Segredos ocultos de uma região de formação estelar massiva

Os berçários estelares são locais nebulosos e poeirentos que brilham intensamente na luz infravermelha.

© ESA/Herschel (G305)

O complexo de formação de estrelas G305 não é uma exceção. Este apresenta um número de nuvens de gás brilhantes e intrincadas, aquecidas por estrelas jovens no meio delas. Nesta espetacular imagem do observatório espacial Herschel da ESA, estes pontos quentes de formação estelar destacam-se num tom azul, que contrasta com o vermelho-acastanhado das regiões mais frias.

Embora existam vários locais de formação de estrelas espalhados por esta imagem, os mais impressionantes cercam a área escura em forma de coração, no canto superior direito da imagem. Escondido no centro da região escura, encontra-se a enorme estrela WR48a e os seus dois vizinhos, os aglomerados estelares Danks 1 e 2. Os três desempenham um papel importante no desencadeamento da formação de novas estrelas, mesmo que eles próprios sejam objetos relativamente jovens, alguns milhões de anos (para comparação, o Sol tem cerca de 4,6 bilhões de anos).

Fortes ventos e radiação da WR48a, juntamente com as estrelas de alta massa nos dois aglomerados, afastaram os restos de gás da nuvem de onde se originaram. O gás arrastado, reunido na borda da bolha em forma de coração, está agora formando novas estrelas.

Através do Herschel, os astrônomos identificaram 16 locais onde estrelas de alta massa estão se formando neste berçário estelar. A região é um dos mais brilhantes e abundantes complexos de formação estelar da Via Láctea, e uma região ideal para observar e estudar estrelas massivas em diferentes estágios de formação e evolução.

O complexo G305 fica a cerca de 12.000 anos-luz de distância e recebe o nome da sua localização, em torno de 305º de longitude no plano da nossa galáxia. No céu noturno, aparece perto da Nebulosa Saco de Carvão, uma grande nuvem interestelar de poeira, visível a olho nu, e localizada na constelação de Crux, a Cruz do Sul. Uma nebulosa escura muito proeminente, o Saco de Carvão aparece nos céus do sul como uma mancha preta contra o pano de fundo brilhante e estrelado da Via Láctea.

Esta imagem, obtida como parte do Herschel Infrared Galactic Plane Survey (Hi-GAL), combina observações em três diferentes comprimentos de onda: 70 mícrons (azul), 160 mícrons (verde) e 250 mícrons (vermelho).

Lançado em 2009, o Herschel operou durante quatro anos, observando os comprimentos de onda do infravermelho distante e do submilímetro. Esta faixa espectral permitiu observar o brilho da poeira em nuvens de gás onde as estrelas nascem, para investigar este processo e observar a sua evolução inicial.

Fonte: ESA

Uma estrela de nêutrons distante e solitária

Foi descoberto um tipo especial de estrela de nêutrons pela primeira vez fora da Via Láctea, através de dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile.

© Chandra/VLT/Hubble (composição de E0101, no óptico e em raios X)

As estrelas de nêutrons são os núcleos ultradensos de estrelas massivas que colapsam e explodem como supernovas. Esta estrela de nêutrons recém-identificada é de uma variedade rara pois tem um campo magnético fraco e não tem uma companheira estelar.

A estrela de nêutrons está localizada no remanescente de uma supernova, conhecida como 1E 0102.2-7219 (abreviada como E0102) na Pequena Nuvem de Magalhães, a 200.000 anos-luz da Terra.

A nova composição da E0102 permite que os astrônomos aprendam novos detalhes sobre este objeto que foi descoberto há mais de três décadas atrás. Nesta imagem, os raios X do Chandra têm tons azuis e roxos, enquanto os dados ópticos do instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) do VLT têm um tom vermelho brilhante. Os dados adicionais do telescópio espacial Hubble têm tons vermelhos escuros e verdes.

Remanescentes de supernova ricos em oxigênio, como E0102, são importantes para compreender como as estrelas massivas fundem os elementos mais leves nos mais pesados antes de explodirem. Vistos até alguns milhares de anos após a explosão original, os remanescentes ricos em oxigênio contêm os detritos expelidos do interior da estrela moribunda. Estes detritos (visíveis como a estrutura filamentar verde na imagem combinada) são observados hoje passando pelo espaço depois de expulsos a milhões de quilômetros por hora.

As observações de E0102 pelo Chandra mostram que o remanescente de supernova é dominado por uma grande estrutura em forma de anel em raios X, associada à onda de choque da supernova. Os novos dados MUSE revelaram um anel menor de gás (em vermelho brilhante) que está se expandindo mais lentamente do que a onda de choque. No centro deste anel está uma fonte de raios X semelhante a um ponto azul. Juntos, o pequeno anel e a fonte pontual agem como um alvo celeste.

Os dados combinados do Chandra e do MUSE sugerem que esta fonte é uma estrela de nêutrons isolada, criada na explosão de supernova há cerca de dois milênios. O espectro de energia de raios X desta fonte é muito semelhante à das estrelas de nêutrons localizadas no centro de outros dois famosos remanescentes de supernova: Cassiopeia A (Cas A) e Puppis A. Estas duas estrelas de nêutrons também não têm estrelas companheiras.

A ausência de evidências de emissão de rádio estendida ou de radiação de raios X pulsada, tipicamente associadas com estrelas de nêutrons altamente magnetizadas e de rotação veloz, indica que os astrônomos detectaram os raios X da superfície quente de uma estrela de nêutrons isolada com campos magnéticos fracos. Foram detectados, na Via Láctea, cerca de 10 objetos deste tipo, mas este é o primeiro detectado fora da nossa Galáxia.

Mas como é que esta estrela de nêutrons acabou na sua posição atual, aparentemente deslocada do centro da chamada concha circular de emissão de raios X produzida pela onda de choque da supernova? Uma possibilidade é que a explosão de supernova ocorreu perto do meio do remanescente, mas a estrela de nêutrons foi expulsa do local por uma explosão assimétrica, a uma velocidade alta de aproximadamente 3,2 milhões de quilômetros por hora. No entanto, neste cenário, é difícil explicar por que a estrela de nêutrons está hoje tão bem cercada pelo recém-descoberto anel de gás visto nos comprimentos de onda visíveis.

Outra explicação possível é que a estrela de nêutrons está se movendo lentamente e a sua posição atual é aproximadamente onde a explosão de supernova teve lugar. Neste caso, o material no anel óptico pode ter sido expelido ou durante a explosão de supernova, ou pela progenitora condenada até alguns milhares de anos antes.

Um desafio deste segundo cenário é que o local da explosão estaria localizado bem longe do centro do remanescente, conforme determinado pela emissão prolongada de raios X. Isto implicaria um conjunto especial de circunstâncias para os arredores de E0102: por exemplo, uma cavidade esculpida pelos ventos da estrela progenitora antes da explosão de supernova e variações na densidade do gás e poeira interestelar em torno do remanescente.

As futuras observações de E0102 em comprimentos de onda de raios X, ópticos e de rádio devem ajudar os astrônomos a resolver este novo e empolgante mistério apresentado pela solitária estrela de nêutrons.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estudo examina a história das pequenas luas de Saturno

As pequenas luas interiores de Saturno parecem-se com ravioli e spaetzle gigantes.

© Cassini (formato das luas de Saturno)

A sua forma espetacular foi revelada pela sonda Cassini. Pela primeira vez, pesquisadores da Universidade de Berna mostram como estas luas foram formadas. As formas peculiares são um resultado natural das colisões e fusões entre pequenas luas de tamanho semelhante, como demonstram simulações em computador.

Dado que Saturno tem 95 vezes mais massa do que a Terra e as luas interiores orbitam o planeta a uma distância menos de metade da distância Terra-Lua, as marés são enormes e separam quase tudo. Portanto, as luas interiores de Saturno não poderiam ter-se formado com estas formas peculiares através da acreção gradual de material em torno de um único núcleo. Um modelo alternativo chamado regime piramidal sugere que estas luas foram formadas por uma série de fusões de pequenas luas de tamanho similar.

Os pesquisadores puderam verificar o regime piramidal, e ainda mostraram que as colisões das pequenas luas resultaram, exatamente, nas formas fotografadas pela sonda Cassini. Fusões de frente (ou quase de frente) levaram a objetos achatados com grandes cristas equatoriais, como observado em Atlas e Pã. Com ângulos de impacto um pouco mais oblíquos, as colisões resultaram em formas mais alongadas parecidas com massa alemã (spaetzle), como na lua Prometeu, de 90 km de comprimento, fotografada pela Cassini.

Com base na órbita atual das luas e no seu ambiente orbital, os cientistas foram capazes de estimar que as velocidades de impacto foram da ordem das dezenas de metros por segundo. Simulando colisões para vários ângulos de impacto, obtiveram várias formas estáveis parecidas, mas apenas para ângulos de impacto baixos. Se o ângulo de impacto for maior do que dez graus, as formas resultantes já não são estáveis. Qualquer objeto em forma de "patinho de borracha", como o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, desmoronaria por causa das marés de Saturno. É por isso que as pequenas luas de Saturno parecem muito diferentes dos cometas que geralmente têm formas bilobadas.

Curiosamente, as colisões frontais não são tão raras quanto se poderia achar. Pensa-se que as pequenas luas interiores tenham origem nos anéis de Saturno, um disco fino localizado no plano equatorial do planeta. Como Saturno não é uma esfera perfeita, mas sim oblata, torna difícil que qualquer objeto deixe este plano estreito. Assim, colisões quase de frente são frequentes e o ângulo de impacto tende a diminuir ainda mais em encontros subsequentes.

Embora os pesquisadores se tivessem concentrado principalmente nas pequenas luas interiores de Saturno, também descobriram uma possível explicação para um mistério de longa data a respeito da terceira maior lua de Saturno, Jápeto. Porque é que Jápeto tem uma forma oblata e uma crista equatorial distinta? Os resultados de modelagem sugerem que estas características podem ser o resultado de uma fusão entre luas de tamanho idêntico que ocorrem a um ângulo próximo do frontal, semelhante às luas menores.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Bern

Uma galáxia espiral em colisão

Esta galáxia está tendo um mau milênio.

