do complexo de nuvens moleculares de Perseus, a nebulosa escura Barnard 1 começa a linha inferior, sendo descrito no Dark Markings of the Sky, um catálogo de 1919 da E. E. Barnard.

O Abell 1 é um distante aglomerado de galáxias em Pegasus, constando no catálogo de Rich Clusters of Galaxies de George Abell em 1958.

O painel final focaliza vdB 1, da pesquisa de 1966 de Sidney van den Bergh. A bonita nebulosa de reflexão galáctica azul é encontrada na constelação Cassiopeia.

Fonte: NASA

A galáxia espiral e uma supernova

Esta impressionante imagem do telescópio espacial Hubble mostra a majestosa galáxia NGC 1015, encontrada dentro da constelação de Cetus (A Baleia) 118 milhões de anos-luz da Terra.

© Hubble (NGC 1015)

Esta imagem mostra a NGC 1015 de frente, com seus braços espirais simétricos e o brilhante bulbo central, criando uma cena semelhante a um fogo de artifício cintilante conhecido como Roda de Catarina.

A NGC 1015 tem um centro grande e brilhante, uma barra central de gás e estrelas, e braços espirais bem definidos. Esta forma faz com que a NGC 1015 seja classificada como uma galáxia espiral barrada, parecida com a Via Láctea. As barras são encontradas em cerca de dois terços de todas as galáxias espirais, e os braços desta galáxia parecem surgir de um pálido anel amarelo que circunda a própria barra. Os cientistas acreditam que um buraco negro localiza-se no centro das espirais barradas afunilando o gás e a energia dos braços exteriores para o núcleo através destas barras brilhantes, abastecendo o buraco negro e possibilitando o nascimento das estrelas no centro e construindo o bulbo central da galáxia.

Em 2009, uma supernova tipo Ia chamada SN 2009ig foi detectada na NGC 1015, um dos pontos brilhantes no canto superior direito do centro da galáxia. Estes tipos de supernovas são extremamente importantes: elas são causadas ​​por explosões de anãs brancas que possuem estrelas companheiras e sempre possuem o pico no mesmo brilho, 5 bilhões de vezes mais brilhantes do que o Sol. Sabendo o verdadeiro brilho destes eventos e comparando com seu brilho aparente, fornece aos astrônomos a oportunidade de medir distâncias no Universo.

Fonte: ESA

Uma visão mais ampla da Nebulosa Cabeça de Cavalo

Os dados de imagem combinados do telescópio espacial VISTA e do telescópio espacial Hubble foram utilizados para criar esta ampla perspectiva da paisagem interestelar em torno da famosa Nebulosa Cabeça de Cavalo.

© VISTA/Hubble/Robert Gendler (Nebulosa Cabeça de Cavalo)

A nuvem molecular empoeirada da região, captada em comprimentos de onda do infravermelho próximo, se espalha através da cena que cobre um ângulo de cerca de dois terços do tamanho da Lua cheia no céu.

Da esquerda para a direita, o imagem abrange um pouco mais de 10 anos-luz na distância estimada de 1.600 anos-luz da Nebulosa Cabeça de Cavalo. Também conhecida como Barnard 33, a Nebulosa de Cabeça de Cavalo ainda reconhecível está no canto superior direito, onde o brilho no infravermelho próximo evidencia um pilar empoeirado coberto com estrelas recém-nascidas.

Abaixo e à esquerda, está a nebulosa de reflexão brilhante NGC 2023, que é o ambiente iluminado de uma estrela jovem e quente. Obscurecendo nuvens abaixo da base da Nebulosa Cabeça de Cavalo e nos arredores da NGC 2023 devido à emissão de explosivos de jatos energéticos, estão os objetos Herbig-Haro, também associados com estrelas recém-nascidas.

Fonte: NASA

Arcos, jatos e choques perto de nebulosa

Esta série tentadora de nebulosas e estrelas pode ser encontrada cerca de dois graus ao sul da famosa nebulosa de Órion, que é formadora de estrelas.

© Mark Hanson/Sakib Rasool (objetos Herbig-Haro e NGC 1999)

Para obter detalhes click na imagem acima.

A região possui abundantes estrelas jovens e energéticas que produzem jatos que atravessam o material circundante a velocidades de centenas de quilômetros por segundo. A interação cria ondas de choque luminosas conhecidas como objetos Herbig-Haro (HH). Por exemplo, o arco fluindo, à direita do centro, é catalogado como HH 222, também chamado de Nebulosa da Cachoeira.

Visto abaixo da Nebulosa da Cachoeira, está o HH 401 que tem uma forma distinta de cone. A nebulosa azulada brilhante abaixo e à esquerda do centro é a NGC 1999, uma nuvem empoeirada que reflete a luz de uma estrela variável embutida. Esta vista cósmica abrange mais de 30 anos-luz, perto da borda do Complexo da Nuvem Molecular de Órion, a cerca de 1.500 anos-luz de distância da Terra.

Fonte: NASA

Verificando se o Universo está mais quente numa extremidade

Observado da Terra, o Universo parece um pouco mais quente numa extremidade do que noutra, pelo menos termos do fundo de micro-ondas cósmico (em inglês, "cosmic microwave background" ou CMB). Mas a questão que preocupa os cosmólogos é saber se este desequilíbrio no CMB é real ou se é um resultado do efeito Doppler.

© Matthew Savino (o fundo de micro-ondas cósmico indicando um gradiente pelo Universo)

Os cientistas Siavash Yasini e Elena Pierpaoli da Universidade da Califórnia do Sul em Dornsife, EUA, podem ter descoberto uma maneira de encontrar a resposta.

Tornado talvez mais famoso por Edwin Hubble, que o usou para mostrar que o Universo está se expandindo, o efeito Doppler é a aparente mudança na frequência das ondas eletromagnéticas devido ao movimento de corpos que viajam rapidamente pelo espaço. Ondas como a radiação eletromagnética - ondas de luz raios X, micro-ondas, etc. - parecem mudar de energia: aquelas que se movem em direção a um observador parecem ser mais altamente energéticas, ou mais quentes, do que realmente são. O contrário é verdadeiro para ondas que se afastam do observador, que parecem mais frias.

Os cientistas que olham para o céu vêm o espaço que segue atrás da Terra parecer mais frio do que o espaço adiante, mas não está claro se isso é apenas o efeito Doppler ou a observação de uma diferença verdadeira na temperatura do CMB. É um enigma que persiste há décadas.

