A Nebulosa do Ovo do Robin

Esta linda nuvem cósmica fica a cerca de 1.500 anos-luz de distância, sua forma e cor lembram o ovo de um robin azul.

© Josep Drudis/Don Goldman (NGC 1360)

O objeto foi descoberto pelo astrônomo August Winnecke em 1868, e abrange cerca de 3 anos-luz, aninhados com segurança dentro dos limites da constelação de Fornax.

Reconhecida como uma nebulosa planetária, a NGC 1360 não representa um começo. Em vez disso, corresponde a uma fase breve e final na evolução de uma estrela envelhecida. De fato, visível na imagem telescópica, a estrela central da NGC 1360 é conhecida por ser um sistema estelar binário que provavelmente consiste em duas estrelas anãs brancas evoluídas, menos massivas mas muito mais quentes que o Sol.

Sua radiação ultravioleta intensa removeu os elétrons dos átomos do envoltório gasoso circundante. A matiz azul-verde predominante da NGC 1360 vista aqui é a forte emissão produzida pelos elétrons recombinados com átomos de oxigênio duplamente ionizados.

Fonte: NASA

Galáxias no Rio

Grandes galáxias crescem englobando galáxias menores.

© M. Meunier/L. Bernasconi (NGC 1531 & NGC 1532)

Até mesmo nossa própria galáxia pratica o canibalismo galáctico, absorvendo pequenas galáxias que se aproximam demais e são capturadas pela gravidade da Via Láctea. De fato, a prática é comum no Universo e ilustrada por este impressionante par de galáxias em interação nas margens da constelação do sul Eridanus, O Rio.

Localizada a mais de 50 milhões de anos-luz de distância, a grande e distorcida galáxia espiral NGC 1532 é vista interagindo gravitacionalmente com a galáxia anã NGC 1531 (à direita do centro), uma luta que a galáxia menor eventualmente perderá.

Vista de lado, a galáxia espiral NGC 1532 abrange cerca de 100.000 anos-luz. Muito bem detalhado nesta imagem, o par NGC 1532/1531 é semelhante ao sistema bem estudado de espiral frontal e pequena companheira conhecido como M51.

Fonte: NASA

Uma pluralidade de singularidades no centro galáctico

Uma recente pesquisa informal descobriu que os astrônomos ainda não têm um bom nome coletivo para um grupo de buracos negros, mas eles precisam de um.

© NASA/Chandra (Sgr A* e binários de raios X)

Os círculos vermelhos nesta imagem de raio X do observatório Chandra identificam um grupo de uma dúzia de buracos negros que são membros de sistemas estelares binários. A dúzia de binárias de raios X remanescentes é identificada na versão rotulada da imagem usando círculos de cor vermelha. Outras fontes com quantidades relativamente grandes de raios X de alta energia são rotuladas em branco, e são na maior parte binárias contendo estrelas anãs brancas.

Com 5 a 30 vezes a massa do Sol, os binários de buracos negros estão aglomerados em cerca de 3 anos-luz do centro da nossa galáxia onde o buraco negro supermassivo identificado como Sagitário A* (Sgr A*) reside. Estudos teóricos da dinâmica de estrelas em galáxias indicaram que uma grande população de buracos negros de massa estelar - até 20.000 - poderia se deslocar para o interior ao longo do tempo em torno de Sgr A*.

Os círculos amarelos indicam fontes de raios X que provavelmente são estrelas de nêutrons menos massivas ou estrelas anãs brancas em sistemas estelares binários.

Os buracos negros sozinhos seriam invisíveis, mas como parte de um sistema estelar binário, eles criam material de sua companheira normal e geram raios X.

A certa distância do centro galáctico, o Chandra consegue detectar apenas o mais brilhante destes sistemas binários de buracos negros como fontes pontuais de raios X, sugerindo que muitos binários de buracos negros emissores de raios X mais fracos deveriam existir lá, ainda não detectados.

Embora a explicação do buraco negro seja plausível, não pode ser descartada a possibilidade de que cerca de metade das dúzias de fontes observadas sejam de uma população de pulsares de milissegundo, ou seja, estrelas de nêutrons muito velozes com fortes campos magnéticos.

Esta descoberta também poderia informar a futura pesquisa de ondas gravitacionais. Saber o número de buracos negros no centro de uma galáxia típica pode ajudar a prever melhor quantos eventos de ondas gravitacionais podem estar associados a eles.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Um possível planeta em formação foi fotografado por acaso

Um grupo de astrônomos, liderada por pesquisadores holandeses da Universidade de Leiden, estava examinando o disco de poeira em torno da jovem estrela dupla CS Cha, quando viram um pequeno ponto na borda das suas imagens.

© C. Ginski/SPHERE (imagem infravermelha do binário CS Cha com o companheiro no círculo)

O ponto é um pequeno planeta com apenas alguns milhões de anos, que se move juntamente com a estrela dupla. Ainda não está claro se é um super-Júpiter em formação ou uma anã marron.

Os pesquisadores suspeitam que é um planeta na sua infância que ainda está crescendo. Os astrônomos usaram o instrumento SPHERE no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile.

A estrela binária CS Cha e o seu companheiro especial estão localizados a cerca de seiscentos anos-luz de distância da Terra numa região de formação estelar na direção da constelação do hemisfério sul de Camaleão. A estrela dupla tem apenas dois ou três milhões de anos. Os pesquisadores queriam estudar a estrela para procurar um disco de poeira e planetas em formação.

Durante a sua análise da estrela binária, os astrônomos viram um pequeno ponto na borda das suas imagens. Os cientistas mergulharam nos arquivos do telescópio e descobriram o ponto, mas muito mais tênue, também em fotografias com 19 anos obtidas pelo telescópio espacial Hubble e em fotografias com 11 anos do VLT. Graças a estas imagens antigas, foi possível identificar que o companheiro se move com o binário e que pertencem juntos.

Ainda não se sabe definitivamente o aspeto do companheiro e como foi formado. Os cientistas tentaram encaixar vários modelos nas observações, mas não há plena certeza. O companheiro pode ser uma pequena estrela anã marron, mas também pode ser um super-Júpiter.

O autor principal Christian Ginski explica: "A parte mais emocionante é que a luz do companheiro é altamente polarizada. Esta preferência na direção da polarização geralmente ocorre quando a luz é espalhada ao longo do caminho. Nós suspeitamos que o companheiro esteja rodeado pelo seu próprio disco de poeira. A parte complicada é que o disco bloqueia grande parte da luz e é por isso que dificilmente podemos determinar a massa do companheiro. De modo que pode ser uma anã marron, mas também um super-Júpiter em formação. Os modelos clássicos de formação planetária não nos conseguem ajudar."

No futuro, os pesquisadores querem examinar o binário e o companheiro em mais detalhe. Pretendem usar o telescópio internacional ALMA situado no planalto Chajnantor dos Andes Chilenos.

Em breve será publicado um artigo aceito pela revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Leiden University

Galáxias massivas em aglomerados se movem de maneira inesperada

Astrônomos usando dados de ambos os espectrógrafos (Norte e Sul) do Gemini Multi-Object Spectrographs (GMOS) mediram os movimentos das estrelas dentro de uma amostra de 32 galáxias elípticas e encontraram os movimentos estelares inconsistentes com os primos solitários destas galáxias.

© Gemini Observatory (aglomerados de galáxias MS0440+02)

A imagem mostra o aglomerado de galáxias MS0440+02, destacando seis esferóides elípticos brilhantes, todos com o mesmo redshift.

As galáxias escolhidas são conhecidas como as galáxias mais brilhantes dos aglomerados (BCGs), porque são os membros mais brilhantes de grandes aglomerados de galáxias. A equipe internacional de astrônomos obteve espectros usando os observatórios Gemini,  para encontrar as velocidades relativas das estrelas dentro de cada galáxia e, em seguida, determinar as dispersões centrais de velocidade estelar e os perfis de dispersão radial para cada galáxia. “Isso é semelhante ao que vemos em nosso próprio Sistema Solar com as diferentes velocidades dos planetas ao redor do Sol,” disse John Blakeslee, chefe de ciência do Gemini Observatory. “Usamos as velocidades dos planetas para determinar a distribuição em massa do nosso Sistema Solar e também como conhecemos a massa do Sol com precisão”.

Os pesquisadores descobriram uma variedade surpreendente nas formas dos perfis de dispersão de velocidade para as BCGs, com uma grande fração mostrando perfis de dispersão crescentes. Um perfil crescente de dispersão de velocidade significa que as estrelas dentro destas galáxias estão se movendo mais rápido à medida que você avança para mais longe do núcleo da galáxia em resposta a uma força gravitacional crescente. Em comparação, os perfis de dispersão de velocidade ascendente são muito mais raros em outras elípticas massivas que não são BCGs, incluindo muitas galáxias mais brilhantes em grupos (BGGs).

“Você pensaria ingenuamente que galáxias elípticas massivas são uma classe de objetos homogêneos e bem comportados, mas as mais massivas, aquelas dos centros de grupos e aglomerados, continuam a nos surpreender,” disse Ilani Loubser, astrônoma da North-West University na África do Sul. Ela também observou: “A qualidade e a riqueza de informações que podemos medir a partir dos espectros do GMOS (mesmo em clima ruim) são notáveis!”

As BCGs tendem a residir perto dos centros de seus respectivos aglomerados e, portanto, são geralmente incorporadas em distribuições estendidas de matéria luminosa e escura. A amostra de BCGs neste estudo incluiu algumas das galáxias mais massivas conhecidas no Universo a uma distância de cerca de 3,2 bilhões de anos-luz (z ~ 0,3).

O estudo também descobriu que os declives dos perfis de dispersão de velocidade se correlacionam com a luminosidade da galáxia, no sentido de que o aumento na velocidade das estrelas é maior em BCGs mais brilhantes, assim como em BGGs. Se a diversidade completa nos perfis de dispersão de velocidade observados é consistente com os modelos padrão para o crescimento de galáxias massivas, ainda não está claro. Comparações mais detalhadas com perfis de dispersão de velocidade em simulações cosmológicas são necessárias.

O estudo foi aceito para publicação no Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Gemini Observatory

Asteroide exilado descoberto nos confins do Sistema Solar

Com o auxílio dos telescópios do ESO, uma equipe internacional de astrônomos investigou uma relíquia do Sistema Solar primordial.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do asteroide exilado 2004 EW₉₅)

A equipe descobriu que o estranho objeto do Cinturão de Kuiper 2004 EW₉₅ é um asteroide rico em carbono, o primeiro deste tipo confirmado nos frios confins do Sistema Solar. Este curioso objeto formou-se muito provavelmente no cinturão de asteroides situado entre Marte e Júpiter e foi depois lançado a bilhões de quilômetros de distância, instalando-se assim no Cinturão de Kuiper.

Os primórdios do nosso Sistema Solar foram muito tempestuosos. Modelos teóricos deste período predizem que depois da formação dos gigantes gasosos, estes planetas assolaram o Sistema Solar, ejetando pequenos corpos rochosos das regiões internas para órbitas mais externas, muito afastadas do Sol. Modelos dinâmicos atuais relativos à evolução do Sistema Solar primordial, tais como a hipótese Grand Tack e o modelo de Nice, preveem que os planetas gigantes migraram inicialmente para o interior e posteriormente para o exterior, perturbando e espalhando objetos do Sistema Solar interno. Como consequência, espera-se que uma pequena percentagem de asteroides rochosos tenha sido ejetada para órbitas situadas na Nuvem de Oort e no Cinturão de Kuiper.

Em particular, os modelos sugerem que o cinturão de Kuiper, uma região fria situada além da órbita de Netuno, deveria conter uma pequena fração de corpos rochosos originários do Sistema Solar interno, tais como os asteroides ricos em carbono, os chamados asteroides carbonáceos, ou do tipo C.

Agora, um artigo científico recente apresenta evidências sólidas para a existência do primeiro asteroide do tipo C observado no cinturão de Kuiper, apoiando assim fortemente os modelos teóricos dos primórdios turbulentos do nosso Sistema Solar. Após medições difíceis obtidas por vários instrumentos montados no Very Large Telescope (VLT) do ESO, uma pequena equipe de astrônomos liderada por Tom Seccull da Queen’s University Belfast no Reino Unido, conseguiu obter a composição do objeto anômalo do cinturão de Kuiper 2004 EW₉₅ e determinar que se trata de um asteroide carbonáceo. Este fato sugere que este asteroide se formou originalmente no Sistema Solar interno, tendo depois migrado mais para o exterior.

A natureza peculiar do 2004 EW₉₅ foi inicialmente observada com o telescópio espacial Hubble por Wesley Fraser, também astrônomo na Queen’s University Belfast e um dos membros da equipe responsável por esta descoberta. O espectro de reflexão do asteroide, um padrão específico de comprimentos de onda da luz refletida por um objeto, era diferente dos espectros de pequenos objetos do cinturão de Kuiper semelhantes, os quais apresentam tipicamente espectros pouco interessantes sem estruturas, que revelam pouca informação sobre a sua composição.

O espectro de reflexão do 2004 EW₉₅ era claramente distinto dos outros objetos observados no Sistema Solar externo.

A equipe observou o 2004 EW₉₅ com os instrumentos X-Shooter e FORS2 montados no VLT. A sensibilidade destes espectrógrafos permitiu aos pesquisadores obter medições mais detalhadas do padrão de luz refletida pelo asteroide e consequentemente inferir a sua composição.

No entanto, mesmo com o impressionante poder coletor do VLT, o 2044 EW₉₅ era ainda difícil de observar. Apesar do objeto ter uma dimensão de 300 km, encontra-se atualmente à colossal distância de 4 bilhões de km da Terra, o que faz com que a obtenção de dados da sua superfície escura rica em carbono, se torne  num desafio científico bastante grande.

Duas estruturas nos espectros do objeto eram particularmente notórias e correspondiam à presença de óxidos de ferro e filossilicatos. A presença destes materiais nunca tinha sido confirmada anteriormente num objeto do cinturão de Kuiper e sugere fortemente que 2004 EW₉₅ se formou no Sistema Solar interior.

Dada a localização atual de 2004 EW₉₅ nos confins gelados do Sistema Solar, é possível que o objeto foi lançado para a sua órbita atual por um planeta migratório durante os primórdios do Sistema Solar.

Este trabalho foi publicado na revista especializada The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Encontrado um exoplaneta sem nuvens

Cientistas detectaram uma atmosfera exoplanetária livre de nuvens, marcando um avanço fundamental na busca por uma maior compreensão dos planetas situados além do nosso Sistema Solar.

© Engine House (ilustração do "Saturno quente" WASP-96b)

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada pelo Dr. Nikolay Nikolov da Universidade de Exeter, Reino Unido, descobriu que a atmosfera do "Saturno quente" WASP-96b não tem nuvens.

Usando o Very Large Telescope (VLT) de 8,2m no Chile, a equipe estudou a atmosfera do WASP-96b quando o planeta passou em frente da sua estrela progenitora. Isto permitiu a medida da diminuição da luz estelar provocada pelo planeta e pela sua atmosfera, possibilitando determinar a composição atmosférica do planeta.

Assim como as impressões digitais de um indivíduo são únicas, os átomos e as moléculas têm uma característica espectral única que pode ser usada para detectar a sua presença em objetos celestes. O espectro do WASP-96b mostra a impressão digital completa do sódio, que só pode ser observada numa atmosfera sem nuvens.

O WASP-96b é um típico gigante gasoso e quente (1.300K), semelhante a Saturno em massa e que excede o tamanho de Júpiter em 20%. O planeta transita periodicamente uma estrela parecida com o Sol a 980 anos-luz de distância na direção da constelação do hemisfério sul da Fênix, entre as joias estelares do sul Fomalhaut (α Piscis Austrini) e Achernar (α Eridani).

Há muito que se previu que o sódio existe nas atmosferas dos gigantes gasosos e quentes, e numa atmosfera livre de nuvens produziria um espectro similar, em forma, ao perfil de uma tenda de campismo.

Nikolay Nikolov, autor principal da Universidade de Exeter, afirma: "Analisamos mais de 20 espectros de trânsitos exoplanetários. O WASP-96b é o único exoplaneta que parece estar totalmente livre de nuvens e mostra uma assinatura de sódio tão clara que torna o planeta uma referência para caracterização."

Sabemos que as nuvens e neblinas existem em alguns dos planetas mais frios e mais quentes do Sistema Solar e além. A presença ou ausência de nuvens e a sua capacidade para bloquear a luz desempenham um papel importante no orçamento energético geral das atmosferas planetárias.

"É difícil prever quais destas atmosferas quentes terão nuvens espessas. Ao observarmos toda a gama de possíveis atmosferas, desde as muito nubladas até às limpas como WASP-96b, obtemos uma melhor compreensão da composição destas nuvens," explica o professor Jonathan J. Fortney, do Other Worlds Laboratory da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, EUA.

A assinatura do sódio vista em WASP-96b sugere uma atmosfera livre de nuvens. A observação permitiu com que a equipe medisse a abundância de sódio na atmosfera do planeta, encontrando níveis semelhantes aos vistos no nosso próprio Sistema Solar.

"O WASP-96b também proporcionará uma oportunidade única para determinar a abundância de outras moléculas, como água, monóxido de carbono e dióxido de carbono com observações futuras," acrescenta Ernst de Mooij da Universidade da Cidade de Dublin.

O sódio é o sétimo elemento mais comum no Universo. Na Terra, compostos de sódio como o sal dão à água do mar o seu sabor salgado e a cor branca das salinas. Na vida animal, o sódio é conhecido por regular a atividade cardíaca e o metabolismo. O sódio também é usado em tecnologia, como nas luzes de rua de vapor de sódio, que produz um tom amarelo-laranja.

Os astrônomos pretendem observar a assinatura de outras espécies atmosféricas, como a água, o monóxido de carbono e o dióxido de carbono, com o telescópio espacial Hubble e o futuro telescópio espacial James Webb, além de telescópios no solo.

Os resultados foram publicados na revista científica Nature.

Fonte: University of Exeter

A rocha incomum no pico da cratera Tycho na Lua

Por que existe um grande pedaço de rocha perto do centro do pico da cratera Tycho?

© NASA/LRO (rocha na cratera Tycho)

A cratera Tycho na Lua é uma das formas mais fáceis de se observar do nosso satélite, ela é visível até a olho nu. Mas no centro da  cratera Tycho há algo incomum, uma rocha de 120 metros de diâmetro.

Este pedaço de rocha foi fotografado em altíssima resolução ao nascer do sol, durante a última década, pela sonda Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO).

A principal hipótese da origem é que a rocha foi lançada durante a tremenda colisão que formou a cratera Tycho há cerca de 110 milhões de anos e, por acaso, voltou para baixo, bem perto do centro da recém-formada montanha central.

Ao longo dos próximos bilhões de anos, os impactos de meteoros e os terremotos devem degradar lentamente o centro da cratera Tycho, provavelmente fazendo com que o pedaço de rocha caia de uma altura de 2.000 metros no assoalho da cratera e se desintegre.

Fonte: NASA

A última teoria de Stephen Hawking sobre o Big Bang

Foi divulgada a teoria final de Stephen Hawking sobre a origem do Universo, que ele desenvolveu em colaboração com Thomas Hertog, da Universidade Católica de Leuven.

© Juergen Faelchle (ilustração de um multiverso)

A teoria, que foi submetida para publicação antes da morte de Hawking no início do ano, é baseada na Teoria das Cordas e prediz que o Universo é finito e muito mais simples do que muitas teorias atuais sobre o Big Bang.

Hertog, que teve seu trabalho custeado pelo Conselho Europeu de Pesquisa, anunciou pela primeira vez a nova teoria em uma conferência organizada por ocasião do aniversário de 75 anos de Hawking, em julho do ano passado, na Universidade de Cambridge.

As teorias modernas sobre o Big Bang afirmam que nosso Universo local passou a existir com um rápido estágio de inflação, ou seja, uma pequena fração de segundo após o Big Bang, o Universo se expandiu a uma taxa exponencial. Contudo, é bastante difundida a crença de que, uma vez que a inflação se inicia, ela nunca para em certas regiões. Os efeitos quânticos poderiam manter a inflação para sempre em algumas regiões do Universo, de modo que, de um ponto de vista global, a inflação é eterna.  A parte visível do nosso Universo seria apenas um Universo hospitaleiro, uma região em que a inflação acabou e as estrelas e galáxias se formaram.

“A teoria usual da inflação eterna prediz que, globalmente, nosso Universo é como um fractal infinito, com um mosaico de pequenos Universos hospitaleiros separados por um oceano que está em inflação”, disse Hawking em uma entrevista no último outono. “As leis locais da física e da química podem divergir de um Universo hospitaleiro para outro, mas juntos eles formam um multiverso. Eu nunca fui fã da teoria do multiverso. Se a escala de diferentes Universos no multiverso é gigantesca ou infinita, esta teoria não pode ser testada.”

No novo estudo, Hawking e Hertog contestam esta visão da  inflação eterna como uma versão do Big Bang. O problema com a inflação eterna é que ela assume a existência de um Universo de fundo que evolui de acordo com a Teoria Relatividade Geral de Einstein e trata os efeitos quânticos como pequenas flutuações em torno deste. No entanto, a dinâmica da inflação eterna destrói a separação entre a física clássica e quântica. Como consequência, a teoria de Einstein resulta na inflação eterna.

“Nós prevemos que nosso Universo, em largas escalas, é razoavelmente plano e globalmente finito. Então não há uma estrutura fractal”, disse Hawking.

A teoria da inflação eterna que Hawking e Hertog apresentam é baseada na teoria das cordas, um ramo da física teórica que procura reconciliar a gravidade e a relatividade geral com a física quântica, em parte descrevendo os constituintes fundamentais do Universo como pequenas cordas vibrantes. Sua abordagem usa o conceito de holografia da teoria das cordas, que postula que o Universo é um grande e complexo holograma: a realidade física em certos espaços tridimensionais pode ser reduzida a projeções bidimensionais em uma superfície.

Hawking e Hertog desenvolveram uma variação deste conceito de holografia para projetarem a dimensão do tempo em uma inflação eterna. Isso possibilitou a eles descrever a inflação eterna sem ter que confiar na teoria de Einstein. Nesta nova teoria, a inflação eterna é reduzida a um estado atemporal, definido em uma superfície espacial no início do tempo.

“Quando traçamos a evolução do nosso Universo do fim para o começo dos tempos, em algum momento chegamos ao começo da inflação eterna, quando nossa noção familiar de tempo deixa de ter qualquer sentido”, disse Hertog.

A teoria anterior de Hawking, a “proposta sem limites”, previa que, se alguém voltasse no tempo até o começo do Universo, o Universo encolheria e se fecharia como uma esfera. Mas a nova teoria representa um passo à frente do trabalho anterior. “Agora estamos dizendo que existe um limite em nosso passado”, diisse Hertog.

Hertog e Hawking usaram sua nova teoria para obter previsões mais confiáveis sobre a estrutura global do Universo. Eles previram que o Universo que emerge da inflação eterna a partir de certo limite é finito e bem mais simples do que previa a estrutura fractal da antiga teoria da inflação eterna.

Seus resultados, se confirmados por trabalhos posteriores, terão implicações sem precedentes para o paradigma do multiverso. “Não estamos em um Universo singular e único, mas nossas descobertas implicam em uma redução significante do multiverso, para uma variedade muito menor de possíveis Universos”, disse Hawking.

Isso faz a teoria ser mais preditiva e testável. Hertog agora planeja estudar as implicações da nova teoria em escalas menores que estão ao alcance de nossos telescópios espaciais. Ele acredita que ondas gravitacionais primordiais, ou seja, ondulações no espaço-tempo geradas na saída da inflação eterna, constituem a mais promissora via para testar o modelo.

Um Universo em expansão desde o começo significa que estas ondas gravitacionais teriam comprimentos de onda muito longos, fora do alcance dos atuais detectores do Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferômetro Laser (LIGO,  na sigla em inglês). Mas eles podem ser ouvidos pelo Observatório Espacial LISA ou vistos em experimentos futuros que pretendem medir a radiação cósmica de fundo.

Fonte: Revista High Energy Physics

Estrelas de nêutrons lançam neutrinos para resfriarem rapidamente

Para algumas estrelas de nêutrons, a maneira mais rápida de refrescar-se não é com uma bebida gelada, mas com partículas subatômicas leves chamadas neutrinos.

© NASA/Dana Berry (ilustração de uma estrela de nêutrons resfriando)

Os cientistas identificaram a primeira evidência sólida de que algumas estrelas de nêutrons, as remanescentes colapsadas ​​de estrelas explodidas, podem resfriar rapidamente seus núcleos emitindo neutrinos. O resultado aumenta a evidência de que os cientistas estão se reunindo informações para entender a matéria ultradensa que está espremida no centro de uma estrela de nêutrons.

A nova evidência vem de uma estrela de nêutrons que repetidamente engoliu material de uma estrela vizinha, consistindo o sistema transiente MXB 1659-29. A estrela de nêutrons no sistema transiente MXB 1659-29 tem um núcleo com luminosidade de neutrino que excede substancialmente o das reações Urca modificadas (isto é, n+n→n+p+e^-+ν_e  e inverso) e é consistente com o processo Urca direto (isto é, n→p+e^-+ν_e e inverso).

A estrela de nêutrons rapidamente resfriou após absorver material. Os raios X emitidos pela estrela de nêutrons mostraram que a taxa de recarga rápida foi consistente com um efeito chamado de processo Urca direto, no qual os neutrinos rapidamente transportam energia para longe de uma estrela colapsada. O processo Urca, batizado pelos físicos George Gamow e Mário Schenberg na década de 1940, recebeu seu apelido do agora extinto cassino da Urca, no Rio de Janeiro. Relata-se que Gamow teria dito a Schenberg que "a energia desaparece no núcleo de uma supernova tão rapidamente quanto o dinheiro desaparecia na mesa da roleta."

As estrelas de nêutrons são conhecidas por emitirem neutrinos por um processo similar que resfria a estrela lentamente. Mas anteriormente, não havia evidências claras de resfriamento mais rápido. A equipe analisou as observações da estrela de nêutrons, localizada a cerca de 35.000 anos-luz da Terra, enquanto ela esfriava durante um interlúdio de 15 anos entre as sessões de abatecimento. Os neutrinos carregam energia cerca de 10 vezes mais rápido do que a energia irradiada pela luz do Sol, ou cerca de 100 milhões de vezes mais rápido do que o processo lento.

Embora algumas outras estrelas de nêutrons tenham mostrado indícios de tal resfriamento rápido, este é basicamente o primeiro objeto pelo qual foi observado a estrela esfriando ativamente.

No processo, os nêutrons no núcleo da estrela convertem-se em prótons e emitem elétrons e antineutrinos. Da mesma forma, os prótons se convertem em nêutrons e emitem antielétrons e neutrinos. Como neutrinos e antineutrinos interagem muito raramente com matéria, eles podem escapar do núcleo, levando energia com eles.

A observação pode ajudar os cientistas a entender o que se passa no fundo das estrelas de nêutrons, cujos núcleos são compactados em densidades muito além daquelas alcançáveis ​​em laboratórios. Embora a teoria mais simples sustente que os núcleos estão abarrotados com nêutrons e um número menor de prótons e elétrons, os cientistas também propuseram que as estrelas colapsadas podem consistir de estados estranhos da matéria, contendo partículas raras chamadas de hiperons ou um mar de quarks flutuantes, as partículas que compõem os prótons e nêutrons.

O processo Urca direto só pode acontecer se a fração de prótons no centro da estrela de nêutrons for maior que 10%. Tais observações poderiam eliminar teorias que prevejam números menores de prótons.

No entanto, os cientistas não foram capazes de determinar a massa da estrela de nêutrons, limitando as conclusões que podem ser tiradas. Mas, se a massa de uma estrela de nêutrons tão rapidamente resfriada é medida, a composição interna da estrela de nêutrons pode ser fixada.

Fonte: Physical Review Letters

Hubble detecta hélio na atmosfera de um exoplaneta pela primeira vez

Astrônomos usando o telescópio espacial Hubble detectaram hélio na atmosfera do planeta extrassolar WASP-107b.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração do exoplaneta WASP-107b)

Em 2000, já previa-se que o hélio seria um dos gases mais facilmente detectáveis ​​em exoplanetas gigantes, mas até agora as buscas não tiveram sucesso.

Esta é a primeira vez que este elemento foi detectado na atmosfera de um planeta fora do Sistema Solar. A descoberta demonstra a capacidade de usar espectros de infravermelho para estudar atmosferas estendidas de exoplanetas.

A equipe internacional de astrônomos, liderada por Jessica Spake, aluna de doutorado na Universidade de Exeter, no Reino Unido, usou a Wide Field Camera 3 do Hubble para descobrir hélio na atmosfera do exoplaneta WASP-107b. Essa é a primeira detecção deste tipo.

O hélio é o segundo elemento mais comum no Universo após o hidrogênio. É também um dos principais constituintes dos planetas Júpiter e Saturno em nosso Sistema Solar. No entanto, até agora, o hélio não havia sido detectado nos exoplanetas, apesar das buscas por ele.

A equipe fez a detecção analisando o espectro infravermelho da atmosfera do WASP-107b. A medição da atmosfera de um exoplaneta é realizada quando o planeta passa na frente de sua estrela hospedeira. Uma pequena porção da luz da estrela passa pela atmosfera do exoplaneta, deixando impressões digitais detectáveis no espectro da estrela. Quanto maior a quantidade de um elemento presente na atmosfera, mais fácil será a detecção. Detecções prévias de atmosferas de exoplanetas estendidas foram feitas através do estudo do espectro em comprimentos de onda ultravioleta e óptica. Esta detecção, portanto, demonstra que as atmosferas de exoplanetas também podem ser estudadas em comprimentos de onda maiores.

“O forte sinal do hélio que medimos demonstra uma nova técnica para estudar camadas superiores de atmosferas de exoplanetas em uma ampla gama de planetas,” disse diz Spake. “Os métodos atuais, que usam luz ultravioleta, são limitados aos exoplanetas mais próximos. Sabemos que há hélio na atmosfera superior da Terra e esta nova técnica pode nos ajudar a detectar atmosferas em torno de exoplanetas do tamanho da Terra, o que é muito difícil com a tecnologia atual.”

O WASP-107b é um dos exoplanetas de densidade mais baixa conhecido: enquanto o planeta é aproximadamente do mesmo tamanho que Júpiter, tem apenas 12% da massa de Júpiter. O exoplaneta está localizado a cerca de 200 anos-luz da Terra e leva menos de seis dias para orbitar sua estrela hospedeira.

A quantidade de hélio detectada na atmosfera do WASP-107b é tão grande que sua atmosfera superior deve se estender por dezenas de milhares de quilômetros até o espaço. Isso também torna a primeira vez que uma atmosfera estendida foi descoberta em comprimentos de onda infravermelhos.

Como sua atmosfera é tão extensa, o planeta está perdendo uma quantidade significativa de seus gases atmosféricos no espaço, entre 0,1 a 4% da massa total da atmosfera a cada bilhão de anos.

A radiação estelar tem um efeito significativo na taxa em que a atmosfera escapa de um planeta. A estrela WASP-107, de tipo K na sequência principal, é altamente ativa, suportando a perda atmosférica. À medida que a atmosfera absorve a radiação, ela se aquece, de modo que o gás se expande rapidamente e escapa mais rapidamente para o espaço.

Fonte: ESA

A Nebulosa Cabeça de Cavalo Azul em infravermelho

A Nebulosa Cabeça de Cavalo Azul parece bem diferente na luz infravermelha.

© NASA/WISE/Francesco Antonucci (Nebulosa Cabeça de Cavalo Azul)

Na luz visível, a poeira refletora da nebulosa parece azul e tem a forma de uma cabeça de cavalo. Na luz infravermelha, no entanto, um labirinto complexo de filamentos, cavernas e casulos de poeira e gás brilhantes emerge, dificultando a identificação do ícone equino.

A imagem em destaque da nebulosa foi criada em três cores infravermelhas (R = 22, G = 12, B = 4,6 mícrons) a partir de dados obtidos pela sonda espacial WISE (Wide Field Infrared Survey Explorer) da NASA.

A nebulosa é catalogada como IC 4592 e se estende por cerca de 40 anos-luz, localizada a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Escorpião ao longo do plano da Via Láctea.

A IC 4592 é mais fraca, mas cobre uma região angularmente maior do que a mais conhecida Nebulosa Cabeça de Cavalo de Órion. A estrela que ilumina predominantemente e aquece a poeira é Nu Scorpii, visível como a estrela avermelhada situada à esquerda do centro.

Fonte: NASA

Estrela ladra é companheira sobrevivente de uma supernova

Há dezessete anos atrás, os astrônomos testemunharam uma supernova a 40 milhões de anos-luz de distância na galáxia NGC 7424, localizada na constelação do hemisfério sul de Grus.

© Hubble/S. Ryder/O. Fox (estrela sobrevivente na galáxia NGC 7424)

Agora, no brilho desvanecente desta explosão, o telescópio espacial Hubble da NASA captou a primeira imagem de uma companheira sobrevivente de uma supernova. A fotografia é a evidência mais convincente de que algumas supernovas têm origem em sistemas duplos.

"Sabemos que a maioria das estrelas massivas se encontra em binários," comenta Stuart Ryder do Observatório Astronômico Australiano em Sydney, Austrália. "Muitos destes pares binários interagem e transferem gás de uma estrela para a outra quando as suas órbitas as aproximam."

A companheira da estrela progenitora da supernova não foi uma inocente espectadora da explosão. Desviou quase todo o hidrogênio do invólucro estelar do astro condenado, a região que transporta energia do núcleo da estrela até à sua atmosfera. Milhões de anos antes da estrela primária se tornar numa supernova, o roubo da companheira criou uma instabilidade na estrela primária, fazendo com que ela expelisse episodicamente um casulo e conchas de hidrogênio gasoso antes da catástrofe.

A supernova, de nome SN 2001ig, está categorizada como uma supernova de invólucro despojado do Tipo IIb. Este tipo de supernova é incomum porque grande parte, mas não todo, do hidrogênio desapareceu antes da explosão. Este tipo de explosão foi identificado pela primeira vez em 1987 pelo membro da equipe Alex Filippenko da Universidade da Califórnia, em Berkeley.

Não se sabe bem como as supernovas de invólucro despojado o perdem. Pensava-se originalmente que surgiam de estrelas isoladas com ventos muito rápidos que empurravam os invólucros exteriores. O problema foi que quando os astrônomos começaram a procurar as estrelas primárias das quais as supernovas eram produzidas, não conseguiram encontrá-las para muitas das supernovas de invólucro despojado.

"Isso foi especialmente bizarro, porque os astrónomos esperavam que fossem as mais massivas e brilhantes estrelas progenitoras," explicou o membro da equipa Ori Fox, do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore. "Além disso, o grande número de supernovas de invólucro despojado é maior do que o previsto." Esse facto levou os cientistas a teorizarem que muitas das estrelas primárias estavam em sistemas binários da baixa massa, e decidiram prová-lo.

Procurar uma companheira binária depois de uma explosão de supernova não é tarefa fácil. Primeiro, tem que estar a uma distância relativamente próxima da Terra para o Hubble ver uma estrela tão fraca. A SN 2001ig e a sua companheira estão neste limite. Dentro desta distância, não ocorrem muitas supernovas. Ainda mais importante, é necessário saber a posição exata através de medições muito precisas.

Em 2002, logo após a SN 2001ig explodir, os cientistas identificaram a localização precisa da supernova com o Very Large Telescope (VLT) do ESO em Cerro Paranal, Chile. Em 2004, fizeram estudos adicionais com o Observatório Gemini Sul em Cerro Pachón, Chile. Esta observação foi a primeira a sugerir a presença de uma companheira binária sobrevivente.

Sabendo as coordenadas exatas, os astrônomos foram capazes de focar o Hubble naquela posição 12 anos mais tarde, quando o brilho da supernova desapareceu. Com a excelente resolução do Hubble e a sua capacidade ultravioleta, conseguiram encontrar e fotografar a companheira sobrevivente, algo que só o Hubble poderia fazer.

Antes da explosão da supernova, a órbita das duas estrelas em torno uma da outra tinha uma duração aproximada de um ano.

Quando a estrela primária explodiu, teve muito menos impacto na companheira sobrevivente do que se poderia pensar. Imagine o caroço de um abacate, que representa o núcleo denso da estrela companheira, embebida numa gelatina, representando o invólucro gasoso da estrela. À medida que passa uma onda de choque, a gelatina pode esticar e oscilar temporariamente, mas o caroço permanecerá intacto.

Em 2014, os astrõnomos usaram o Hubble para detectar a companheira de outra supernova do Tipo IIb, a SN 1993J. No entanto, só obtiveram um espectro, não uma imagem. O caso da SN 2001ig é a primeira vez que uma companheira sobrevivente foi fotografada.

Talvez até metade de todas as supernovas de invólucro despojado têm companheiras, a outra metade perde os seus invólucros exteriores por meio de ventos estelares. Os pesquisadores têm o objetivo final de determinar com precisão quantas supernovas com invólucros despojados têm companheiras.

O próximo esforço é observar supernovas com invólucro completamente despojado, ao contrário de SN 2001ig e SN 1993J, cujo invólucro está 90% despojado. Estas supernovas com invólucro completamente despojado não têm muita interação de choque com gás no ambiente estelar circundante, já que os seus invólucros externos foram perdidos muito antes da explosão. Sem interação de choque, desaparecem muito mais depressa. Isto significa que a equipe só terá que esperar dois ou três anos para procurar companheiras sobreviventes.

No futuro, também esperam usar o telescópio espacial James Webb para continuar a sua busca.

O artigo científico sobre o trabalho atual foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Escassez de fósforo no espaço dificultaria existência de vida

A carência de um elemento químico no espaço cósmico pode ter importantes consequências para a existência de vida extraterrestre.

© J. Greaves (Nebulosa do Caranguejo)

Esta é uma imagem composta da Nebulosa do Caranguejo combinando imagens de infravermelho (vermelho), luz visível (verde) e ultravioleta (roxo).

É o que sugere um trabalho de cientistas da Universidade de Cardiff, na Inglaterra. O trabalho dos astrônomos Jane Greaves e Phil  Cigan foi apresentado durante a Semana Europeia de Astronomia e Ciências Espaciais, que ocorreu este mês em Liverpool, Inglaterra.

Greaves procurou por fósforo pelo Universo por causa de sua importância para a vida na Terra. Se este elemento estiver em falta em outras partes do Cosmos,  pode ser mais difícil que a vida alienígena exista.

O fósforo é um dos seis elementos dos quais a vida na Terra depende. Ele é crucial para compor o Adenosina Trifosfato (ATP), que as células usam para guardar e transferir energia. Recentemente, os astrônomos começaram a prestar atenção às origens cósmicas do fósforo, e descobriram algumas surpresas. Em particular, o fósforo é criado em supernovas, mas as quantidades vistas até agora não coincidem com os modelos computacionais. Quais seriam as implicações para vida em outros planetas se quantidades imprevisíveis de fósforo são jogadas no espaço e depois usadas na construção de novos planetas?

A equipe utilizou o telescópio William Herschel, do Reino Unido, localizado em La Palma, nas Ilhas Canárias, para observar a radiação infravermelha do fósforo e do ferro na Nebulosa do Caranguejo, uma supernova remanescente que está em média a 6.500 anos-luz de distância da Terra, na direção da Constelação de Touro.

Cigan, um especialista nesstes remanescentes estelares, disse: "Este é apenas o segundo estudo sobre o fósforo já realizado. O primeiro investigou uma remanescente de supernova, a Cassiopeia A (Cas A). Assim, podemos comparar duas diferentes explosões estelares e ver se elas liberaram diferentes proporções de fósforo e de ferro. O primeiro elemento (isto é, o fósforo) provê elementos que possibilitam a vida, enquanto o segundo compõe grande parte do núcleo do nosso planeta".

Os astrônomos tiveram que lidar com noites de neblina em suas observações ao telescópio, no mês de novembro de 2017. Só agora estão obtendo resultados científicos de algumas horas de dados.

"Estes são nossos resultados preliminares, que extraímos nas últimas semanas! Mas pelo menos no que diz respeito às partes da Nebulosa do Caranguejo que pudemos observar, ela parece conter muito menos fósforo do que Cas A. As duas explosões parecem ser diferentes entre si, talvez porque Cas A resulta da explosão de uma rara estrela supermassiva. Pedimos mais tempo com o telescópio para podermos voltar e checar, caso tenhamos perdido regiões ricas em fósforo na Nebulosa do Caranguejo," disse Cigan.

Os resultados preliminares sugerem que o material que foi ejetado no espaço pelas explosões pode variar fortemente quanto a sua composição química.

"O caminho que leva o fósforo aos planetas em formação parece um pouco complexo. Nós pensávamos que apenas alguns minerais portadores de ferro que vieram para a Terra, provavelmente sob a forma de meteoritos, eram reativos o suficiente para se envolverem na produção de proto-biomoléculas," observa Greaves.

"Se o fósforo se origina de supernovas e depois viaja pelo espaço em rochas de meteorito, eu me pergunto: um planeta novo poderia não possuir fósforo reativo, devido ao  lugar onde está? Isto é, ele pode ter nascido próximo à supernova errada? Neste caso, a vida pode ser muito difícil de se formar em um mundo semelhante ao nosso, se este possuir uma química pobre em fósforo," acrescenta Greaves.

Os pesquisadores planejam continuar suas pesquisas para estabelecer se outros remanescentes de supernova também apresentam baixo teor de fósforo, e se este elemento, tão importante para a formação de vida complexa, é mais raro do que pensávamos.

Fonte: Royal Astronomical Society

Gaia cria o mapa estelar mais completo da Via Láctea

A missão Gaia da ESA produziu o catálogo de estrelas mais completo, até hoje, incluindo medições de alta precisão de aproximadamente 1,7 bilhões de estrelas e revelando detalhes inéditos da nossa Galáxia.

© ESA/Gaia/DPAC (mapa com a Via Láctea e galáxias vizinhas)

No mapa acima as regiões mais claras indicam concentrações mais densas de estrelas especialmente brilhantes, enquanto regiões mais escuras correspondem a zonas do céu onde são observadas menos estrelas. A representação de cores é obtida através da combinação da quantidade total de luz com a quantidade de luz azul e vermelha registada pelo Gaia em cada área do céu. A estrutura brilhante horizontal que domina a imagem é o plano Galáctico, o disco achatado que hospeda a maioria das estrelas da Via Láctea. No meio da imagem, o Centro Galáctico parece vívido e repleto de estrelas. As regiões mais escuras no plano Galáctico correspondem a nuvens de gás interestelar e poeira em primeiro plano, que absorvem a luz das estrelas mais distantes, atrás das nuvens. Muitas destas ocultam berçários estelares onde estão nascendo novas gerações de estrelas. Espalhados pela imagem estão também muitos aglomerados globulares e abertos e galáxias inteiras. Os dois objetos brilhantes perto do cano inferior direito da imagem são a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães, duas galáxias anãs que orbitam a Via Láctea.

Avista-se no horizonte uma multidão de descobertas, após este tão aguardado lançamento, que é baseado em 22 meses de mapeamento do céu. Os novos dados incluem posições, indicadores de distância e movimentos de mais de um bilhão de estrelas, juntamente com medições de alta precisão de asteroides dentro do nosso Sistema Solar e estrelas além da Via Láctea.

A análise preliminar destes dados fenomenais revela pequenos pormenores sobre a composição da população estelar da Via Láctea e sobre como as estrelas se movem, informações essenciais para investigar a formação e evolução da nossa Galáxia.

O satélite Gaia foi lançado em dezembro de 2013 e iniciou as operações científicas no ano seguinte. O primeiro lançamento de dados, baseado em pouco mais de um ano de observações, foi publicado em 2016; continha distâncias e movimentos de dois milhões de estrelas. O novo lançamento de dados, que cobre o período entre 25 de julho de 2014 e 23 de maio de 2016, fixa as posições de quase 1,7 bilhões de estrelas, e com uma precisão muito maior. Para algumas das estrelas mais brilhantes da pesquisa, o nível de precisão equivale a observadores na Terra serem capazes de identificar uma moeda de Euro na superfície da Lua.

Com estas medições precisas, é possível separar a paralaxe das estrelas, uma aparente mudança no céu causada pela órbita anual da Terra ao redor do Sol, dos seus verdadeiros movimentos através da Galáxia. O novo catálogo lista a paralaxe e a velocidade no céu, ou o movimento próprio, para mais de 1,3 bilhões de estrelas. Das medições mais precisas da paralaxe, cerca de dez por cento do total, os astrônomos podem estimar diretamente as distâncias de estrelas individuais.

O segundo lançamento de dados do Gaia representa um enorme salto em relação ao satélite Hiparcos da ESA, antecessor do Gaia e a primeira missão espacial para astrometria, que pesquisou cerca de 118.000 estrelas, há quase trinta anos.

O abrangente conjunto de dados fornece uma ampla gama de tópicos para a comunidade astronômica. Além das posições, os dados incluem informações de brilho de todas as estrelas pesquisadas e medições de cor de quase todas, além de informações sobre como o brilho e a cor de meio milhão de estrelas variáveis mudam com o tempo. Contém, também, as velocidades ao longo da linha de visão de um subconjunto de sete milhões de estrelas, as temperaturas da superfície de cerca de 100 milhões e o efeito da poeira interestelar em 87 milhões.

O Gaia também observa objetos no nosso Sistema Solar: o segundo lançamento de dados inclui as posições de mais de 14 mil asteroides conhecidos, o que permite a determinação precisa das suas órbitas. Uma amostra muito maior de asteroides será compilada em futuros lançamentos do Gaia.

Mais longe ainda, o Gaia aproximou-se das posições de meio milhão de quasares distantes, galáxias brilhantes impulsionadas pela atividade dos buracos negros supermassivos nos seus núcleos. Estas fontes são utilizadas para definir um quadro de referência para as coordenadas celestes de todos os objetos no catálogo do Gaia, algo que é feito rotineiramente em ondas de rádio, mas agora, pela primeira vez, também está disponível em comprimentos de onda ópticos.

Esperam-se grandes descobertas assim que os cientistas começarem a explorar o novo lançamento do Gaia. Um exame inicial, realizado pelo consórcio de dados para validar a qualidade do catálogo, já revelou algumas surpresas promissoras, incluindo novas descobertas sobre a evolução das estrelas.

Foi construído também o diagrama Hertzsprung-Russell mais detalhado de estrelas alguma vez já feito em todo o céu, evidenciando algumas tendências interessantes.

Batizado com o nome dos dois astrônomos que o conceberam no início do século XX, o diagrama de Hertzsprung-Russell compara o brilho intrínseco das estrelas com a sua cor e é uma ferramenta fundamental para estudar as populações de estrelas e a sua evolução.

Uma nova versão deste diagrama, baseada em quatro milhões de estrelas, até uma distância de cinco mil anos-luz do Sol, selecionadas do catálogo do Gaia, revela, pela primeira vez, muitos detalhes. Isto inclui a assinatura de diferentes tipos de anãs brancas, de tal forma que pode ser feita uma diferenciação entre aquelas com núcleos ricos em hidrogênio e aquelas dominadas pelo hélio.

© ESA/Gaia/DPAC (nova versão do diagrama de Hertzsprung-Russell)

As estrelas mais brilhantes podem ser vistas na parte superior do diagrama, enquanto as estrelas mais tênues estão na parte inferior. As estrelas mais azuladas, que têm superfícies mais quentes, estão à esquerda e estrelas mais avermelhadas, com superfícies mais frias, estão à direita. A escala de cores nesta imagem não representa a cor das estrelas, mas é uma representação de quantas estrelas estão em cada porção do diagrama: o preto representa números menores de estrelas, enquanto o vermelho, laranja e amarelo correspondem a números cada vez mais altos de estrelas.

A grande faixa diagonal no centro do gráfico é conhecida como a sequência principal. É aqui que são encontradas as estrelas de pleno direito que geram energia através da fusão do hidrogênio em hélio. As estrelas massivas, com cores mais azuladas ou esbranquiçadas, estão situadas na extremidade superior esquerda da sequência principal, enquanto as estrelas de massa intermediária, como o nosso Sol, caracterizadas pelo seu tom amarelado, estão localizadas no meio. Estrelas mais vermelhas e de baixa massa podem ser encontradas na parte inferior direita.

À medida que as estrelas envelhecem, incham, tornando-se mais brilhantes e avermelhadas. As estrelas neste estágio, estão situadas no braço vertical do diagrama que sai da sequência principal e vira para a direita. Este é conhecido como o ramo das gigantes vermelhas. Embora as estrelas mais massivas inchem para gigantes vermelhas e expludam como poderosas supernovas, estrelas como o nosso Sol possuem um estágio final de existênca menos espetacular, eventualmente tornando-se em anãs brancas, os núcleos quentes de estrelas mortas. Estas podem ser encontradas no canto inferior esquerdo do diagrama.

Combinado com as medições do Gaia das velocidades das estrelas, o diagrama permite distinguir entre várias populações de estrelas de diferentes idades que estão localizadas em diferentes regiões da Via Láctea, como o disco e o halo, e que se formaram de diferentes maneiras. Pesquisas minuciosas adicionais sugerem que as estrelas que se movem rapidamente e que pertencem ao halo abrangem duas populações estelares que se originaram através de dois cenários de formação diferentes, necessitando pesquisas mais detalhadas.

Para um subconjunto de estrelas, dentro de alguns milhares de anos-luz do Sol, o Gaia mediu a velocidade em todas as três dimensões, revelando padrões nos movimentos das estrelas que estão orbitando a Galáxia em velocidades similares. Estudos futuros confirmarão se estes padrões estão ligados a perturbações produzidas pela barra galáctica, uma concentração mais densa de estrelas com uma forma alongada no centro da Galáxia, pela arquitetura do braço espiral da Via Láctea, ou pela interação com galáxias menores que se fundiram há bilhões de anos atrás.

Na precisão do Gaia é também possível ver os movimentos das estrelas dentro de alguns aglomerados globulares - antigos sistemas de estrelas unidos pela gravidade e situados no halo da Via Láctea - e dentro das nossas galáxias vizinhas, a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães.

Os dados do Gaia foram utilizados para derivar as órbitas de 75 aglomerados globulares e 12 galáxias anãs que giram em torno da Via Láctea, fornecendo informações importantíssimas para estudar a evolução passada da nossa Galáxia e o seu ambiente, as forças gravitacionais que estão atuando e a distribuição da matéria escura elusiva que permeia as galáxias.

Uma série de artigos científicos, que descrevem os dados contidos no lançamento e o seu processo de validação aparecerão numa edição especial da Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA