A Nebulosa do Caranguejo em ultravioleta

A Nebulosa do Caranguejo, também catalogada como M1, NGC 1952, Taurus A) é um remanescente de supernova localizado a cerca de 6.500 anos-luz de distância da Terra na constelação de Touro.

© XMM-Newton (Nebulosa do Caranguejo em ultravioleta)

No centro da nebulosa há um pulsar, o remanescente de uma estrela que explodiu para formar a nebulosa. O pulsar gira em torno de 30 vezes por segundo, varrendo um feixe de ondas de rádio através da Galáxia.

Alguns dos materiais que cercam o pulsar foram ejetados antes da estrela explodir, e o resto foi expulso durante a supernova. O vento do pulsar escapa a alta velocidade, criando uma estrutura dinâmica ao interagir com o material ejetado.

A nebulosa está em expansão com velocidade aproximadamente de 1.500 km/s, como revelado por imagens tiradas alguns anos antes. Ao delinear isso, é possível identificar o ano em que a estrela explodiu, coincidindo com observações de astrônomos chineses em 1054 de uma estrela brilhante o suficiente para ser vista durante a luz do dia.

A imagem mostrada aqui está em luz ultravioleta obtida pelo telescópio XMM-Newton da ESA, que tem examinado o céu desde o ano 2000.

Embora o XMM-Newton seja principalmente um telescópio para observar raios X, o Monitor Óptico permite que as observações ópticas e ultravioletas sejam feitas simultaneamente com observações de raios X.

A imagem é uma composição de 75 imagens individuais efetuadas entre 2001 e 2015. Poucas imagens ultravioletas da Nebulosa do Caranguejo estavam disponíveis antes desta.

Parece que a emissão ultravioleta vem da “radiação sincrotrônica”, criada quando as partículas atômicas se espelham em torno de linhas do campo magnético.

A imagem XMM-Newton revela “aberturas” que recuam os lados leste e oeste da nebulosa. Pensa-se que um toróide magnetizado de material cercou a estrela antes de explodir, o que bloqueou as partículas de alta velocidade e, portanto, a radiação sincrotrônica.

As aberturas também são evidentes em imagens de rádio, embora a abertura oriental seja melhor definida devido aos aspectos intrincados em torno das bordas da imagem de rádio.

Esta imagem foi realizada como parte do estudo detalhado em vários comprimentos de onda da Nebulosa do Caranguejo, com imagens também tomadas em raios X, ondas de rádio, infravermelhas e ópticas.

Uma nova composição da Nebulosa do Caranguejo que inclui dados do Chandra, Spitzer e Hubble também foi lançada na semana passada, conforme imagem vista a seguir.

© Chandra/Spitzer/Hubble (Nebulosa do Caranguejo)

Fonte: ESA

O Disco do Céu de Nebra

O Disco do Céu de Nebra é considerado a ilustração mais antiga do céu noturno. Mas o que, exatamente ele mostra e por que ele foi feito?

© Wikipédia (Disco do Céu de Nebra)

O Disco do Céu de Nebra, foi encontrado com um detector de metal em 1999 pelos caçadores de tesouro perto de Nebra, na Alemanha, no meio de algumas armas da idade do bronze.

O antigo artefato é feito de bronze, uma liga metálica de cobre e estanho, com aplicações em ouro, originária da Idade do Bronze, tem cerca de 30 centímetros de diâmetro, e foi associado com a Cultura Unetice, que habitou parte da Europa por volta dos anos 1.600 a.C. Ele reconstrui os pontos que representam as estrelas, um aglomerado representando as Plêiades, e o grande círculo e a forma de Lua Crescente representando o Sol e a Lua.

A proposta do disco ainda permanece desconhecida, algumas hipóteses incluem que ele poderia ser usado como um tipo de relógio astronômico, um trabalho de arte, ou um símbolo religioso.

Desde 2002 o disco pertence ao espólio do Museu Pré-Histórico de Sachsen-Anhalt em Halle. Avaliado em 11 milhões de dólares, alguns acreditam que o Disco do Céu de Nebra é somente um de um par, sendo que o outro disco ainda não foi descoberto.

Fonte: NASA

Hubble encontra relíquia galáctica vizinha "parada no tempo"

Os astrônomos colocaram o telescópio espacial Hubble numa missão à maneira do personagem Indiana Jones, a fim de descobrir uma antiga relíquia galáctica no nosso "quintal" cósmico.

© Hubble (NGC 1277)

O aglomerado muito estranho e raro de estrelas permaneceu essencialmente inalterado nos últimos 10 bilhões de anos. Esta "ilha" estelar rebelde fornece novos e valiosos conhecimentos sobre a origem e evolução das galáxias há bilhões de anos atrás.

A galáxia, NGC 1277, começou a sua vida há muito tempo com um estrondo, furiosamente produzindo estrelas a um ritmo mil vezes superior ao que vemos hoje na nossa Via Láctea. Mas ficou calma abruptamente à medida que as estrelas envelheciam e se tornavam cada vez mais avermelhadas.

Embora o Hubble tenha visto galáxias "vermelhas e mortas" no início do Universo, nunca tinham sido encontradas conclusivamente nas proximidades. Devido à imensa distância das primeiras galáxias, são apenas pontos vermelhos nas imagens de céu profundo do Hubble. A NGC 1277 proporciona uma oportunidade única para ver uma destas galáxias de perto. "Podemos explorar estas galáxias originais em grande detalhe e analisar as condições do Universo primitivo," afirma Ignacio Trujillo, do Instituto de Astrofísica das Canárias na Universidade de La Laguna, Espanha.

Os pesquisadores descobriram que a relíquia galáctica tem o dobro das estrelas da nossa Via Láctea mas, fisicamente, corresponde a um-quarto do tamanho da nossa Galáxia. Essencialmente, a NGC 1277 encontra-se num estado de "desenvolvimento estagnado". Talvez, como todas as galáxias, começou como um objeto compacto mas não conseguiu acumular mais material para crescer em tamanho e formar uma magnífica galáxia em forma de moinho de vento.

Os cientistas dizem que aproximadamente uma em cada 1.000 galáxias massivas devem ser relíquias galácticas como a NGC 1277. Não ficaram surpresos ao encontrá-la, mas simplesmente consideram que estava no lugar certo à hora certa para evoluir desta maneira.

O sinal revelador do estado da galáxia reside nos antigos aglomerados globulares que a rodeiam. As galáxias massivas tendem a ter aglomerados globulares tanto pobres em metais (parecendo azuis) como ricos em metais (aparecendo vermelhos). Pensa-se que os aglomerados avermelhados se formem à medida que a galáxia se forma, enquanto os aglomerados azulados são trazidos por satélites menores engolidos pela galáxia central. No entanto, a NGC 1277 não tem praticamente aglomerados globulares azulados. "Há muito tempo que estudo os aglomerados globulares em galáxias e esta é a primeira vez que vejo isto," comenta Michael Beasley, também do Instituto de Astrofísica das Canárias.

Os aglomerados avermelhados são as evidências mais fortes de que a galáxia parou a sua formação estelar há muito tempo. No entanto, a falta de aglomerados azuis sugere que a NGC 1277 nunca cresceu através da fusão com outras galáxias circundantes.

© Hubble/Z. Levay (localização das estrelas vermelhas e azuis na NGC 1277 e NGC 1278)

A imagem acima mostra a localização das estrelas vermelhas e das estrelas azuis que dominam os aglomerados globulares nas galáxias NGC 1277 e NGC 1278. Mostra que a NGC 1277 é dominada por aglomerados globulares antigos e vermelhos. Isto é evidência de que a galáxia NGC 1277 parou de fazer estrelas novas há bilhões de anos atrás, em comparação com a NGC 1278, que tem mais aglomerados estelares jovens e azulados.

Em contraste, a nossa Via Láctea contém aproximadamente 180 aglomerados globulares azuis e vermelhos. Isto deve-se em parte ao fato de que a Via Láctea continua a canibalizar galáxias que passam demasiado perto no nosso Grupo Local de algumas dúzias de galáxias pequenas.