Dado que a CMB é uma energia remanescente do Big Bang, quando todo o Universo expandiu a partir de um único ponto, os cosmólogos assumiram que está disperso uniformemente. A aparência de dois polos no Universo, um mais quente do que o outro, deve, portanto, ser resultado do efeito Doppler, um resultado da viagem do Sistema Solar pelo espaço.

É considerado que um lado da CMB só parece mais quente porque nos estamos se movendo na sua direção e o lado oposto parece mais frio porque nos estamos se afastando.

Os astrofísicos que medem a velocidade do Sistema Solar em relação à CMB podem ajustar os seus cálculos com base neste pressuposto, assim como os cosmólogos que estudam o Big Bang e as condições pouco depois.

Mas existe, afinal de contas, a possibilidade que este pressuposto seja um erro.

Se realmente existir um dipolo intrínseco na CMB, isto é, se um lado do céu for realmente e parcialmente mais quente do que o lado oposto, a velocidade que atribuímos ao Sistema Solar em relação à CMB estará incorreta. Isto afetaria a forma como os cientistas medem a velocidade de objetos distantes, como galáxias, e as teorias sobre o que aconteceu momentos após o Big Bang podem ser abaladas.

Executando cálculos para um estudo diferente, mas relacionado, Yasini e Pierpaoli, encontraram um detalhe interessante: o espectro de frequência da CMB, no céu e em média, diferirá caso o dipolo seja real e não apenas o resultado do efeito Doppler.

Em outras palavras, se a CMB for, de fato, mais quente numa extremidade do Universo do que na outra, a temperatura média medida em todo o céu será ligeiramente diferente do que se a CMB for realmente uniforme.

As descobertas de Yasini e Pierpaoli permitirão aos cosmólogos realizar a próxima geração de levantamentos da CMB a fim de determinar a natureza do dipolo CMB pela primeira vez, resolvendo o quebra-cabeças.

Se se revelar que uma porção do dipolo é real e não apenas resultado do efeito Doppler, os astrofísicos e astrônomos terão que recalibrar todas as suas medições a fim de obter uma visão mais precisa do Universo observável.

Igualmente importante, os cosmólogos que estudam o Big Bang e as condições do Universo inicial terão novas direções para explorar como e porque é que a CMB está dispersa de forma desigual e como o Universo veio a ser o que agora é.

Fonte: University of Southern California

Descoberto enorme sistema de material empoeirado ao redor de estrela

Os astrônomos usaram o telescópio espacial Hubble para descobrir uma vasta e complexa estrutura de poeira, com cerca de 240 bilhões de quilômetros de diâmetro, envolvendo a jovem estrela HR 4796A.

© NASA/ESA/G. Schneider (vasta e complexa estrutura de poeira ao redor da estrela HR 4796A)

Um anel de poeira brilhante, estreito e interno, já é conhecido ao redor da estrela e pode ter sido encurralado pela atração gravitacional de um planeta gigante invisível. Esta estrutura enorme recentemente descoberta em torno do sistema pode ter implicações no aspeto do sistema planetário ainda não visto em torno da estrela com 8 milhões de anos, que está nos seus anos formativos de construção planetária.

O campo de detritos é composto por poeira muito fina e foi provavelmente produzido a partir de colisões entre planetesimais perto da estrela, evidenciadas por um anel brilhante de detritos empoeirados vistos a 11 bilhões de quilômetros da estrela. A pressão da radiação da estrela, que é 23 vezes mais luminosa do que o Sol, expulsou a poeira para o espaço.

A estrutura exterior de poeira é como um tubo interno em forma de rosquinha que foi atingido por um caminhão. É muito mais prolongado numa direção do que na outra e, portanto, parece esmagado num lado, mesmo após termos em conta a sua projeção inclinada no céu. Isto pode ser devido ao movimento da estrela hospedeira através do meio interestelar, como uma onda de arco de um barco que atravessa um lago. Ou pode ser a influência de uma força de maré da anã vermelha (HR 4796B), companheira estelar, localizada a pelo menos 87 bilhões de quilômetros da estrela primária.

"A distribuição de poeira é um sinal revelador de quão dinamicamente interativo é o sistema interno que contém o anel," comenta Glenn Schneider da Universidade do Arizona, em Tucson, EUA, que usou o instrumento STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) do Hubble para sondar e mapear as pequenas partículas de poeira nas fronteiras exteriores do sistema de HR 4796A, um levantamento que somente a sensibilidade do Hubble consegue realizar.

"Não podemos tratar os sistemas de detritos exoplanetários como simplesmente isolados. Os efeitos ambientais, tais como interações com o meio interestelar e forças devido a companheiras estelares, podem ter implicações a longo prazo para a evolução destes sistemas. As assimetrias brutas da poeira externa dizem-nos que estão em jogo muitas forças (além da pressão de radiação da estrela progenitora) que movem o material. Observamos efeitos como este em alguns outros sistemas, mas este é um caso em que vemos um grupo de coisas acontecendo ao mesmo tempo," explica Schneider.

Hipótese há já muito tempo, a primeira evidência de um disco de detritos ao redor de uma estrela foi descoberta em 1983 pelo satélite IRAS (Infrared Astronomical Satellite) da NASA. Fotografias posteriores revelaram um disco de detritos visto de lado em torno da estrela Beta Pictoris. No final da década de 1990, os instrumentos de segunda geração do Hubble, que tinham a capacidade de bloquear o brilho de uma estrela central, permitiram que muitos outros discos fossem fotografados. Agora, pensa-se que tais anéis de detritos sejam comuns em torno das estrelas. Até à data foram fotografados cerca de 40 destes sistemas, em grande parte pelo Hubble.

Um artigo foi publicado na The Astronomical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Hubble observa atmosfera exoplanetária em detalhe inédito

Uma equipe internacional de cientistas usou o telescópio espacial Hubble para estudar a atmosfera do exoplaneta quente WASP-39b.

© NASA/ESA/G. Bacon (ilustração do exoplaneta Wasp-39b e sua estrela progenitora)

Ao combinar estes novos dados com dados mais antigos, criaram o estudo mais completo até agora de uma atmosfera exoplanetária. A composição atmosférica de WASP-39b sugere que os processos de formação de exoplanetas podem ser muito diferentes daqueles dos nossos próprios gigantes do Sistema Solar.

A análise das atmosferas de exoplanetas pode fornecer novas informações sobre como e onde os planetas se formam em torno de uma estrela. "Precisamos olhar para fora para compreender o nosso próprio Sistema Solar," explica a pesquisadora Hannah Wakeford da Universidade de Exeter no Reino Unido e do STScI (Space Telescope Science Institute) nos EUA.

Portanto, a equipe britânico-americana combinou as capacidades do telescópio espacial Hubble com as de outros telescópios terrestres e espaciais para um estudo detalhado do exoplaneta WASP-39b. Produziram o espectro mais completo da atmosfera de um exoplaneta possível com a tecnologia atual.

O WASP-39b orbita uma estrela parecida com o Sol a cerca de 700 anos-luz da Terra. O exoplaneta está classificado como um "Saturno quente", refletindo a semelhança com o planeta Saturno do nosso Sistema Solar tanto em termos de massa como em termos de distância à sua estrela hospedeira. Este estudo descobriu que os dois planetas, apesar de terem uma massa similar, são profundamente diferentes de várias maneiras. Não só se desconhece a existência de um sistema de anéis em WASP-39b, como também tem uma atmosfera inchada livre de nuvens a alta altitude. Esta característica permitiu com que o Hubble penetrasse nas profundezas da sua atmosfera.

Ao dissecar a luz estelar filtrada através da atmosfera do planeta, foram encontradas evidências de vapor de água atmosférico. De fato, WASP-39b tem três vezes o conteúdo de água de Saturno. Embora os pesquisadores tenham previsto a observação de vapor de água, ficaram surpreendidos com a quantidade encontrada. Esta surpresa permitiu inferir a presença de uma grande quantidade de elementos mais pesados na atmosfera. Isto, por sua vez, sugere que o planeta foi bombardeado por grandes quantidades de material gelado que se reuniu na atmosfera. Este tipo de bombardeamento só seria possível caso WASP-39b se formasse muito mais longe da sua estrela progenitora em comparação com a sua distância atual.

A análise da composição atmosférica e a posição atual do planeta indicam que o WASP-39b provavelmente foi submetido a uma migração interna interessante, fazendo uma jornada épica pelo seu sistema planetário.

Tendo feito a sua incrível jornada para o interior, WASP-39b está agora 8 vezes mais próximo da sua estrela, WASP-39, do que Mercúrio está do Sol e demora apenas quatro dias para completar uma órbita. O planeta também tem bloqueio de marés, o que significa que mostra sempre o mesmo lado à sua estrela. Wakeford e a sua equipe determinaram que a temperatura de WASP-39b é de cerca de 750 graus Celsius. Embora apenas um lado esteja virado para a estrela hospedeira, poderosos ventos transportam calor do lado diurno ao redor do planeta, mantendo o lado escuro quase tão quente.

Olhando em frente, a equipe quer usar o telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto para 2019, para captar um espectro ainda mais completo da atmosfera de WASP-39b. O James Webb será capaz de recolher dados sobre o carbono atmosférico do planeta, que absorve a luz em comprimentos de onda mais longos do que o Hubble pode ver. Wakeford conclui: "Ao calcular a quantidade de carbono e oxigênio na atmosfera, podemos aprender ainda mais sobre onde e como este planeta se formou."

Fonte: ESA

Brilhando com a luz de milhões de sóis

Na década de 1980, os cientistas começaram a descobrir uma nova classe de fontes extremamente brilhantes de raios X em galáxias.

© Hubble/Chandra (ULX detectada na M51)

Estas fontes foram uma surpresa, pois estavam claramente localizadas longe dos buracos negros supermassivos situados no centro das galáxias. No início, os pesquisadores acharam que muitas destas fontes ultraluminosas de raios X, ou ULXs (Ultraluminous X-ray Sources), eram buracos negros que continham massas entre 100 e 100.000 vezes a do Sol. Trabalhos posteriores mostraram que algumas delas podiam ser buracos negros de massa estelar, contendo até algumas dezenas de vezes a massa do Sol.

Em 2014, observações com o NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) e com o observatório de raios X Chandra da NASA mostraram que algumas ULXs, que em raios X tinham uma luminosidade equivalente à produzida por vários milhões de sóis em todos os comprimentos de onda, eram objetos ainda menos massivos chamados estrelas de nêutrons. Estas são os núcleos gastos de estrelas massivas que explodiram. As estrelas de nêutrons normalmente contêm apenas cerca de 1,5 vezes a massa do Sol. Três destas ULXs foram identificadas como estrelas de nêutrons nos últimos anos. Os cientistas descobriram variações regulares, ou "pulsações", na emissão de raios X das ULXs, um comportamento que é exibido por estrelas de neutrões, mas não por buracos negros.

Agora, cientistas usando dados do Chandra identificaram uma quarta ULX como sendo uma estrela de nêutrons e encontraram novas pistas sobre como estes objetos podem brilhar tão intensamente. Esta recente ULX está localizada na Galáxia do Redemoinho, também conhecida como M51. A imagem composta da M51 contém raios X do Chandra (roxo) e dados ópticos do telescópio espacial Hubble (vermelho, verde e azul). A ULX está assinalada no círculo.

As estrelas de nêutrons são objetos extremamente densos, uma colher de chá do seu material teria uma massa superior a um bilhão de toneladas, tanto quanto uma montanha. A intensa gravidade das estrelas de nêutrons retira material de estrelas companheiras e enquanto este material cai em direção à estrela de nêutrons, aquece e brilha em raios X. À medida que mais e mais matéria cai sobre a estrela de nêutrons, chega um ponto em que a pressão dos raios X resultantes se torna tão intensa que afasta a matéria. Este ponto constitui o Limite de Eddington, quando os objetos tipicamente não conseguem acumular matéria mais depressa e liberar ainda mais raios X. O novo resultado mostra que esta ULX está ultrapassando o Limite de Eddington para uma estrela de nêutrons.

Os cientistas analisaram dados de arquivo recolhidos pelo Chandra e descobriram uma queda incomum no espectro de raios X da ULX, que é a intensidade de raios X medidos em diferentes comprimentos de onda. Depois de excluírem outras possibilidades, concluíram que a queda foi provavelmente de um processo chamado dispersão de ressonância do cíclotron, que ocorre quando as partículas carregadas (prótons ou elétrons) circulam num campo magnético. O tamanho da queda no espectro de raios X, chamado linha do cíclotron, implica forças de campo magnético que são pelo menos 10.000 vezes maiores do que as associadas com a matéria que espirala para um buraco negro de massa estelar, mas estão dentro do intervalo observado para as estrelas de nêutrons. Isto fornece fortes evidências de que esta ULX é uma estrela de nêutrons em vez de um buraco negro e é a primeira identificação do gênero que não envolveu a detecção de pulsações de raios X.