© Hublle/Domingo Pestana (asteroide 2015 BZ509)

De fato, os últimos 100 milhões de anos não foram tão bons, e provavelmente o próximo bilhão será bastante tumultuado. Esta imagem foi tirada pelo telescópio espacial Hubble para entender melhor as colisões de galáxias. Visível no canto inferior direito, a NGC 4038 costumava ser uma galáxia espiral normal, até que a NGC 4039, em seu canto superior esquerdo, colidiu com ela.

Os destroços em evolução vistos aqui são conhecidos como galáxias Antennae, também denominado Arp 244. À medida que a gravidade reestrutura cada galáxia, nuvens de gás se chocam umas contra as outras, nós azuis brilhantes de estrelas se formando, estrelas massivas se formam e explodem, e filamentos marrons de poeira estão espalhados.

Eventualmente, as duas galáxias irão convergir para uma galáxia espiral maior. Tais colisões não são incomuns, e até mesmo a nossa galáxia, a Via Láctea, passou por várias no passado e está prevista colidir com a nossa vizinha galáxia de Andrômeda em alguns bilhões de anos.

Fonte: NASA

Descoberto o primeiro imigrante interestelar no Sistema Solar

Um novo estudo descobriu o primeiro imigrante permanente conhecido no nosso Sistema Solar. O asteroide, atualmente aninhado na órbita de Júpiter, é o primeiro asteroide conhecido a ser capturado de outro sistema estelar.

© C. Veillet/LBTO (asteroide 2015 BZ509)

Imagens do asteroide obtidas pelo Large Binocular Telescope Observatory (LBTO) que estabeleceu a sua natureza co-orbital retrógrada. As estrelas brilhantes e o asteroide (no círculo amarelo) aparecem escuros e o céu branco nesta imagem negativa.

O objeto conhecido como 'Oumuamua foi o último visitante interestelar a chegar às manchetes em 2017. No entanto, era apenas um turista passageiro, enquanto este ex-exoasteroide, a quem deram o nome cativante (514107) 2015 BZ509, é um residente de longa duração.

Todos os planetas do nosso Sistema Solar, e a grande maioria dos outros objetos, viajam ao redor do Sol na mesma direção. No entanto, o 2015 BZ509 é diferente, ele move-se na direção oposta, ou seja, numa órbita retrógrada.

"A razão pela qual este asteroide ficou movendo desta maneira, enquanto partilhava a órbita de Júpiter, tem sido um mistério até agora," explica o Dr. Fathi Namouni, autor principal do estudo. "Se 2015 BZ509 fosse nativo ao nosso Sistema Solar, deveria ter a mesma direção original tal como todos os outros planetas e asteroides, herdada da nuvem de gás e poeira que os formou."

No entanto, a equipe realizou simulações para traçar a localização de 2015 BZ509 até ao nascimento do nosso Sistema Solar, há 4,5 bilhões de anos, quando a era da formação planetária terminou. Estas mostram que 2015 BZ509 sempre se moveu desta forma e por isso não poderia ter aí estado originalmente. Portanto, deve ter sido capturado de outro sistema estelar.

"A imigração de asteroides de outros sistemas estelares ocorre porque o Sol inicialmente se formou num aglomerado estelar, onde cada estrela tinha o seu próprio sistema de planetas e asteroides," comenta a Dra. Helena Morais, que também integra a equipe.

"A proximidade das estrelas, ajudada pelas forças gravitacionais dos planetas, ajuda estes sistemas a atraírem-se, a remover e a capturar asteroides uns dos outros."

A descoberta do primeiro imigrante asteroide permanente no Sistema Solar tem implicações importantes para os problemas em aberto da formação planetária, da evolução do Sistema Solar e, possivelmente, da origem da própria vida.

Entender exatamente quando e como o asteroide 2015 BZ509 se estabeleceu no Sistema Solar fornece pistas sobre o berçário estelar original do Sol e sobre o potencial enriquecimento do nosso ambiente inicial com os componentes necessários para o surgimento da vida na Terra.

O trabalho foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters.

Fonte: Royal Astronomical Society

O “último abraço” do VIMOS

Nesta imagem, obtida pelo instrumento VIMOS (VIsible Multi-Object Spectrograph) montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, podemos ver duas galáxias em espiral presas numa dança rodopiante.

© ESO/Juan Carlos Muñoz (Arp 271)

As duas galáxias em interação, NGC 5426 e NGC 5427, formam em conjunto um intrigante objeto astronômico chamado Arp 271, o qual foi captado pelo VIMOS antes deste ser desativado em 24 de Março de 2018.

O VIMOS esteve em operação no VLT durante impressionantes 16 anos. Durante este tempo, o instrumento ajudou os cientistas a estudar as fases iniciais rebeldes da vida de galáxias massivas, observar interações de galáxias triplas e explorar questões cósmicas profundas, como por exemplo, como é que as galáxias mais massivas do Universo cresceram tanto. Em vez de se focar apenas num único objeto, o VIMOS podia captar informação detalhada sobre centenas de galáxias de uma só vez. Este instrumento muito sensível colectou espectros de dezenas de milhares de galáxias em todo o Universo, mostrando-nos como se formam, crescem e evoluem.

Nesta imagem, o Arp 271 encontra-se enquadrado por um fundo de galáxias distantes e podemos ver filamentos de gás azulado, poeira e estrelas jovens transpondo o fosso entre as duas galáxias, resultado da sua interação gravitacional mútua.

Como muitas observações astronômicas, esta imagem mostra-nos também o passado. Graças à enorme distância que separa a Terra de Arp 271, a imagem mostra-nos na realidade como é que estas galáxias eram há cerca de 110 milhões de anos atrás: o tempo que a sua luz levou a chegar até nós.

Este tipo de colisão e fusão será o destino eventual da Via Láctea, uma vez que a nossa galáxia sofrerá uma interação semelhante com a sua galáxia vizinha Andrômeda.

Fonte: ESO

Um aglomerado de galáxias no superaglomerado Laniakea

À primeira vista, essa imagem no canto inferior esquerdo é dominada pelo brilho vibrante da galáxia espiral. No entanto, esta galáxia está longe de ser o espetáculo mais interessante aqui, atrás dela fica um aglomerado de galáxias.

© Hubble (aglomerado de galáxias SDSS J0333+0651)

As galáxias não são distribuídas aleatoriamente no espaço; elas se juntam, reunidas pela ação inflexível da gravidade, para formar grupos e aglomerados. A Via Láctea é um membro do Grupo Local, que faz parte do Aglomerado de Virgem, que por sua vez faz parte do superaglomerado Laniakea, de 100.000 galáxias.

O aglomerado de galáxias visto nesta imagem é conhecido como SDSS J0333+0651. Os aglomerados de galáxias como esse podem ajudar os astrônomos a entender o Universo distante e primitivo. O aglomerado de galáxias SDSS J0333+0651 foi visualizado como parte de um estudo de formação de estrelas em galáxias distantes.

As regiões de formação de estrelas geralmente não são muito grandes, estendendo-se por algumas centenas de anos-luz no máximo, por isso é difícil para os telescópios possuirem resolução à distância. Mesmo usando suas câmeras mais sensíveis e de maior resolução, o telescópio espacial Hubble não consegue ter resolução de regiões estelares muito distantes, então os astrônomos usam um truque cósmico: eles procuram por aglomerados de galáxias, que têm uma influência gravitacional tão imensa que distorcem o espaço-tempo em torno deles. Essa distorção age como uma lente, ampliando a luz das galáxias que ficam muito atrás do aglomerado e produzindo arcos alongados como o que é visto à esquerda do centro dessa imagem.

Fonte: ESA

Vista nuvem de hidrogênio ionizado perto da Galáxia do Redemoinho

Uma equipe de pesquisadores liderada por astrônomos da Case Western Reserve University encontrou uma nuvem de gás hidrogênio ionizado nunca vista antes, associada à Galáxia do Redemoinho, também conhecida como M51 e NGC 5194, uma galáxia espiral localizada na constelação de Canes Venatici, a cerca de 26 milhões de anos-luz de distância.

© Hubble (NGC 5194 e NGC 5195)

A descoberta oferece aos astrônomos a oportunidade de visualizar o comportamento de um buraco negro supermassivo e de sua galáxia associada à medida que consome e “recicla” o gás hidrogênio.

São conhecidas algumas nuvens como esta em galáxias distantes, mas não em uma tão próxima daqui. Isso possibilita o estudo de como o gás é ejetado das galáxias e como os buracos negros podem influenciar grandes regiões do espaço ao redor destas galáxias.

Chamado de Nuvem M51, o objeto tem cerca de 81.500 x 24.460 anos-luz de tamanho e está localizado a 104.370 anos-luz ao norte do centro da Galáxia do Redemoinho.

Ele foi descoberto por meio de imagens de campo amplo usando o telescópio Burrell Schmidt no Observatório Nacional de Kitt Peak.

Uma vez identificado o espectro da nuvem, foi possível inferir o quão rápido estava se afastando da Terra, e imediatamente foi verificado que fazia parte da M51, e não algo localizado na Via Láctea.

Os pesquisadores favoreceram os modelos nos quais o gás foi expelido das regiões internas do sistema M51 devido aos ventos de explosão de estrelas e foi subsequentemente ionizado por choques ou um Núcleo Ativo de Galáxia (AGN) de desvanecimento.

Este último cenário levanta a intrigante possibilidade de que a M51 possa ser o exemplo mais próximo de uma nebulosa fóssil de AGN ou eco de luz, semelhante ao famoso "Hanny's Voorwerp" no sistema IC 2497.

© Hubble/Galaxy Zoo Team (IC 2497 e Hanny's Voorwerp)

A descoberta foi relatada no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Case Western Reserve University

O que acontecerá quando nosso Sol morrer?

O nosso Sol irá morrer em aproximadamente 5 bilhões de anos, mas não havia certeza sobre o que aconteceria depois… Até agora.

© Adam Block (Nebulosa Planetária Abell 39)

Uma equipe de astrônomos, incluindo Albert Ziljstra, da Universidade de Manchester, previu que o Sol irá se tornar um anel maciço de gás e poeira brilhante e luminoso, conhecido como Nebulosa Planetária.

As Nebulosas Planetárias são o fim de 90% da vida ativa das estrelas e marcam a transição de uma gigante vermelha para uma anã branca. Mas, por anos, os cientistas não tinham certeza se o Sol seguiria este mesmo destino: pensava-se que sua massa era pequena demais para criar uma Nebulosa Planetária visível.

Para investigar isso, a equipe desenvolveu um novo modelo de evolução estelar que prevê o ciclo de vida das estrelas. O modelo foi usado para prever o brilho (ou luminosidade) do envelope de gás ejetado em estrelas de diferentes massas e idades.

Quando uma estrela morre, ejeta uma massa de gás e poeira conhecida por envelope no espaço. O envelope pode ter a massa de até metade da estrela. O processo revela o núcleo da estrela, que neste ponto da vida está ficando sem combustível, até finalmente desligar, antes de morrer.

É só aí que o núcleo quente faz o envelope ejetado brilhar por cerca de 10.000 anos, um período breve em termos astronômicos. Isso é o que faz a Nebulosa Planetária se tornar visível. Algumas são tão brilhantes que podem ser vistas a uma distância grande, medindo dezenas de milhões de anos-luz. Neste momento, a própria estrela pode ser muito fraca para ser vista.

O modelo também resolve outro problema que têm deixado astrônomos perplexos por um quarto de século. Há aproximadamente 25 anos, astrônomos descobriram que ao observar uma Nebulosa Planetária de outra galáxia, as mais brilhantes sempre têm o mesmo brilho. Assim, era possível ver o quão longe uma galáxia estava apenas observando o brilho da Nebulosa Planetária. Na teoria, isso funciona em qualquer tipo de galáxia.

Mas enquanto os dados sugeriam que isso estava correto, os modelos científicos mostravam o contrário. De acordo com Zijstra, estrelas velhas e de pouca massa criavam nebulosas planetárias muito mais fracas do que estrelas jovens e mais massivas. Isso se tornou uma fonte de conflito por 25 anos.

Segundo os dados, era possível obter nebulosas brilhantes a partir de estrelas de baixa massa como o Sol. Já os modelos diziam que isso não era possível, qualquer objeto com a massa duas vezes menor que a do Sol resultaria em uma Nebulosa Planetária muito fraca para ser vista.

Novos modelos mostram que, após a ejeção do envelope, as estrelas esquentam três vezes mais rapidamente do que se acreditava em modelos antigos. Isso facilita à uma estrela de pouca massa, como o Sol, formar uma Nebulosa Planetária brilhante. A equipe descobriu, através dos novos modelos, que o Sol possui exatamente o menor valor de massa capaz de produzir uma Nebulosa Planetária visível, embora fraca. Estrelas apenas um pouco menores não produzem uma Nebulosa visível.

De acordo com Ziljstra: descobrimos que estrelas com massa inferior a 1,1 vezes a massa do Sol produzem nebulosas mais fracas, e estrelas mais massivas que 3 vezes a massa solar produzem nebulosas mais fortes. Para os demais casos, o brilho previsto é muito próximo do observado. Problema resolvido, depois de 25 anos!

"Esse é um bom resultado. Agora temos como saber a aparência de estrelas de alguns bilhões de anos em galáxias distantes, o que é um alcance difícil de medir, além disso sabemos no que o Sol se tornará quando morrer!"

A pesquisa foi publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Manchester

Uma formiga espacial dispara os seus lasers

Um fenômeno raro, relacionado com a morte de uma estrela, foi descoberto em observações feitas pelo observatório espacial Herschel da ESA: uma emissão de laser incomum da espetacular Nebulosa da Formiga, que sugere a presença de um sistema duplo de estrelas escondido no seu coração.

© Hubble (Nebulosa da Formiga)

Quando as estrelas de baixo a médio peso, como o nosso Sol, se aproximam do fim das suas vidas, tornam-se, eventualmente, estrelas anãs brancas e densas. No processo, expelem as suas camadas externas de gás e poeira para o espaço, criando um caleidoscópio de padrões intricados, conhecidos como uma nebulosa planetária.

As observações do Herschel, em infravermelho, mostraram que a morte dramática da estrela central no núcleo da Nebulosa da Formiga é ainda mais teatral do que sugerido pela sua aparência colorida em imagens visíveis, como aquelas obtidas pelo tlescópio espacial Hubble da NASA/ESA. Conforme revelado pelos novos dados, a Nebulosa da Formiga também irradia intensa emissão de laser a partir do seu núcleo.

Embora os lasers da vida cotidiana atual possam significar efeitos visuais especiais em concertos de música, no espaço, as emissões concentradas são detectadas em diferentes comprimentos de onda sob condições específicas. Apenas alguns destes lasers infravermelhos espaciais são conhecidos.

Por coincidência, o astrônomo Donald Menzel, o primeiro que observou e classificou esta nebulosa planetária em particular, na década de 1920 (é oficialmente conhecida como Menzel 3), também foi um dos primeiros a sugerir que, em certas condições, a amplificação da luz natural por emissão estimulada de radiação, a partir do qual a sigla ‘laser’ deriva (light amplification by stimulated emission of radiation) - poderia ocorrer em nebulosas gasosas. Isto foi bem antes da descoberta e da primeira operação bem-sucedida dos lasers nos laboratórios em 1960, uma ocasião que, aliás, é celebrada anualmente a 16 de maio como o Dia Internacional da Luz.

“Quando observamos Menzel 3, vemos uma estrutura surpreendentemente intricada composta de gás ionizado, mas não podemos ver o objeto no seu centro produzindo este padrão”, diz Isabel Aleman, do Observatório Leiden, na Holanda. “Graças à sensibilidade e ampla faixa de comprimento de onda do observatório Herschel, detectamos um tipo muito raro de emissão, denominado emissão de laser de recombinação de hidrogênio, que forneceu uma maneira de revelar a estrutura e as condições físicas da nebulosa.”

Este tipo de emissão de laser necessita de gás muito denso perto da estrela. A comparação das observações com modelos descobriu que, a densidade do gás emissor de laser é cerca de dez mil vezes maior do que a do gás visto em nebulosas planetárias típicas e nos lóbulos da própria Nebulosa da Formiga.

Normalmente, a região próxima à estrela morta - neste caso, a distância entre Saturno e o Sol - é bastante vazia, porque a maior parte do seu material é ejetada para fora. Qualquer gás remanescente cairia logo de volta nela.

A única maneira de manter o gás perto da estrela é se este estiver orbitando em torno dela num disco. Neste caso, observamos um disco denso no centro que é visto aproximadamente na borda. Esta orientação ajuda a amplificar o sinal do laser. O disco sugere que a anã branca tem um companheiro binário, porque é difícil fazer com que o gás ejetado entre em órbita, a menos que uma estrela acompanhante o desvie na direção certa.

Os astrônomos ainda não conseguiram observar a segunda estrela, mas acham que a massa da estrela companheira está sendo ejetada e depois capturada pela compacta estrela central da nebulosa planetária original, produzindo o disco onde a emissão do laser é produzida.

“Este estudo sugere que a inconfundível Nebulosa da Formiga, como a vemos hoje, foi criada pela natureza complexa de um sistema estelar binário, que influencia a forma, propriedades químicas e evolução nestes estágios finais da vida de uma estrela,” diz Göran Pilbratt, cientista do projeto Herschel da ESA.

“O Herschel ofereceu as perfeitas capacidades de observação para detectar este extraordinário laser na Nebulosa da Formiga. As descobertas nos ajudarão a restringir as condições sob as quais este fenômeno ocorre e também a refinar os nossos modelos de evolução estelar. É também deslumbrante o fato da missão Herschel ter sido capaz de conectar as duas descobertas de Menzel de há quase um século atrás.”

Um artigo descrevendo os resultados foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESA

Achada formação de estrelas numa época surpreendentemente precoce

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e do Very Large Telescope (VLT) do ESO, astrônomos determinaram que a formação estelar na galáxia muito distante MACS1149-JD1 começou numa época surpreendentemente precoce, apenas 250 milhões de anos após o Big Bang.

© ALMA/Hubble (galáxia MACS1149-JD1 no aglomerado de galáxias MACS J1149.5+2223)

Esta descoberta também revelou o oxigênio mais distante já encontrado no Universo e a galáxia mais distante observada pelo ALMA ou pelo VLT até agora.

A equipe detectou nesta galáxia um brilho muito fraco emitido por oxigênio ionizado. Como esta luz infravermelha viajou através do espaço, a expansão do Universo “esticou-a” de tal modo que o seu comprimento de onda era, quando chegou à Terra e foi detectada pelo ALMA, cerca de dez vezes maior do que quando foi emitida pela galáxia. A equipe inferiu que o sinal tinha sido emitido há 13,3 bilhões de anos atrás (ou 500 milhões de anos após o Big Bang), o que faz deste oxigênio o mais distante já detectado por um telescópio. A presença de oxigênio é um sinal claro de que devem ter havido gerações anteriores de estrelas nesta galáxia.

Além do brilho do oxigênio captado pelo ALMA, um sinal ainda mais fraco de emissão de hidrogênio também foi detectado pelo VLT. A distância à galáxia determinada a partir desta observação é consistente com a distância determinada a partir da observação de oxigênio, o que faz com que MACS1149-JD1 seja a galáxia mais distante já observada com uma medição de distância precisa, e a galáxia mais distante já observada pelo ALMA ou pelo VLT.

“Estamos vendo esta galáxia quando o Universo tinha apenas 500 milhões de anos de idade e, no entanto, este objeto apresenta já uma população de estrelas bastante madura,” explica Nicolas Laporte, pesquisador na University College London (UCL) no Reino Unido. “Podemos portanto usar esta galáxia para investigar um período ainda mais precoce, e completamente desconhecido, da história cósmica.”

Durante um período após o Big Bang não havia oxigênio no Universo, já que este elemento foi criado através de processos de fusão nas primeiras estrelas e liberado para o espaço quando estas estrelas morreram. A detecção de oxigênio em MACS1149-JD1 indica que gerações anteriores de estrelas já se tinham formado e expelido oxigênio apenas 500 milhões de anos após o início do Universo.

Mas quando é que esta formação estelar anterior teria ocorrido? Para o descobrir, a equipe reconstruiu a história precoce de MACS1149-JD1 usando dados infravermelhos obtidos pelos telescópios espaciais Hubble da NASA/ESA e Spitzer da NASA. Os pesquisadores descobriram que o brilho observado da galáxia pode ser explicado por um modelo onde o início da formação estelar ocorreu apenas 250 milhões de anos após o início do Universo. Isto corresponde a um desvio para o vermelho de cerca de 15.

A maturidade das estrelas observadas em MACS1149-JD1 levanta a questão de quando é que as primeiras galáxias emergiram da escuridão total, uma época denominada “madrugada cósmica”. Ao estabelecer a idade de MACS1149-JD1, a equipe demonstrou realmente que as galáxias existiram mais cedo do que as que podemos detectar atualmente de forma direta.

Richard Ellis, astrônomo da UCL conclui: “Determinar quando é que a madrugada cósmica ocorreu é semelhante na cosmologia e formação de galáxias a descobrir o Santo Graal. Com estas novas observações de MACS1149-JD1, aproximamo-nos de poder testemunhar de forma direta o nascimento da luz das estrelas! Uma vez que todos nós somos feitos de material estelar processado, o que isto significa é que nos aproximamos efetivamente de descobrir as nossas próprias origens cósmicas.”

Estes resultados foram descritos no artigo intitulado “The onset of star formation 250 million years after the Big Bang”, de T. Hashimoto et al., que será publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Descoberto pulsar de raios X em órbita recorde

Cientistas que analisavam os primeiros dados da missão NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) da NASA encontraram duas estrelas que giram em torno uma da outra a cada 38 minutos.

© Goddard Space Flight Center (ilustração de um pulsar e uma anã branca)

Uma das estrelas do sistema chamado IGR J17062–6143 (J17062, abreviado) é uma estrela superdensa e de rápida rotação a que chamamos pulsar. A descoberta confere ao par estelar o recorde do período orbital mais curto para uma determinada classe de sistema binário de pulsares.

Os dados do NICER também mostram que as estrelas do par J17062 estão apenas separadas por 300.000 quilômetros, menos do que a distância entre a Terra e a Lua. Com base no rapidíssimo período orbital e na separação do par, os cientistas envolvidos num novo estudo do sistema pensam que a segunda estrela é uma anã branca pobre em hidrogênio.

"Não é possível para uma estrela rica em hidrogênio, como o nosso Sol, ser a companheira do pulsar," comenta Tod Strohmayer, astrofísico do Goddard Space Flight Center. "Não conseguimos fazer encaixar uma estrela como essa numa órbita tão pequena."

Uma observação prévia de 20 minutos pelo RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) em 2008 só conseguiu estabelecer um limite inferior para o período orbital de J17062. O NICER, instalado a bordo da Estação Espacial Internacional em junho passado, pôde observar o sistema por períodos muito mais longos. Em agosto, o instrumento focou-se em J17062 por mais de sete horas ao longo de 5,3 dias. Combinando observações adicionais em outubro e novembro, a equipe de cientistas foi capaz de confirmar o período orbital recorde para um sistema binário contendo um AMXP (Accreting Millisecond X-ray Pulsar).

Quando uma estrela massiva passa a supernova, o seu núcleo colapsa num buraco negro ou numa estrela de nêutrons, pequena e superdensa, do tamanho de uma cidade, mas com mais massa do que o Sol. As estrelas de nêutrons são tão quentes que a luz que irradiam passa a porção incandescente do espetro visível e ultravioleta até aos raios X. Um pulsar é uma estrela de nêutrons que gira rapidamente.

A observação de J17062 executada em 2008 pelo RXTE descobriu pulsos recorrentes de raios X 163 vezes por segundo. Estes pulsos marcam a localização de pontos quentes ao redor dos polos magnéticos do pulsar, o que permitiu a determinação de quão rapidamente gira. O pulsar de J17062 gira a cerca de 9.800 rotações por minuto.

Pontos quentes formam-se quando o intenso campo gravitacional de uma estrela de nêutrons retira material de uma companheira estelar - em J17062, da anã branca - e é colocado num disco de acreção. A matéria no disco espirala para dentro, eventualmente chegando à superfície. As estrelas de nêutrons têm campos magnéticos fortes, de modo que o material aterra na superfície de forma desigual, viajando ao longo do campo magnético até aos polos onde produz os pontos quentes.

O constante bombardeamento de gás em queda faz com que os pulsares de acreção girem mais rapidamente. Enquanto giram, os pontos quentes entram e saem da vista de instrumentos de raios X como o NICER, que regista as flutuações. Alguns pulsares giram mais de 700 vezes por segundo. As flutuações de raios X dos pulsares são tão previsíveis que o SEXTANT (Station Explorer for X-ray Timing and Navigation Technology) já mostrou que podem servir como faróis para navegação autônoma em futuras naves espaciais.

Com o tempo, o material da estrela doadora é acumulado à superfície da estrela de nêutrons. Assim que a pressão desta camada cresce até ao ponto em que os seus átomos se fundem, ocorre uma reação termonuclear descontrolada, liberando a energia equivalente a 100 bombas de 15 megatoneladas que explodem sobre cada centímetro quadrado. Os raios X de tais explosões também pode ser captados pelo NICER, embora ainda não tenham sido vistas em J17062.

Os pesquisadores foram capazes de determinar que as estrelas de J17062 giram em torno uma da outra numa órbita circular, o que é comum para os AMXPs. A estrela doadora, anã branca, é um "peso leve", com mais ou menos 1,5% da massa do Sol. O pulsar tem muito mais massa, cerca de 1,4 massas solares, o que significa que as estrelas orbitam um ponto a cerca de 3.000 km do pulsar. É quase como se a estrela doadora orbitasse um pulsar estacionário, mas o NICER é sensível o suficiente para detectar a pequena flutuação na emissão de raios X do pulsar devido à atração gravitacional da anã branca.

"A distância entre nós e o pulsar não é constante," comenta Strohmayer. "Varia devido a este movimento orbital. Quando o pulsar está mais próximo, a emissão de raios X leva um pouco menos a chegar até nós do que quando está mais distante. O atraso é pequeno, apenas cerca de 8 milissegundos para a órbita de J17062, mas está bem dentro das capacidades de uma máquina sensível como o NICER."

A missão do NICER é fornecer medições de alta precisão para melhor estudar a física e o comportamento das estrelas de nêutrons. Outros dados do instrumento forneceram resultados sobre as explosões termonucleares de um objeto e exploraram o que acontece com o disco de acreção durante estes eventos.

"As estrelas de nêutrons são verdadeiros laboratórios de física nuclear, do ponto de vista terrestre," comenta Zaven Arzoumanian, astrofísico Goddard Space Flight Center e cientista chefe do NICER. "Não podemos recriar as condições das estrelas de nêutrons em qualquer parte do nosso Sistema Solar. Um dos principais objetivos do NICER é estudar a física subatômica que não é acessível em nenhum outro lugar."

Os resultados do estudo foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Rotação da Grande Nuvem de Magalhães

Esta imagem não está embaçada.

© ESA/Gaia (rotação da Grande Nuvem de Magalhães)

Ela mostra em detalhes que a maior galáxia satélite da nossa Via Láctea, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC), gira. Determinado pela primeira vez com o Hubble, a rotação da LMC é apresentada aqui com dados finos do satélite Gaia, em órbita do Sol.

O Gaia mede as posições das estrelas com tanta precisão que as medições subsequentes podem revelar pequenos movimentos próprios de estrelas não detectáveis anteriormente.

A imagem em destaque mostra, efetivamente, trilhas estelares exageradas pelos milhões de fracas estrelas da LMC.

A inspeção da imagem também mostra o centro de rotação no sentido horário: perto da parte superior da barra central da LMC. A LMC, proeminente nos céus do sul, é uma pequena galáxia espiral que foi distorcida por encontros com a maior galáxia, a Via Láctea, e a menor galáxia, a Pequena Nuvem de Magalhães (SMC).

Fonte: NASA

Uma espiral disfarçada

Assemelhando-se a uma vassoura incandescente de feiticeira, a NGC 1032 abre caminho na escuridão silenciosa do espaço nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1032)

A NGC 1032 está localizada a cerca de cem milhões de anos-luz de distância na constelação de Cetus (O Monstro do Mar). Embora bonita, esta imagem talvez não faça jus ao verdadeiro apelo estético da galáxia: a NGC 1032 é na verdade uma galáxia espiral espetacular, mas da Terra, o vasto disco de gás, poeira e estrelas da galáxia é visto quase de lado.

Um punhado de outras galáxias pode ser visto à espreita no fundo, espalhado ao redor da estreita faixa da NGC 1032. Muitas são orientadas de frente ou em ângulos inclinados, exibindo seus braços espirais glamourosos e núcleos brilhantes. Tais orientações fornecem uma riqueza de detalhes sobre os braços e seus núcleos, mas entender completamente a estrutura tridimensional de uma galáxia também requer uma visão de perfil. Isso conduz a uma ideia geral de como as estrelas são distribuídas por toda a galáxia e permite a medida da “altura” do disco e o brilhante núcleo cravejado de estrelas.

Fonte: ESA

A lua Hyperion de Saturno

O que está no fundo das estranhas crateras de Hyperion?

© NASA/Cassini/Gordan Ugarkovic (Hyperion)

Para ajudar a descobrir, a sonda Cassini orbitando Saturno passou pela lua texturizada em 2005 e 2010 e tirou fotos de detalhes sem precedentes. Um mosaico de seis imagens da passagem de 2005, apresentado aqui em cores naturais, mostra um mundo notável repleto de crateras estranhas e uma superfície parecida com uma esponja.

No fundo da maioria das crateras, há algum tipo de material avermelhado escuro desconhecido. Este material parece semelhante ao que cobre parte de outra das luas de Saturno, Iapetus, e pode afundar na lua gelada, uma vez que absorve melhor a luz do Sol.

Hyperion tem cerca de 250 quilômetros de diâmetro, gira caoticamente e tem uma densidade tão baixa que provavelmente abriga um vasto sistema de cavernas no interior.

Fonte: NASA