A NGC 1277 vive num ambiente marcadamente diferente. Situa-se perto do centro do aglomerado de galáxias Perseu, com mais de 1.000 galáxias, a 240 milhões de anos-luz de distância. Mas a NGC 1277 move-se tão depressa através do aglomerado, a 3,2 milhões de quilômetros por hora, que não consegue fundir-se com outras galáxias para recolher estrelas ou para puxar gás para alimentar a sua formação estelar. Além disso, perto do centro do aglomerado de galáxias, o gás intergaláctico é tão quente que não consegue arrefecer para condensar e formar estrelas.

A equipe começou a procurar galáxias neste estado no levantamento SDSS (Sloan Digital Sky Survey) e encontrou 50 galáxias compactas massivas. Usando uma técnica semelhante, mas numa amostra diferente, a NGC 1277 foi identificada como única, pois possui um buraco negro central que é muito mais massivo do que deveria ser para uma galáxia deste tamanho. Isto reforça o cenário de que o buraco negro supermassivo e o centro denso da galáxia cresceram simultaneamente, mas a população estelar da galáxia parou de crescer e de se expandir porque não tinha material do exterior.

O futuro telescópio espacial James Webb da NASA (com lançamento previsto para 2019) permitirá aos astrônomos medir os movimentos dos aglomerados globulares na NGC 1277. Isto proporcionará a primeira oportunidade de medir a quantidade de matéria escura que a galáxia primordial contém.

Os resultados foram publicados na revista científica Nature.

Fonte: Instituto de Astrofísica das Canárias

A Gaivota e o Pato

Vistas como gaivota e pato, estas nebulosas não são as únicas nuvens cósmicas que evocam imagens de voo.

© Raul Villaverde Fraile (NGC 2327, IC2177 e NGC 2359)

Mas ambas estão se aproximando desta ampla paisagem celeste que se estende por quase 7 graus no céu noturno da Terra na direção da constelação de Cão Maior.

A grande gaivota (no canto superior esquerdo) é composta por duas das maiores nebulosas de emissão catalogadas. A NGC 2327 é a mais brilhante e forma a cabeça da gaivota, sendo o corpo e as asas formados pela nebulosa mais difusa IC2177.

A envergadura impressionante da gaivota corresponderia a cerca de 250 anos-luz de comprimento com distância estimada de 3.800 anos-luz. No canto inferior direito, o Pato aparece muito mais compacto e abrangendo apenas cerca de 50 anos-luz, com uma distância estimada de 15.000 anos-luz.

Atingido por ventos enérgicos de uma estrela quente e extremamente massiva perto do seu centro, a Nebulosa do Pato é catalogada como NGC 2359. Nota-se que corpo e os apêndices alados do pato também poderiam receber outro nome lendário um pouco mais dramático, o Capacete de Thor.

Fonte: NASA

Telescópio James Webb da NASA vai procurar água interestelar

A água é crucial para a vida. Mas como é que fazemos água? Para produzir H₂O, não basta apenas misturar hidrogênio e oxigênio.

© ESO (IC 2631)

A imagem acima mostra a luz azul de uma estrela recém-nascida iluminando a nebulosa de reflexão IC 2631. Esta nebulosa faz parte da região de formação estelar de Camaleão.

Requer as condições especiais encontradas nas profundezas de nuvens moleculares frias, onde a poeira protege contra a destrutiva radiação ultravioleta e ajuda às reações químicas. O telescópio espacial James Webb da NASA examinará estes reservatórios cósmicos para obter novos conhecimentos sobre a origem e evolução da água e sobre outros blocos de construção dos planetas habitáveis.

Uma nuvem molecular é uma nuvem interestelar composta por poeira, gás e por uma variedade de moléculas que variam desde o hidrogênio molecular (H₂) até compostos orgânicos complexos contendo carbono. As nuvens moleculares possuem a maioria da água no Universo e servem como berçários para estrelas recém-nascidas e seus planetas.

Dentro destas nuvens, nas superfícies de pequenos grãos de poeira, os átomos de hidrogênio ligam-se com o oxigênio para formar água. O carbono junta-se ao hidrogênio para formar metano. O nitrogênio junta-se ao hidrogênio para produzir amônia. Todas estas moléculas ligam-se à superfície de grãos de poeira, acumulando camadas geladas ao longo de milhões de anos. O resultado é uma vasta coleção de "flocos de neve" que são varridos por planetas infantis, fornecendo os materiais necessários para a vida como a conhecemos. "Se pudermos entender a complexidade química destes gelos na nuvem molecular, e como evoluem durante a formação de uma estrela e dos seus planetas, podemos avaliar se os blocos de construção da vida existem em cada sistema estelar," comenta Melissa McClure da Universidade de Amesterdã.

Para entender estes processos, um dos primeiros objetivos científicos oficiais do telescópio espacial James Webb será examinar uma região de formação estelar próxima para determinar quais os gelos aí presentes. "Nós planejamos usar uma variedade de modos e capacidades dos instrumentos do Webb, não só para investigar esta região, mas também para aprender a melhor maneira de estudar gelos cósmicos," comenta Klaus Pontoppidan do STScI (Space Telescope Science Institute). Este projeto aproveitará os espectrógrafos de alta resolução do Webb para obter as observações mais sensíveis e precisas em comprimentos de onda que medem especificamente gelos. Os espectrógrafos do Webb, NIRSpec e MIRI, fornecerão até cinco vezes a precisão de qualquer telescópio espacial anterior em comprimentos de onda do infravermelho próximo e médio.

A equipe, liderada por McClue e pelos pesquisadores Adwin Boogert (Universidade do Havaí) e Harold Linnartz (Universidade de Leiden), planeja ter como alvo o Complexo de Camaleão, uma região de formação estelar visível no hemisfério sul. Está localizado a cerca de 500 anos-luz da Terra e contém várias centenas de protoestrelas, as mais antigas com aproximadamente 1 milhão de anos.

A equipe usará os sensíveis detectores infravermelhos do Webb para observar estrelas por trás da nuvem molecular. À medida que a luz destas tênues estrelas de fundo passa através da nuvem, os gelos na nuvem absorvem parte da luz. Ao observar muitas estrelas de fundo espalhadas pelo céu, os astrônomos podem mapear os gelos em toda a expansão da nuvem e localizar onde se formam os diferentes gelos. Vão também ter como alvo protoestrelas individuais dentro da própria nuvem para aprender como a radiação ultravioleta destas estrelas nascentes promove a criação de moléculas mais complexas.

Os astrônomos também vão examinar os locais de nascimento de planetas, discos rotativos de gás e poeira conhecidos como discos protoplanetários que rodeiam estrelas recém-formadas. Serão capazes de medir as quantidades e as abundâncias relativas dos gelos até 8 bilhões de quilômetros da estrela jovem, pouco mais do que a distância orbital de Plutão no nosso Sistema Solar.

"Os cometas têm sido descritos como bolas de neve empoeiradas. Pelo menos parte da água nos oceanos da Terra foi provavelmente entregue pelos impactos de cometas no início da história do nosso Sistema Solar. Nós vamos observar os locais onde os cometas se formam em torno de outras estrelas," explicou Pontoppidan.

Para entender as observações do Webb, os cientistas precisarão de realizar experiências na Terra. Os espectrógrafos do Webb vão espalhar a radiação infravermelha num espectro. As diferentes moléculas absorvem a luz em determinados comprimentos de onda, ou cores, resultando em linhas espectrais escuras. Os laboratórios conseguem medir uma variedade de substâncias para criar uma base de dados de "impressões digitais" moleculares. Quando os astrônomos veem estas impressões digitais num espectro do Webb, podem então identificar a molécula ou família de moléculas que formaram as linhas de absorção.

"Os estudos de laboratório ajudarão a abordar duas questões importantes. A primeira é quais as moléculas presentes. Mas, igualmente importante, veremos como os gelos aí chegaram. Como é que se formaram? O que encontrarmos com o Webb ajudará a informar os nossos modelos e permitirá compreender os mecanismos da formação de gelo a temperaturas muito baixas," explicou Karin Öberg do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

O telescópio espacial James Webb será o principal observatório espacial infravermelho da próxima década. O Webb ajudará a Humanidade a resolver os mistérios do nosso Sistema Solar, a olhar além para mundos distantes em torno de outras estrelas e a pesquisar as misteriosas estruturas e origens do nosso Universo.

Fonte: Astrobiology Magazine

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