A determinação precisa da intensidade do campo magnético depende do conhecimento da causa da linha do cíclotron, prótons ou elétrons. Se a linha for da circulação de prótons, então os campos magnéticos em torno da estrela de nêutrons são extremamente fortes, comparáveis aos campos magnéticos mais fortes produzidos pelas estrelas de nêutrons e podem de fato ajudar a quebrar o Limite de Eddington. Estes fortes campos magnéticos podem reduzir a pressão dos raios X de uma ULX - a pressão que normalmente afasta a matéria - permitindo que a estrela de nêutrons consuma mais matéria do que o esperado.

Se a linha do cíclotron for da circulação de elétrons, em contraste, então a força do campo magnético em torno da estrela de nêutrons será aproximadamente 10.000 vezes mais fraco e, portanto, não é suficientemente poderosa para o fluxo sobre esta estrela de nêutrons superar o Limite de Eddington.

Atualmente, os cientistas não têm um espectro da nova ULX com detalhes suficientes para determinar a origem da linha do cíclotron. Para resolver este mistério, os pesquisadores planejam obter mais dados de raios X da ULX em M51 e procurar linhas do cíclotron em outras ULXs.

O artigo científico que descreve esta pesquisa, liderado por Murray Brightman do Instituto de Tecnologia da Califórnia, foi publicado na edição mais recente da revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrela dá sopro de vida a companheira moribunda

O observatório espacial INTEGRAL da ESA testemunhou um evento raro: o momento em que os ventos emitidos por uma estrela gigante vermelha expandida reavivaram a sua companheira em rotação lenta, o núcleo de uma estrela morta, trazendo-a de volta à vida num lampejo de raios X.

© ESA (ilustração de ventos degigante vermelha impactando numa estrela de nêutrons)

A emissão de raios X foi detectada pelo INTEGRAL, pela primeira vez, em 13 de agosto de 2017, oriundo de uma fonte desconhecida na direção do centro da Via Láctea. A detecção repentina desencadeou uma série de observações de seguimento nas semanas seguintes a fim de identificar a fonte.

As observações revelaram uma estrela de nêutrons fortemente magnetizada e de rotação lenta que provavelmente apenas começou a alimentar-se de material proveniente de uma estrela gigante vermelha vizinha.

Estrelas com a massa do nosso Sol, e até oito vezes mais massivas, evoluem para gigantes vermelhas no final das suas vidas. As suas camadas exteriores dilatam e expandem-se milhões de quilômetros, as suas conchas poeirentas e gasosas são sopradas para longe da estrela central em ventos relativamente lentos de até algumas centenas de quilômetros por segundo.

Estrelas ainda maiores, até 25 a 30 vezes a massa do Sol, esgotam o seu combustível e explodem como supernovas, às vezes deixando para trás cadáveres estelares giratórios com um forte campo magnético conhecidos como estrelas de nêutrons. Estes núcleos minúsculos contêm a massa de quase um Sol e meio numa esfera com apenas 10 km de diâmetro, tornando-se em alguns dos objetos celestes mais densos conhecidos.

Não é incomum encontrar estrelas aos pares, mas o novo sistema composto por uma estrela de nêutrons e por uma gigante vermelha é um caso particularmente raro chamado "binário simbiótico de raios X", dos quais se conhecem apenas 10.

"O INTEGRAL captou um momento único no nascimento de um raro sistema binário," comenta Enricco Bozzo da Universidade de Genebra e autor principal do artigo que descreve a descoberta. A gigante vermelha liberou um vento lento e suficientemente denso que veio alimentar a sua estrela de nêutrons companheira, dando pela primeira vez origem à emissão altamente energética do núcleo estelar morto."

O par é certamente peculiar. Os telescópios espaciais XMM-Newton da ESA e NuSTAR da NASA mostraram que a estrela de nêutrons completa uma rotação quase a cada duas horas, bastante lenta em comparação com outras estrelas de nêutrons, que podem girar até muitas vezes por segundo. Posteriormente, a primeira medição do campo magnético de tal estrela de nêutrons revelou-se surpreendentemente forte.

Um campo magnético forte geralmente aponta para uma estrela de nêutrons jovem; pensa-se que o campo magnético desapareça com o passar do tempo, enquanto uma gigante vermelha é muito mais antiga; é um par demasiado bizarro para terem crescido juntas.

"Estes objetos são intrigantes. Pode ser que o campo magnético da estrela de nêutrons afinal não se desintegre substancialmente com o passar do tempo como se cogitava, ou que a estrela de nêutrons se tenha formado mais tarde na história deste sistema binário. Isto significaria que colapsou de uma anã branca para uma estrela de nêutrons como resultado da alimentação da gigante vermelha durante um longo período de tempo, em vez de se tornar uma estrela de nêutrons como resultado de uma explosão de supernova mais tradicional de uma estrela massiva de curta duração," comenta Enrico.

Com uma jovem estrela de nêutrons e uma velha gigante vermelha, em algum momento, os ventos que viajam da gigante inchada começarão a cair sobre a estrela menor, diminuindo a sua rotação e emitindo raios X.

"Nós nunca vimos este objeto nos 15 anos de observações com o INTEGRAL, de modo que pensamos que os raios X foram ativados pela primeira vez," comenta Erik Kuulkers, cientista do projeto INTEGRAL. "Vamos continuar observando como se comporta, no caso de ser apenas uma longa 'eructação' de ventos, mas até agora não vimos mudanças significativas."

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Revelada teia interna em maternidade estelar

Esta imagem incomum mostra parte da famosa Nebulosa de Órion, uma região de formação estelar situada a cerca de 1.350 anos-luz de distância da Terra.

© ESO/ALMA (teia interna em maternidade estelar)

Este mosaico combina imagens obtidas na região do milímetro pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e pelo telescópio IRAM de 30 metros (em vermelho) com uma vista no infravermelho, mais familiar, obtida pelo instrumento HAWK-I montado no Very Large Telescope do ESO (em azul). O brilhante grupo de estrelas azuis-esbranquiçadas à esquerda é o Aglomerado do Trapézio, composto por estrelas quentes jovens com apenas alguns milhões de anos de idade.

As estruturas finas observadas nesta enorme imagem são longos filamentos de gás frio, visíveis apenas com telescópios que observem nos comprimentos de onda milimétricos. Estas estruturas são invisíveis tanto no óptico como no infravermelho, o que faz do ALMA um dos poucos instrumentos disponíveis para as estudar. Este gás dá origem a estrelas recém-nascidas, colapsa gradualmente sob a força da sua própria gravidade até que se encontra suficientemente denso para formar uma protoestrela, a percursora de uma estrela.

Os cientistas que coletaram os dados a partir dos quais se criou esta imagem estavam estudando estes filamentos para aprender mais sobre a sua estrutura e formação. Os pesquisadores utilizaram o ALMA para procurar assinaturas de N₂H⁺, um gás que faz parte destas estruturas. Através deste estudo, a equipe conseguiu identificar uma rede de 55 filamentos.

A Nebulosa de Órion é a região mais próxima da Terra que apresenta formação estelar massiva e é por isso estudada com grande detalhe pelos astrônomos que procuram compreender melhor como é que as estrelas se formam e evoluem nos seus primeiros milhões de anos. Os telescópios do ESO observaram já por diversas vezes esta interessante região.

A imagem combina um total de 296 conjuntos de dados individuais obtidos pelos telescópios ALMA e IRAM, sendo por isso uma das maiores imagens de alta resolução nos comprimentos de onda milimétricos obtida até agora para uma região de formação estelar.

Fonte: ESO

Galáxia repleta de faróis cósmicos

Esta galáxia espiral encantadora, a NGC 3972, pode ser encontrada na constelação de Ursa Maior.

© Hubble (NGC 3972)

A NGC 3972 está localizada a cerca de 65 milhões de anos-luz da Terra, o que significa que a luz que vemos agora levou 65 milhões de anos para chegar até nós, exatamente quando os dinossauros se extinguiram.

A NGC 3972 tem passado por eventos dramáticos recentemente. Em 2011, os astrônomos observaram a explosão de uma supernova de tipo Ia na galáxia (não visível nessa imagem). Estes objetos deslumbrantes possuem um pico de mesmo brilho, e são brilhantes o suficiente para serem vistos a grandes distâncias. A NGC 3972 também contém muitas estrelas pulsantes chamadas variáveis ​​Cefeidas. Estas estrelas mudam o seu brilho numa taxa correspondente à sua luminosidade intrínseca, tornando-as faróis cósmicos para medir distâncias precisas de galáxias relativamente próximas.

Os astrônomos procuram variáveis Cefeidas em galáxias próximas que também contêm supernovas de tipo Ia para que eles possam comparar o brilho real de ambos os tipos de estrelas. Esta informação de brilho é usada para calibrar a luminosidade das supernovas tipo Ia em galáxias distantes, de modo que os astrônomos possam calcular as distâncias das galáxias até a Terra. Uma vez que os astrônomos conhecem distâncias precisas das galáxias, eles podem determinar e refinar a taxa de expansão do Universo.

Esta imagem foi obtida em 2015 com o Wide Field Camera 3 do Hubble, como parte do projeto para melhorar a precisão da Constante de Hubble, o valor que descreve a taxa de expansão do Universo.

Fonte: ESA

Primeiras emissões evidentes de raios X de farol estelar massivo

Em 2014, o XMM-Newton da ESA detectou raios X que emanavam da estrela massiva Rho Ophiuchi A e, no ano passado, descobriu que estes oscilam e fluem periodicamente sob a forma de emissões intensas, ambos resultados inesperados.

© ESA/XMM Newton/I. Pillitteri (estrela massiva Rho Ophiuchi A)

A visão cintilante da estrela massiva Rho Ophiuchi A, como observado pelo XMM-Newton. Esta sequência é composta por 40 imagens obtidas entre 22 e 23 de fevereiro de 2016, cada obtida com aproximadamente uma hora de intervalo. Mostra a emissão da estrela em raios X; quanto mais claro o tom azulado, mais forte é a emissão, o branco representando a intensidade máxima.

A equipe já usou o VLT (Very Large Telescope) do ESO para descobrir que a estrela possui um campo magnético forte, confirmando o seu status como um farol cósmico.

Estrelas como o Sol são conhecidas por produzirem fortes emissões de raios X, mas as estrelas massivas parecem ser muito diferentes. Nas estrelas acima de oito massas solares, a emissão de raios X está estável e nenhuma destas estrelas foi observada de forma confiável a emitir repetidamente nesta parte do espectro, até recentemente.

Em 2014, uma equipe de cientistas usou o observatório espacial XMM-Newton da ESA para observar uma estrela massiva denominada Rho Ophiuchi A. Esta estrela fica no coração da Nuvem Escura Rho Ophiuchi, uma região próxima que é conhecida por formar ativamente novas estrelas. Surpreendentemente, os dados mostraram uma abundância de raios X fluindo da estrela, levando a equipe a observá-la mais atentamente.

"Observamos a estrela, através do XMM-Newton, durante quase 40 horas, e achamos algo ainda mais inesperado," diz Ignazio Pillitteri, do INAF (Observatório Astronômico de Palermo), Itália.

"Ao invés de uma emissão suave e estável, os raios X pulsaram periodicamente para fora de Rho Ophiuchi A, variando ao longo de um período de cerca de 1,2 dias à medida que a estrela girava, como um farol de raios X! Este é um fenômeno bastante novo em estrelas maiores do que o Sol."

Rho Ophiuchi A é muito mais quente e mais massiva do que o Sol. Desconhece-se como os raios X são gerados em tais pesos pesados estelares; uma possibilidade é um forte magnetismo intrínseco, que seria observável através de sinais de magnetismo superficial. No entanto, como tal campo magnético funcionaria e como estaria ligado a qualquer emissão de raios X ainda não está claro.

"Conjecturamos que podia haver um ponto magnético gigante ativo na superfície de Rho Ophiuchi A, um pouco como uma mancha solar, apenas muito maior e mais estável, " acrescenta Pillitteri.

"À medida que a estrela gira, este ponto entraria e ficaria fora do campo de visão, causando os raios X pulsantes observados. No entanto, esta ideia era algo improvável; as manchas nas estrelas formam-se quando um campo magnético interior aparece na superfície e nós sabemos que apenas uma em cada dez estrelas massivas possui um campo magnético mensurável."

Outra maneira de criar o "efeito de farol" pulsante é através de um companheiro em órbita de massa inferior, que adicionou os seus próprios raios X copiosos à luz atribuída a Rho Ophiuchi A; esta emissão de raios X variaria de força à medida que a pequena e hipotética estrela cruzava na frente e atrás de Rho Ophiuchi A, durante a sua órbita de 1,2 dias. A equipe também considerou esta possibilidade: que Rho Ophiuchi A poderia ter uma pequena, invisível, companheira, de massa baixa, numa órbita muito próxima.

Estas medições foram feitas no visível, utilizando uma técnica conhecida como espectro-polarimetria, que envolve o estudo de vários comprimentos de onda de luz polarizada que emanam de uma estrela. Os dados mostraram que Rho Ophiuchi A tem um campo magnético intenso, cerca de 500 vezes mais forte que o do Sol.

Os dados combinados indicam que Rho Ophiuchi A é a única estrela do seu gênero a ter uma região magnética ativa confirmada, na sua superfície, que emite raios X. Procurar um comportamento semelhante em estrelas como Rho Ophiuchi A, ajudará os cientistas a compreender o quão prevalente é este fenômeno e a desvendar mais sobre as propriedades magnéticas destas estrelas.

Fonte: ESA

Impressões digitais das primeiras estrelas do Universo

Há muito tempo, cerca de 400.000 anos após o Big Bang, o Universo era escuro. Não havia estrelas ou galáxias e estava repleto, principalmente, de hidrogênio gasoso neutro.

© NSF/N. R. Fuller (ilustração das primeiras estrelas, massivas e azuis, do Universo)

Durante os 50 a 100 milhões de anos seguintes, a gravidade aglomerou lentamente as regiões mais densas de gás até que colapsaram em alguns locais para formar as primeiras estrelas.

Como eram estas primeiras estrelas e quando se formaram? Como é que afetaram o resto do Universo? Estas são questões que os astrônomos e os astrofísicos há muito tempo ponderam.

Agora, após 12 anos de esforço experimental, uma equipe de cientistas liderada pelo astrônomo Judd Bowman da Escola de Exploração Terrestre e Espacial da Universidade Estatal do Arizona descobriu indícios das primeiras estrelas no Universo. Usando sinais de rádio, a detecção fornece as primeiras evidências dos antepassados mais velhos da nossa árvore genealógica cósmica, nascidos uns meros 180 milhões de anos após o início do Universo.

"Esta detecção envolveu um grande desafio técnico, já que as fontes de ruído podem ser mil vezes mais brilhantes do que o sinal, é como estar no meio de um furacão e tentar ouvir o bater das asas de um beija-flor," comenta Peter Kurczynski, do National Science Foundation  (NFS) que apoiou este estudo. "Estes pesquisadores, com uma pequena antena de rádio no deserto, viram mais longe do que os telescópios espaciais mais poderosos, abrindo uma nova janela no Universo inicial."

Para encontrar estas impressões digitais, a equipe de Bowman usou um instrumento terrestre chamado espectrômetro de rádio, localizado no Murchison Radio-astronomy Observatory (MRO) da agência científica da Austrália CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation). Através do instrumento EDGES (Experiment to Detect the Global EoR Signature), a equipe mediu o espectro de rádio médio de todos os sinais astronômicos recebidos ao longo da maioria do céu do hemisfério sul e procurou pequenas mudanças na energia como função do comprimento de onda (ou frequência).

À medida que as ondas de rádio entram na antena terrestre, são ampliadas por um receptor e, em seguida, digitalizadas e registadas por computador, da mesma maneira que os receptores rádio FM e TV funcionam. A diferença é que o instrumento está calibrado muito precisamente e projetado para funcionar o mais uniformemente possível em vários comprimentos de onda de rádio.

Os sinais detectados pelo espectrômetro de rádio neste estudo vieram do hidrogênio gasoso primordial que preenchia o jovem Universo e existia entre todas as estrelas e galáxias. Estes sinais possuem uma riqueza de informações que abre uma nova janela sobre como as primeiras estrelas, e mais tarde os buracos negros e as galáxias, se formaram e evoluíram.

"É improvável que, durante as nossas vidas, possamos ver ainda mais cedo a história das estrelas," acrescenta Bowman. "Este projeto mostra que uma nova técnica promissora pode funcionar e abriu caminho para décadas de novas descobertas astrofísicas."

Esta detecção destaca a excepcional quietude de rádio do Observatório Murchison, particularmente porque a característica encontrada pelo EDGES sobrepõe-se à frequência usada pelas estações de rádio FM. A legislação nacional australiana limita o uso de transmissores de rádio até 260 km do local, reduzindo substancialmente a interferência que, de outra forma, podia afogar as sensíveis observações astronômicas.

Os resultados confirmam as expetativas teóricas gerais de quando as primeiras estrelas se formaram e as propriedades mais básicas das primeiras estrelas.

"O que aconteceu neste período é que parte da radiação das primeiras estrelas começa a permitir com que o hidrogênio seja visto," comenta Rogers. "Está fazendo com que o hidrogênio comece a absorver a radiação de fundo, de modo que começamos a vê-lo em silhueta em frequências de rádio específicas. Este é o primeiro sinal real de que as estrelas estão começando a formar-se e afetar o meio em ao redor."

A equipe originalmente ajustou o seu instrumento para olhar mais tarde no tempo cósmico, mas em 2015 decidiram ampliar a sua busca.

"Assim que mudamos o nosso sistema para esta banda mais baixa, começamos a ver coisas que achamos podiam ser uma assinatura real," comenta Rogers. "Vemos esta diminuição mais fortemente perto dos 78 megahertz e esta frequência corresponde a aproximadamente 180 milhões de anos após o Big Bang. Em termos de detecção direta de um sinal do hidrogênio gasoso propriamente dito, esta deve ser a mais antiga."

O estudo também revelou que o gás no Universo era provavelmente muito mais frio do que o esperado, menos de metade da temperatura prevista. Isto sugere que ou os esforços teóricos dos astrofísicos ignoraram algo significativo ou que esta pode ser a primeira evidência de física não-padrão: especificamente, que os bárions (matéria normal) podem ter interagido com a matéria escura e lentamente ter perdido energia para a matéria escura no início do Universo, um conceito originalmente proposto por Rennan Barkana da Universidade de Tel Aviv.

"Se a ideia de Barkana for confirmada, então aprendemos algo novo e fundamental acerca da misteriosa matéria escura que representa 85% da matéria no Universo, fornecendo o primeiro vislumbre da física para além do modelo padrão," comenta Bowman.

Os próximos passos nesta linha de pesquisa são que outro instrumento confirme esta detecção e será melhorar o desempenho dos instrumentos, de modo que se possa aprender mais sobre as propriedades das primeiras estrelas.

Uma aceleração dos esforços para utilizar novos radiotelescópios como o HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array) e o OVRO-LWA (Owens Valley Long Wavelength Array) auxiliaria esta pesquisa.

Os resultados deste estudo foram recentemente publicados na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Detectada poderosa proeminência em Proxima Centauri

Usando dados do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), uma equipe de astrônomos descobriu que uma forte proeminência estelar entrou em erupção em Proxima Centauri em março de 2017.

© NRAO/D. Berry (ilustração de uma anã vermelha como Proxima Centauri)

O achado levanta questões sobre a habitabilidade do vizinho exoplanetário mais próximo do nosso Sistema Solar, Proxima b, que orbita Proxima Centauri.

No seu pico, a recém-reconhecida proeminência foi 10 vezes mais brilhante do que as maiores proeminências do nosso Sol, quando observadas em comprimentos de onda semelhantes. As proeminências estelares ainda não foram bem estudadas nos comprimentos de onda milimétricos e submilimétricos detectados pelo ALMA, especialmente em torno de estrelas do tipo de Proxima Centauri, anãs M, as estrelas mais comuns na nossa Galáxia.

A proeminência aumentou em 1.000 vezes, durante 10 segundos, o brilho de Proxima Centauri. Foi precedida por uma proeminência menor; em conjunto, todo o evento durou menos de dois minutos das 10 horas que o ALMA observou a estrela, entre janeiro e março do ano passado.

As proeminências estelares ocorrem quando uma mudança no campo magnético da estrela acelera elétrons até velocidades que se aproximam da luz. Os elétrons acelerados interagem com o plasma altamente carregado que compõe a maioria da estrela, provocando uma erupção que produz emissões em todo o espectro eletromagnético.

"É provável que Proxima b tenha sido banhada em radiação altamente energética durante esta proeminência," explicou MacGregor, acrescentando que já se sabia que Proxima Centuari emitia proeminências regulares, embora menores, em raios X. "Durante os bilhões de anos desde a formação de Proxima b, proeminências como esta podem ter evaporado qualquer atmosfera ou oceano e esterilizado a superfície, sugerindo que a habitabilidade pode envolver mais do que apenas a distância ideal à estrela hospedeira para poder abrigar água líquida," comenta Meredith MacGregor, astrônoma do Instituto Carnegie para Ciência, Departamento de Magnetismo Terrestre em Washington, EUA.

Um artigo anterior que também usou os mesmos dados do ALMA interpretou a sua luminosidade média, que incluiu o fluxo de luz tanto da estrela como da proeminência, como sendo provocada por múltiplos discos de poeira que circundam Proxima Centauri, não muito diferentes dos cinturões de asteroides e de Kuiper do nosso Sistema Solar.

Mas quando os pesquisadores analisaram os dados do ALMA como uma função do tempo de observação, em vez de calcular uma média global, foram capazes de ver a explosão transitória de radiação emitida por Proxima Centauri pelo que realmente era.

Foi observado que não existe uma quantidade substancial de poeira em torno de Proxima Centuari, e também não há nenhuma informação que indique que a estrela possui um rico sistema planetário como o nosso.

A descoberta foi publicada na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Hubble fornece evidências de uma nova física no Universo

Os astrônomos através do telescópio espacial Hubble efetuaram as medições mais precisas da taxa de expansão do Universo desde que foi calculada pela primeira vez há quase um século. Curiosamente, os resultados induz considerar que podem haver evidências de algo inesperado operando no Universo.

© STScI/A. Riess (NGC 3972 e NGC 1015)

Estas imagens do telescópio espacial Hubble mostram duas das 19 galáxias analisadas num projeto para melhorar a precisão da taxa de expansão do Universo, um valor conhecido como a constante de Hubble. As composições a cores mostram NGC 3972 (esquerda) e NGC 1015 (direita), localizadas a 65 e 118 milhões de anos-luz, respetivamente. Os círculos amarelos em cada galáxia representam as localizações de estrelas pulsantes chamadas variáveis Cefeidas.

Isto porque a descoberta mais recente do Hubble confirma uma discrepância incômoda que mostra que o Universo parece estar se expandindo mais depressa, agora, do que era esperado dada a sua trajetória vista pouco depois do Big Bang. Os pesquisadores sugerem que pode ser necessária uma nova física para explicar a inconsistência.

"A comunidade está realmente lutando para compreender o significado desta discrepância," realça Adam Riess, do STScI (Space Telescope Science Institute) e da Universidade Johns Hopkins.

A equipe de Riess vem usando o Hubble ao longo dos últimos seis anos para refinar as medições das distâncias a galáxias, com auxílio das suas estrelas como marcadores. Estas medições são usadas para calcular quão rápido o Universo se expande com o tempo, um valor conhecido como a constante de Hubble. O novo estudo da equipe estica o número de estrelas analisadas até 10 vezes a distância dos resultados anteriores do Hubble.

Mas o valor de Riess reforça a disparidade com o valor esperado e derivado das observações da expansão do Universo inicial, 378.000 anos após o Big Bang, o evento violento que formou o Universo há aproximadamente 13,8 bilhões de anos. Estas medições foram feitas pelo satélite Planck da ESA, que mapeia o fundo cósmico de micro-ondas, uma relíquia do Big Bang. A diferença entre estes dois valores é aproximadamente de 9%. As novas medições do Hubble ajudam a reduzir as hipóteses de que a discrepância entre os dois valores é mera coincidência para 1 em 5.000.

O resultado do Planck previa que o valor da constante de Hubble deveria agora ser de 67 quilômetros por segundo por megaparsec (3,3 milhões de anos-luz), e que não podia ser superior a 69 quilômetros por segundo por megaparsec. Isto significa que por cada 3,3 milhões de anos-luz que uma galáxia está de nós, move-se 67 km/s mais depressa. Mas a equipe de Riess mediu um valor de 73 km/s/Mpc, indicando que as galáxias se movem a um ritmo mais rápido do que o implícito nas observações do Universo inicial.

Os dados do Hubble são tão precisos que não é possível descartar a diferença entre os dois resultados como erros em qualquer medição única ou método. "Ambos os resultados foram testados de várias formas, assim que a não ser que existam uma série de erros não relacionados, mas deve ser uma característica do Universo," explica Riess.

Riess delineou algumas explicações possíveis para esta discrepância, todas relacionadas com os 95% do Universo que está envolto em escuridão. Uma possibilidade é que a energia escura, já conhecida por acelerar o cosmos, pode estar afastando as galáxias umas das outras com uma força ainda maior, ou crescente. Isto significa que a própria aceleração pode não ter um valor constante no Universo, mas mudar ao longo do tempo do Universo. Riess partilhou o Prêmio Nobel pela descoberta, em 1998, da aceleração do Universo.

Outra ideia é que o Universo contém uma nova partícula subatômica que viaja perto da velocidade da luz. Estas velozes partículas são coletivamente chamadas "radiação escura" e incluem partículas anteriormente conhecidas como os neutrinos, criados em reações nucleares e decaimentos radioativos. Ao contrário de um neutrino normal, que interage por força subatômica, esta nova partícula só seria afetada pela gravidade e é apelidada de "neutrino estéril."

Ainda outra possibilidade fascinante é que a matéria escura (uma forma invisível de matéria não composta por prótons, nêutrons e elétrons) interage mais fortemente com a matéria normal ou com a radiação do que se julgava anteriormente.

Qualquer um destes cenários mudaria os conteúdos do Universo inicial, levando a inconsistências nos modelos teóricos. Estas inconsistências resultariam num valor incorreto para a constante de Hubble, inferido a partir de observações do cosmos jovem. Este valor seria então incompatível com o número derivado das observações do Hubble.

Riess e colegas não têm ainda quaisquer respostas para este problema vexante, mas a sua equipe continuará trabalhando no ajuste da taxa de expansão do Universo. Até agora, a equipe de Riess, de nome SH0ES (Supernova H0 for the Equation of State), diminuiu a incerteza para 2,3%. Antes do Hubble ter sido lançado em 1990, as estimativas da constante de Hubble variavam por um fator de dois. Um dos objetivos principais do Hubble era o de ajudar os astrônomos a reduzir o valor desta incerteza até um erro de apenas 10%. Desde 2005, o grupo tem procurado aprimorar a precisão da constante de Hubble até que permita uma melhor compreensão do comportamento do Universo.

A equipe conseguiu refinar o valor da constante de Hubble otimizando e fortalecendo a construção da escada de distâncias cósmicas, que os astrônomos usam para medir distâncias precisas de galáxias próximas e distantes. Os pesquisadores compararam estas distâncias com a expansão do espaço, conforme medido pela dilatação da luz de galáxias cada vez mais distantes. Usaram então a aparente velocidade externa das galáxias a cada distância para calcular a constante de Hubble.

Mas o valor da constante de Hubble só é tão preciso quanto a precisão das medições. Os astrônomos selecionaram classes especiais de estrelas e supernovas como "marcadores cósmicos" para medir com precisão as distâncias das galáxias.

Entre as mais confiáveis para distâncias menores estão as variáveis Cefeidas, estrelas pulsantes que aumentam e diminuem de brilho a ritmos que correspondem ao seu brilho intrínseco. As suas distâncias, portanto, podem ser inferidas através da comparação do seu brilho intrínseco com o seu brilho aparente visto da Terra.

A astrônoma Henrietta Leavitt foi a primeira a reconhecer a utilidade das variáveis Cefeidas para medir distâncias em 1913. Mas o primeiro passo é medir as distâncias às Cefeidas independentemente do seu brilho, usando uma ferramenta básica de geometria chamada paralaxe. A paralaxe é a mudança aparente na posição de um objeto devido a uma alteração do ponto de vista de um observador. Esta técnica foi inventada pelos antigos Gregos que a usaram para medir a distância da Terra à Lua.

O resultado mais recente do Hubble é baseado em medições da paralaxe de oito Cefeidas recém-analisadas na nossa Via Láctea. Estas estrelas estão cerca de 10 vezes mais distantes do que as estudadas anteriormente, residindo entre 6.000 e 12.000 anos-luz da Terra, o que as torna mais difíceis de medir. Pulsam a intervalos mais longos, tal como as Cefeidas observadas pelo Hubble em galáxias distantes que contêm outra "régua" confiável, explosões estelares chamadas supernovas do Tipo Ia. Este tipo de supernova explode com um brilho uniforme e é brilhante o suficiente para ser observado relativamente longe. As observações anteriores do Hubble estudaram 10 cefeidas que piscam mais depressa localizadas de 300 a 1.600 anos-luz da Terra.

Para medir a paralaxe com o Hubble, a equipe teve que avaliar a pequena, mas aparente oscilação das Cefeidas devido ao movimento da Terra em torno do Sol. Estas oscilações têm aproximadamente 1/100 do tamanho de um único pixel na câmara do telescópio, equivalentes ao tamanho aparente de um grão de areia a 160,9 km de distância.

Portanto, para garantir a precisão das medições foi desenvolvido um método inteligente que não tinha sido previsto durante o lançamento do Hubble. Os cientistas inventaram uma técnica de varrimento na qual o telescópio media a posição de uma estrela mil vezes por minuto a cada seis meses durante quatro anos.

A equipe calibrou o brilho verdadeiro das oito estrelas que pulsam lentamente e cruzou-as com as suas primas mais distantes a fim de encolher as imprecisões na sua escada de distâncias. Os inpesquisadores compararam então o brilho das Cefeidas e das supernovas nestas galáxias com maior confiança, para que pudessem medir com mais firmeza o brilho verdadeiro das estrelas e, portanto, calcular distâncias de centenas de supernovas em galáxias distantes com maior precisão.

Outra vantagem deste estudo é o uso do mesmo instrumento, o WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble, para calibrar as luminosidades tanto das Cefeidas próximas como daquelas em outras galáxias, eliminando os erros sistemáticos que são inevitavelmente introduzidos quando comparando medições obtidas por diferentes telescópios.

Normalmente, se a cada seis meses quando é medida a mudança na posição de uma estrela em relação a uma segunda a estas distâncias, há uma limitação da capacidade em descobrir exatamente onde está a estrela. Usando a nova técnica, o Hubble move-se lentamente através de um alvo estelar e capta a imagem como uma linha de luz. "Este método permite oportunidades repetidas para medir os deslocamentos extremamente pequenos devido à paralaxe. Estamos medindo a separação entre duas estrelas, não apenas num local na câmara, mas repetidamente durante milhares de vezes, reduzindo os erros nas medições," acrescenta Riess.

O objetivo da equipe é reduzir ainda mais a incerteza usando dados do Hubble e do observatório espacial Gaia da ESA, que irá medir as posições e distâncias de estrelas com uma precisão sem precedentes. Esta precisão será necessária para diagnosticar a causa desta discrepância.

Os resultados foram aceitos para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute