Uma paisagem celeste colorida

Novas observações mostram o aglomerado estelar RCW 38 em todo o seu esplendor.

© ESO/K. Muzic (RCW 38)

Esta imagem mostra o aglomerado estelar RCW 38, obtida pela câmera infravermelha HAWK-I montada no Very Large Telescope do ESO (VLT), no Chile. Ao observar no infravermelho, o HAWK-I consegue examinar aglomerados estelares envoltos em poeira, tais como RCW 38, dando-nos uma vista sem paralelo das estrelas que estão se formando no seu interior. Este aglomerado contém centenas de estrelas massivas, quentes e jovens, e situa-se a cerca de 5.500 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação da Vela.

A região central de RCW 38 aparece-nos na imagem com um tom azul brilhante, numa área povoada por uma enorme quantidade de estrelas muito jovens e protoestrelas ainda no processo de formação.

A radiação intensa emitida por estas estrelas recém-nascidas faz com que o gás ao redor brilhe intensamente, em contraste com as correntes de poeira cósmica mais fria que serpenteiam através da região, brilhando ligeiramente em tons escuros de vermelho e laranja. O contraste cria esta bela cena, um quadro de arte celeste.

Imagens anteriores desta região obtidas nos comprimentos de onda do visível mostram-se bastante diferentes, as imagens no visível parecem mais vazias de estrelas devido ao fato do gás e poeira bloquearem a nossa visão do aglomerado. Observações no infravermelho, por outro lado, permitem-nos ver além da poeira que obscurece as imagens no visível, mostrando-nos o coração deste aglomerado estelar.

Os objetivos científicos do HAWK-I são muitos, incluindo a obtenção de imagens de galáxias e grandes nebulosas próximas, assim como de estrelas individuais e exoplanetas. O GRAAL é um módulo de óptica adaptativa que ajuda o HAWK-I a produzir estas imagens extraordinárias. O GRAAL utiliza quatro raios laser que são projetados no céu, criando estrelas artificiais de referência que são utilizadas para corrigir os efeitos da turbulência atmosférica, o que torna as imagens muito mais nítidas.

Esta imagem foi captada no âmbito de uma série de observações de teste do HAWK-I e do GRAAL. Estes testes fazem parte integrante do comissionamento de um novo instrumento no VLT e incluem um conjunto de observações científicas típicas que verificam e demonstram as capacidades do novo instrumento.

Fonte: ESO

A "Salsicha Gaia": a grande colisão que mudou a Via Láctea

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu uma antiga e dramática colisão frontal entre a Via Láctea e um objeto menor, apelidado de galáxia da "Salsicha".

© V. Belokurov (ilustração do encontro entre a Via Láctea e a galáxia da Salsicha)

Numa série de novos artigos científicos, os astrônomos dizem que o choque cósmico foi um evento que definiu o início da história da Via Láctea e reformulou a estrutura da nossa Galáxia, esculpindo tanto o bojo interno como o halo exterior.

Os cientistas propõem que há cerca de 8 a 10 bilhões de anos, uma galáxia anã desconhecida chocou com a nossa própria Via Láctea. A anã não sobreviveu ao impacto: desfez-se rapidamente e os destroços estão agora em nosso redor.

"A colisão rasgou a anã em pedaços, fazendo com que as suas estrelas se movessem em órbitas muito radiais, longas e estreitas como agulhas," comenta Vasily Belokurov da Universidade de Cambridge e do Centro de Astrofísica Computacional do Instituto Flatiron em New York. Os percursos das estrelas levam-nas muito perto do centro da nossa Galáxia. Este é um sinal revelador de que a galáxia anã entrou numa órbita realmente excêntrica e que o seu destino foi selado.

Os novos artigos científicos descrevem as principais características deste extraordinário evento. Vários dos artigos foram liderados pelo estudante de Cambridge, GyuChul Myeong. Ele e colegas usaram dados do satélite Gaia da ESA. Esta sonda espacial tem rastreado o conteúdo estelar da nossa Galáxia, registando as jornadas das estrelas enquanto viajam pela Via Láctea. Graças ao Gaia, sabe-se agora as posições e trajetórias das nossas vizinhas celestes com uma precisão sem precedentes.

Os percursos das estrelas da fusão galáctica deram-lhes a alcunha de "Salsicha Gaia", explicou Wyn Evan de Cambridge. "Nós desenhamos as velocidades das estrelas e a forma de salsicha simplesmente saltou à vista. À medida que a galáxia menor se fragmentava, as suas estrelas foram lançadas para órbitas muito radiais. Estas estrelas são o que resta da última grande fusão da Via Láctea."

A Via Láctea continua colidindo com outras galáxias, como a pequena galáxia anã de Sagitário. No entanto, a galáxia da Salsicha era muito mais massiva. A sua massa total em gás, estrelas e matéria escura era equivalente a mais de 10 bilhões de vezes a massa do nosso Sol. Quando a galáxia da Salsicha colidiu com a jovem Via Láctea, a sua trajetória penetrante provocou muitos danos. O disco da Via Láctea provavelmente ficou inchado ou mesmo fraturado após o impacto e precisou crescer novamente. E os detritos da galáxia da Salsicha foram espalhados por todo o interior da Via Láctea, formando o "bojo" no centro da Galáxia e o "halo estelar" circundante.

As simulações numéricas da colisão galáctica podem reproduzir estas características, explica Denis Erkal da Universidade de Surrey. Nas simulações feitas por Erkal e colegas, as estrelas da galáxia da Salsicha entram em órbitas estendidas. As órbitas são ainda mais alongadas pelo crescente disco da Via Láctea, que incha e se torna mais espesso após a colisão.

As evidências desta remodelação galáctica podem ser vistas nos percursos das estrelas herdadas da galáxia anã, acrescenta Alis Deason da Universidade de Durham. As estrelas da galáxia da Salsicha giram todas praticamente à mesma distância do centro da Galáxia. Estas inversões de marcha fazem com que a densidade no halo estelar diminua drasticamente onde as estrelas mudam de direção. Esta descoberta foi especialmente agradável para Deason, que previu esta acumulação orbital há quase cinco anos. O novo trabalho explica como as estrelas caíram em órbitas tão estreitas.

A nova pesquisa também identificou pelo menos oito aglomerados grandes de estrelas, chamados aglomerados globulares, que foram trazidos para a Via Láctea pela galáxia da Salsicha. As galáxias pequenas geralmente não têm aglomerados globulares próprios, de modo que a galáxia da Salsicha deve ter sido grande o suficiente para abrigar uma coleção de aglomerados.

"Embora tenham havido muitas satélites anãs caindo sobre a Via Láctea ao longo da sua vida, esta foi a maior de todas," comenta Sergey Koposov da Universidade Carnegie Mellon, que estudou em detalhe a cinemática das estrelas da galáxia da Salsicha e os aglomerados globulares.

Os novos artigos científicos foram publicados nos periódicos Monthly Notices of the Royal Astronomical Society e The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Cambridge

A relação simbiótica da estrela variável R Aquarii

A mudança no brilho na estrela variável R Aquarii pode ser vista até com binóculos ao longo de um ano.

© Hubble/Judy Schmidt (estrela variável R Aquarii)

A estrela variável R Aquarii é na verdade um sistema estelar binário interativo, duas estrelas que parecem ter uma relação simbiótica próxima. Localizado a cerca de 710 anos-luz de distância da Terra, este sistema binário intrigante consiste de uma estrela gigante vermelha e uma densa estrela anã quente e em órbita mútua em torno de seu centro de massa comum.

A luz visível do sistema binário é dominada pela estrela gigante vermelha, ela é uma estrela variável de longo período do tipo Mira. Mas o material no envelope estendido da estrela gigante é puxado pela gravidade para a superfície da anã branca menor e mais densa, eventualmente provocando uma explosão termonuclear e espalhando material para o espaço.

A imagem em destaque obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra o anel ainda em expansão de detritos que se estende por menos de um ano-luz e se originou de uma explosão que teria sido vista no início da década de 1770.

A evolução de eventos energéticos menos compreendidos, produzindo alta emissão de energia no sistema R Aquarii, tem sido monitorada desde 2000, através dos dados do observatório de raios X Chandra.

Fonte: NASA

Discrepância na expansão do Universo

Um trio de pesquisadores acaba de demonstrar que a expansão do Universo não segue o mesmo ritmo em todas as partes do cosmos, o que pode ajudar a explicar discrepâncias entre medidas locais e globais da expansão obtidas pelos astrônomos.

© Cosmonovas (teia cósmica)

Na Universidade Monash, na Austrália, Hayley Macpherson e seus colegas recriaram o cosmos num computador, partindo apenas das equações da relatividade geral de Albert Einstein, e de medidas da radiação cósmica de fundo, uma espécie de eco luminoso do Big Bang, medido com precisão pelo satélite europeu Planck.

O estudo partiu dos dados reais do Planck para estimar a inomogeneidade original do Universo, tratando a matéria como um fluido, cujo movimento era ditado pelas equações da relatividade geral.

Os pesquisadores realizaram simulações de relatividade numérica tridimensional de espaços-tempos expansivos homogêneos e não homogêneos, com o objetivo de quantificar efeitos não-lineares a partir de heterogeneidades cosmológicas. Foi demonstrada a convergência de quarta ordem com erros menores que uma parte em 10⁶ na evolução de um espaço-tempo de poeira de Friedmann-Lemaître-Roberston-Walker (FLRW) usando as equações de Einstein.

Em uma simulação cosmológica anisotrópica totalmente não homogênea utilizando as equações de Einstein através de dados numéricos, foi medido que a constante de Hubble pode ser 1,2% maior que uma medição global, considerando escalas comparáveis às análises de uma supernova Tipo Ia. Foi encontrado que as inomogeneidade não podem resolver totalmente o conflito entre as medições de Riess et al. (2018a) e Planck Collaboration et al. (2016a).

Na simulação, notou-se a formação da chamada “teia cósmica”. São as maiores estruturas do Universo, compostas por enormes filamentos com incontáveis galáxias, em meio a grandes vazios.

Ao retratarem o Universo de maneira mais realista, os cientistas constataram que a expansão cósmica, iniciada com o Big Bang, avança significativamente mais depressa em regiões onde há menor concentração de matéria do que nas que compõem as regiões mais densas da “teia cósmica”.

E esta pode ser a chave para compreender um recente conflito entre diferentes estimativas da chamada constante de Hubble, a taxa de expansão cósmica. Enquanto medições baseadas na radiação de fundo indicam que a constante é de 67 km/s/Mpc, estimativas com base em objetos astrofísicos mais próximos apontavam uma taxa local de expansão de 73 km/s/Mpc.

Esta discrepância tem sido um enorme problema para os cosmólogos, mas talvez possa ao menos em parte ser explicada pela variação local da expansão. Caso isso se confirme, é sinal de que estamos numa região relativamente vazia do Universo, onde a expansão avança mais depressa do que a média global. Os pesquisadores demostraram que a relatividade numérica é uma ferramenta viável para investigar efeitos não-lineares na cosmologia.

Os resultados foram apresentados em dois artigos, submetidos aos periódicos Physical Review D e Astrophysical Journal Letters.

Fontes: Universidade Monash & Mensageiro Sideral

Colisão cataclísmica moldou a evolução de Urano

De acordo com uma nova pesquisa, Urano foi atingido por um objeto massivo com aproximadamente o dobro do tamanho da Terra, o que provocou a inclinação do planeta e poderia explicar as suas baixíssimas temperaturas.

© Observatório W. M. Keck (Urano)

Astrônomos da Universidade de Durham lideraram uma equipe internacional de especialistas na pesquisa de como Urano ficou inclinado de lado e que consequências teria um gigantesco impacto na evolução do planeta.

A equipe realizou as primeiras simulações de computador de alta resolução de diferentes colisões massivas com o gigante gelado a fim de tentar descobrir como o planeta evoluiu.

A pesquisa confirma um estudo anterior que afirmou que a inclinação de Urano foi provocada por uma colisão com um objeto massivo, provavelmente um jovem protoplaneta feito de rocha e gelo, durante a formação do Sistema Solar há cerca de 4 bilhões de anos.

As simulações também sugeriram que os detritos do objeto impactante poderiam ter formado uma fina concha perto da camada gelada do planeta e ter prendido o calor emanado do núcleo de Urano. O aprisionamento deste calor interno poderia em parte ajudar a explicar a temperatura extremamente baixa da atmosfera exterior de Urano, cerca de -216º C.

O autor principal, Jacob Kegerreis, pesquisador de doutoramento do Instituto de Cosmologia Computacional da Universidade de Durham, disse: "Urano gira de lado, o seu eixo aponta quase em ângulo reto em relação a todos os outros planetas do Sistema Solar. Isto quase certamente foi provocado por um impacto gigante, mas sabemos muito pouco sobre como isto realmente aconteceu e de que outras formas um evento tão violento afetou o planeta."

"Corremos mais de 50 cenários diferentes para o impacto, usando um supercomputador para ver se podíamos recriar as condições que moldaram a evolução do planeta. As nossas descobertas confirmam que o resultado mais provável foi que o jovem Urano esteve envolvido numa colisão cataclísmica com um objeto duas vezes mais massivo que a Terra, se não maior, colocando-o de lado e definindo os eventos que ajudaram a formar o planeta que vemos hoje."

Havia dúvidas sobre como Urano conseguiu manter a sua atmosfera durante a violenta colisão, que a poderia ter expelido para o espaço.

De acordo com as simulações, isto pode muito provavelmente ser explicado pelo objeto que "raspou" o planeta durante a colisão, que foi forte o suficiente para afetar a inclinação de Urano, mas o planeta foi capaz de reter a maioria da sua atmosfera.

A pesquisa também poderá ajudar a explicar a formação dos anéis e luas de Urano, com as simulações sugerindo que o impacto poderia ter lançado rochas e gelos para órbita em torno do planeta. Estas rochas e gelos podem ter-se agrupado para formar os satélites interiores do planeta e talvez alterado a rotação de quaisquer luas pré-existentes já em órbita de Urano.

As simulações mostram que o impacto pode ter derretido gelo e pedaços de rocha dentro do planeta. Isto pode ajudar a explicar o campo magnético inclinado e fora do centro de Urano.

Urano é semelhante ao tipo mais comum de exoplanetas – planetas localizados além do nosso Sistema Solar - e os pesquisadores esperam que as suas descobertas ajudem a explicar como estes planetas evoluíram e a entender mais sobre a sua composição química.

"Todas as evidências apontam para que os impactos gigantescos tenham sido frequentes durante a formação planetária, e com este tipo de pesquisa estamos agora obtendo mais informações sobre os seus efeitos em potencialmente habitáveis," disse o Dr. Luis Teodoro, do Centro de Pesquisa Ames da NASA.

Os achados foram publicados no peródico The Astrophysical Journal.

Fonte: Durham University

Uma supernova fracassada?

Brilhando calorosamente contra o pano de fundo escuro do Universo, esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra uma galáxia irregular chamada UGC 12682.

© Hubble (UGC 12682)

A galáxia UGC 12682 está localizada a aproximadamente 70 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Pégaso (o Cavalo Alado). Ela está distorcida e estranhamente estruturada, com regiões brilhantes de formação estelar.

Em novembro de 2008, Caroline Moore, de 14 anos, de Nova York, descobriu uma supernova na UGC 12682, denominada SN 2008ha. Isso fez dela a pessoa mais jovem da época a descobrir uma supernova. Observações posteriores de astrônomos profissionais  da SN 2008ha mostraram que ela era peculiarmente interessante de muitas maneiras diferentes: sua galáxia hospedeira UGC 12862 raramente produz supernovas. É uma das mais fracas supernovas já observadas e, após a explosão, expandiu-se muito lentamente, sugerindo que a explosão não liberou grandes quantidades de energia como normalmente se espera.

Os astrônomos classificaram a SN 2008ha como uma subclasse de uma supernova do Tipo Ia, que é a explosão de uma anã branca que coalesce de forma faminta a matéria de uma estrela companheira. A SN 2008ha pode ter sido o resultado de uma supernova parcialmente fracassada, explicando porque a explosão não conseguiu dizimar toda a estrela.

Fonta: ESA

O efeito da refração atmosférica durante o poente da Lua

O fotógrafo Petr Horálek captou este conjunto de imagens quando da sua visita ao Observatório do Paranal do ESO, no Chile, onde o céu se apresenta notavelmente límpido.

© ESO/Petr Horálek (efeito da refração atmosférica durante o poente lunar)

Petr fotografou este Pôr de Lua avermelhado com intervalos de 5 segundos, observando a Lua à medida que esta se afundava no céu escuro e finalmente desaparecia por baixo do horizonte (as imagens estão ordenadas cronologicamente da esquerda para a direita e de cima para baixo).

A proeminente cor vermelha deve-se à refração atmosférica. À medida que a Lua se aproxima do horizonte, a sua luz refletida tem que atravessar cada vez mais atmosfera antes de chegar aos nossos olhos, o que significa que a dispersão se torna mais importante, ou seja, há mais ar por onde a luz tem que passar e por isso mais desta luz é dispersa. De todas as cores que compõem a luz visível, a atmosfera terrestre dispersa e refrata menos a luz vermelha devido ao seu maior comprimento de onda, o que faz com que os poentes solar e lunar apresentem um característico tom vermelho-alaranjado.

Além desta cor, vemos outra estrutura notável na imagem: um efeito ondulado aparente, a Lua parece estar derretendo! Mais uma vez, trata-se de um efeito atmosférico: os raios de luz são refratados de forma estranha e irregular por camadas de ar com diferentes densidades, temperaturas, pressões, umidades, etc. A forma da Lua também parece estar achatada devido ao efeito de lente da atmosfera, o qual empurra as seções mais baixas para cima, criando uma oval.

Estes fenômenos são todos causados por refração diferencial, essencialmente cada camada da atmosfera da Terra trata a luz da Lua de modo diferente, o que resulta em imagens distorcidas.

Fonte: ESO

Até estrelas de nêutrons densas caem como uma pena

Aproveitando a extraordinária sensibilidade do GBT (Green Bank Telescope), os astrônomos fizeram o teste mais rigoroso, até agora, de uma das previsões de Albert Einstein sobre a gravidade.

© NRAO/S. Dagnello (ilustração do sistema triplo PSR J0337+1715)

Ao rastrear precisamente as trajetórias de três estrelas num único sistema, duas estelas anãs brancas e uma estrela de nêutrons ultradensa, os pesquisadores determinaram que até as estrelas de nêutrons fenomenalmente compactas "caem" da mesma maneira que as suas homólogas menos densas, um aspeto da natureza chamado de "Princípio da Equivalência Forte" de Einstein.

A compreensão da gravidade de Einstein, conforme descrita na sua teoria geral da relatividade, prevê que todos os objetos caem à mesma proporção, independentemente da sua massa ou composição. Esta teoria foi amplamente testada aqui na Terra, mas será que ainda é verdadeira para alguns dos objetos mais massivos e densos do Universo, um aspeto da natureza conhecido como o Princípio da Equivalência? Uma equipe internacional de astrônomos deu a esta persistente questão o seu teste mais rigoroso de todos os tempos. Os seus achados mostram que o conhecimento de Einstein sobre a gravidade ainda prevalece, mesmo num dos cenários mais extremos que o Universo pode oferecer.

Retire todo o ar e um martelo e uma pena cairão à mesma velocidade, um conceito explorado por Galileu no final do século XVI e famosamente ilustrado na Lua pelo astronauta David Scott da Apollo 15.

Embora tivesse como base a física newtoniana, foi preciso a teoria da gravidade de Einstein para expressar como e porque é que isso acontece. As equações de Einstein passaram em todos os testes, desde cuidadosos estudos laboratoriais até observações de planetas no nosso Sistema Solar. Mas as alternativas à teoria geral da relatividade de Einstein preveem que objetos compactos com gravidade extremamente forte, como as estrelas de nêutrons, caem um pouco diferente dos objetos de menor massa. Esta diferença, preveem as teorias alternativas, seria devido à energia de ligação gravitacional do objeto compacto, a energia gravitacional que o mantém unido.

Em 2011, o GBT descobriu um laboratório natural para testar esta teoria em condições extremas: um sistema estelar triplo chamado PSR J0337+1715, localizado a cerca de 4.200 anos-luz da Terra. Este sistema contém uma estrela de nêutrons numa órbita de 1,6 dias com uma estrela anã branca, e o par orbita outra anã branca mais distante a cada 327 dias.

Desde a sua descoberta que o sistema triplo tem sido observado regularmente pelo GBT, pelo WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) nos Países Baixos e pelo Observatório de Arecibo em Porto Rico. O GBT passou mais de 400 horas observando este sistema, obtendo dados e calculando como cada objeto se move em relação aos outros.

Como é que estes telescópios conseguiram estudar este sistema? Esta estrela de nêutrons em particular é na verdade um pulsar. Muitos pulsares giram com uma consistência que rivaliza alguns dos relógios atômicos mais precisos da Terra. "Como um dos radiotelescópios mais sensíveis do mundo, o GBT está preparado para captar estes leves pulsos de ondas de rádio com o objetivo de estudar a física extrema," acrescenta Lynch. A estrela de nêutrons neste sistema gira 366 vezes por segundo.

É possível determinar a posição da estrela de nêutrons até algumas centenas de metros. É uma determinação realmente precisa de onde a estrela de nêutrons esteve e para onde está indo.

Se as alternativas à gravidade de Einstein estivessem corretas, então a estrela de nêutrons e a anã branca interior cairiam de forma diferente em relação à anã branca exterior. "A anã branca interior não é tão massiva nem tão compacta quanto a estrela de nêutrons e, portanto, tem menos energia de ligação gravitacional," comenta Scott Ransom, astrônomo do NRAO (National Radio Astronomy Observatory).

Através de meticulosas observações e de cálculos cuidadosos, a equipe foi capaz de testar a gravidade do sistema usando apenas os pulsos da estrela de nêutrons. Eles descobriram que qualquer diferença de aceleração entre a estrela de nêutrons e a anã branca interior é pequena demais para ser detectada.

Este resultado é dez vezes mais preciso do que o melhor teste anterior da gravidade, tornando as evidências do Princípio da Equivalência Forte de Einstein muito mais evidentes.

O resultados foram publicados num artigo na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

NuSTAR prova que Eta Carinae dispara raios cósmicos

Um novo estudo usando dados do telescópio espacial NuSTAR da NASA sugere que Eta Carinae, o sistema estelar mais luminoso e massivo até 10.000 anos-luz, está acelerando partículas a altas energias, algumas das quais podem chegar à Terra como raios cósmicos.

© Hubble (Eta Carinae)

A Grande Erupção de Eta Carinae na década de 1840 criou a nebulosa vista acima, fotografada pelo Hubble. Agora com aproximadamente um ano-luz em diâmetro, a nuvem em expansão contém material suficiente para fazer, pelo menos, 10 cópias do nosso Sol.

"Sabemos que as ondas de choque de estrelas mortas podem acelerar partículas de raios cósmicos a velocidades comparáveis às da luz, um incremento incrível de energia," disse Kenji Hamaguchi, astrofísico do Goddard Space Flight Center da NASA. "Processos semelhantes devem ocorrer em outros ambientes extremos. A nossa análise indica que Eta Carinae é um deles."

Os astrônomos sabem que os raios cósmicos com energias superiores a um bilhão de eletrões-volt (eV) chegam até nós além do nosso Sistema Solar. Mas dado que todas estas partículas – elétrons, prótons e núcleos atômicos - transportam uma carga elétrica, desviam-se do seu percurso sempre que encontram campos magnéticos. Isto baralha os percursos e mascara as suas origens.

Eta Carinae, localizada a cerca de 7.500 anos-luz de distância na direção da constelação de Quilha (Carina), é famosa por uma explosão do século XIX que brevemente a tornou na segunda estrela mais brilhante do céu. Este evento também expeliu uma enorme nebulosa em forma de ampulheta, mas a causa da erupção ainda é pouco conhecida.

O sistema contém um par de estrelas massivas cujas órbitas excêntricas as aproximam a cada 5,5 anos. As estrelas contêm 90 e 30 vezes a massa do nosso Sol e passam a 235 milhões de quilômetros na sua maior aproximação, mais ou menos a distância média entre Marte e o Sol.

Ambas as estrelas de Eta Carinae dirigem poderosos ventos estelares. O local onde estes ventos chocam muda durante o ciclo orbital, o que produz um sinal periódico em raios X de baixa energia que está sendo rastreado há mais de duas décadas.

O telescópio tspacial de raios gama Fermi da NASA também observa uma mudança nos raios gama - luz muito mais energética do que os raios X - de uma fonte na direção de Eta Carinae. Mas a visão do Fermi não é tão nítida quanto as dos telescópios de raios X, de modo que os astrônomos não puderam confirmar a ligação.

Para preencher a lacuna entre a monitoração de raios X de baixa energia e as observações do Fermi, Hamaguchi e colegas recorreram ao NuSTAR. Lançado em 2012, o NuSTAR pode focar-se em raios X muito mais energéticos do que qualquer telescópio anterior. Utilizando tanto dados recolhidos recentemente como de arquivo, a equipe examinou observações do NuSTAR obtidas entre março de 2014 e junho de 2016, juntamente com observações de raios X de baixa energia do satélite XMM-Newton da ESA no mesmo período.

Os raios X de baixa energia de Eta Carinae vêm do gás na interface dos ventos estelares em colisão, onde as temperaturas excedem os 40 milhões de graus Celsius. Mas o NuSTAR detecta uma fonte emissora de raios X acima dos 30.000 eV, cerca de três vezes mais do que pode ser explicado por ondas de choque nos ventos em colisão. Para comparação, a energia da luz visível varia de mais ou menos 2 eV para 3 eV.

A análise da equipe mostra que estes raios X variam com o período orbital binário e indica um padrão de saída de energia similar ao dos raios gama observados pelo Fermi.

Os pesquisadores dizem que a melhor explicação para os raios X energéticos e a emissão de raios gama é a aceleração de elétrons em violentas ondas de choque ao longo da fronteira dos ventos estelares em colisão. Os raios X detectados pelo NuSTAR e os raios gama detectados pelo Fermi surgem da luz estelar, devido a um enorme aumento de energia pelas interações com estes elétrons.

Alguns dos elétrons muito rápidos, bem como outras partículas aceleradas, devem escapar do sistema e talvez alguns vagueiam eventualmente até à Terra, onde podem ser detectados como raios cósmicos.

"Nós sabemos há algum tempo que a região em torno de Eta Carinae é a fonte de emissão energética de raios X e raios gama de alta anergia," acrescenta Fiona Harrison, pesquisadora principal do NuSTAR e professora de astronomia no Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech) em Pasadena. "Mas até que o NuSTAR foi capaz de identificar a radiação, mostrar que vinha do binário e de estudar as suas propriedades em detalhe, a origem permanecia misteriosa."

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Telúrio detectado num dos seus locais de origem

Uma equipe internacional liderada por um estudante de doutoramento do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e da Universidade de La Laguna (ULL) identificou a emissão de telúrio no espectro infravermelho de duas nebulosas planetárias e bromo numa delas.

© Hubble (NGC 7027 e IC 418)

No final das suas vidas, as estrelas de massa média liberam as suas camadas exteriores, formando nebulosas planetárias. Através deste processo, injetam no meio interestelar os elementos químicos que foram sintetizados no seu interior durante bilhões de anos. Estes elementos que são mais pesados do que o ferro não podem ser produzidos nas reações de fusão nuclear que ocorrem dentro das estrelas porque este processo exigiria mais energia do que elas conseguem produzir. Estes elementos são formados por um processo conhecido como captura de nêutrons, que ocorre nos estágios finais da vida de uma estrela, ou em eventos relacionados com a morte de estrelas de massa muito elevada, como explosões de supernova ou colisões entre estrelas de nêutrons (uma das quais foi detectada recentemente por observatórios de ondas gravitacionais), que produzem um grande número de nêutrons livres, ou na fase final da vida de estrelas de baixa massa (entre 1 e 8 vezes a massa do Sol), onde o fluxo de nêutrons é muito mais baixo.

Os astrônomos dectaram, pela primeira vez, uma característica de emissão espectral de telúrio na faixa infravermelha de duas nebulosas planetárias (e bromo numa delas) graças a dados obtidos com o espectrógrafo EMIR, acoplado ao GTC (Gran Telescopio Canarias) e ao instrumento IGRINS do telescópio Harlan J. Smith, no Observatório McDonald no estado norte-americano do Texas. Por intermédio da técnica de espectroscopia, foi analisada a luz recebida das nebulosas, que é decomposta em cores diferentes como um arco-íris e possibilitando determinar quais os elementos químicos presentes no gás, já que cada elemento possui um padrão único de linhas de emissão embebidas neste arco-íris, o espectro de uma nebulosa. Graças a isto, a linha de emissão do telúrio e a linha de emissão do bromo foram localizadas pela primeira vez no espectro infravermelho das nebulosas planetárias. Estas são as mais claras detecções de íons pertencentes a estes dois elementos pesados num dos locais onde se podem formar.

Para determinar a abundância destes elementos, foi preciso construir um modelo atômico teórico para calcular os parâmetros atômicos dos íons observados. A importância da detecção destas linhas nas nebulosas planetárias baseia-se no fato de que são melhores indicadores da abundância do elemento do que as linhas detectadas em estrelas evoluídas e fornecendo a oportunidade de estudar o elemento no seu local de origem.

As abundâncias calculadas de telúrio nas nebulosas planetárias NGC 7027 e IC 418 indicam que este elemento é muito mais abundante do que o esperado na vizinhança solar, onde o padrão de abundância é distribuído como esperado se um processo rápido fosse responsável pela origem destes elementos pesados, de modo que parte do telúrio nestas nebulosas planetárias deve ter tido origem através de processos lentos.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Primeira imagem de um planeta recém-nascido obtida com o VLT do ESO

Astrônomos liderados por um grupo do Instituto Max Planck de Astronomia de Heidelberg, na Alemanha, captaram uma imagem de formação planetária em torno da jovem estrela anã PDS 70.

© ESO/VLT/A. Müller (exoplaneta recém-nascido PDS 70b)

Com o auxílio do instrumento SPHERE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, um dos instrumentos caçadores de planetas mais poderosos que existem, a equipe internacional fez a primeira detecção robusta de um jovem planeta, chamado PDS 70b, que está abrindo caminho através do material que rodeia a jovem estrela.

Com o instrumento SPHERE, a equipe pôde medir também o brilho do planeta em diversos comprimentos de onda, o que permitiu que fossem deduzidas propriedades da sua atmosfera.

O planeta mostra-se muito bem destacado nas novas observações, sendo visível como um ponto brilhante situado à direita do centro (a esfera negra na imagem). Localiza-se aproximadamente a três bilhões de km de distância da estrela central, o que equivale mais ou menos à distância entre Urano e o Sol. A análise mostra que PDS 70b é um planeta gigante gasoso com uma massa de algumas vezes a massa de Júpiter. A superfície do planeta tem uma temperatura de cerca de 1.000 ºC, o que o torna muito mais quente do que qualquer planeta do nosso Sistema Solar.

O círculo escuro que aparece no centro da imagem deve-se à utilização de um coronógrafo, uma máscara que bloqueia a luz ofuscante da estrela central e permite aos astrônomos detectar o disco e o companheiro planetário, que são muito mais fracos que a estrela. Sem esta máscara, a fraca luz emitida pelo planeta desapareceria completamente no intenso brilho de PDS 70.

“Estes discos situados em torno de estrelas jovens são os locais de nascimento dos planetas, mas até agora apenas algumas observações tinham conseguido detectar pistas que apontavam para a existência de planetas bebês em meio a eles,” explica Miriam Keppler, que liderou a equipe por detrás da descoberta do planeta ainda em formação de PDS 70.

A descoberta do jovem companheiro de PDS 70 é um resultado científico bastante interessante, que já mereceu pesquisas subsequentes. Uma segunda equipe, que envolve muitos dos mesmos astrônomos da equipe da descoberta, incluindo Keppler, fez, nos últimos meses, observações de acompanhamento com o intuito de investigar a jovem companheira planetária de PDS 70 com mais detalhe. Esta equipe não só obteve a imagem muito nítida do planeta que aqui mostramos, como também conseguiu obter um espectro deste objeto. A análise do espectro aponta para a existência de nuvens na atmosfera do planeta.

A companheira planetária de PDS 70 esculpiu um disco de transição, um disco protoplanetário com um “buraco” gigante no centro. Estes buracos interiores são conhecidos há várias décadas e foi sugerido que seriam produzidos pela interação entre o disco e o planeta. Agora estamos vendo o planeta pela primeira vez.

Ao determinar as propriedades físicas e atmosféricas do planeta, os astrônomos podem testar modelos teóricos de formação planetária.

Este olhar ao nascimento envolto em poeira de um planeta foi apenas possível graças às impressionantes capacidades tecnológicas do instrumento SPHERE do ESO, o qual estuda exoplanetas e discos em torno de estrelas próximas, usando uma técnica conhecida por imagens de alto contraste. Mesmo bloqueando a luz emitida por uma estrela com o auxílio de um coronógrafo, o SPHERE tem ainda que usar estratégias de observação e técnicas de processamento de dados complicadas para conseguir obter o sinal emitido pelos tênues companheiros planetários situados em torno das jovens estrelas brilhantes, com múltiplos comprimentos de onda e épocas diferentes.

Este trabalho foi descrito em dois artigos científicos intitulados “Discovery of a planetary-mass companion within the gap of the transition disk around PDS 70” e “Orbital and atmospheric characterization of the planet within the gap of the PDS 70 transition disk”, que serão ambos publicados na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

O ALMA observa uma nova maternidade planetária

Esta imagem obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra a MWC 758, uma estrela jovem que se aproxima da fase adulta e se encontra rodeada por anéis nodosos e irregulares de poeira cósmica, três dos quais podemos ver na imagem.

© ESO/ALMA (MWC 758)

Incomumente, estes anéis têm uma forma elíptica em vez de apresentarem uma forma perfeitamente circular, fazendo desta a primeira descoberta de um disco protoplanetário intrinsicamente elíptico!

Os anéis interior e exterior contêm cada um deles um nodo particularmente brilhante, visível como um arco de cor amarela. Adicionalmente, parece haver braços espirais colocados no seio da poeira, para além de um “buraco” sem poeira no núcleo, ligeiramente deslocado do centro. Todas estas estruturas apontam para a presença de planetas invisíveis. À medida que se formam, os planetas interagem gravitacionalmente com o disco, criando várias estruturas. OS astrônomos podem por isso observar um sistema como o da MWC 758 e inferir não apenas a existência de potenciais planetas escondidos mas também estimar as suas massas, localização e órbitas.

Este é um belo exemplo da capacidade do ALMA em descobrir planetas. Usar este observatório para estudar tais discos poeirentos, permite aos astrônomos investigar os primeiros estádios da formação planetária no sentido de compreenderem como é que estes sistemas jovens se formam e evoluem.

Aprender mais sobre os sistemas planetários no cosmos pode ajudar-nos a compreender melhor como é que o Sistema Solar se formou e como é que evoluiu até se transformar na casa cósmica onde vivemos hoje.

Fonte: ESO

Um teste galáctico esclarecerá a existência da matéria escura

Pesquisadores da Universidade de Bonn e da Universidade da Califórnia em Riverside usaram sofisticadas simulações de computador para criar um teste que pudesse responder a uma questão impetuosa na astrofísica: será que a matéria escura realmente existe? Ou será que a lei gravitacional de Newton precisa de ser modificada?

© U. Bonn (distribuição da matéria escura, acima, e das estrelas, abaixo)

O novo estudo mostra que a resposta está escondida no movimento das estrelas dentro de pequenas galáxias satélite que giram em torno da Via Láctea.

Usando um dos supercomputadores mais rápidos do mundo, os cientistas simularam a distribuição da matéria nas chamadas galáxias "anãs" satélite. Estas são pequenas galáxias que rodeiam, por exemplo, a Via Láctea ou Andrômeda.

Os pesquisadores focaram-se na denominada Relação de Aceleração Radial (RAR). Nas galáxias de disco, as estrelas movem-se em órbitas circulares em torno do centro galáctico. A aceleração que as força constantemente a mudar de direção é provocada pela atração da matéria na galáxia. A RAR descreve a relação entre esta aceleração e a provocada apenas pela matéria visível. Fornece uma visão acerca da estrutura das galáxias e da sua distribuição de matéria.

Os astrônomos simularam, pela primeira vez, a RAR das galáxias anãs partindo do pressuposto de que a matéria escura existe. Mas e se não houver matéria escura e, em vez disso, a gravidade agir de forma diferente do que pensava Newton? Neste caso, a RAR das galáxias anãs depende muito da distância até à galáxia de origem, enquanto isso não acontece se a matéria escura existir.

Esta diferença torna as galáxias satélite uma poderosa ferramenta para testar se a matéria escura realmente existe. A sonda espacial Gaia, que foi lançada pela ESA em 2013, já pode fornecer uma resposta. Foi construída para estudar as estrelas na Via Láctea e nas suas galáxias satélite com detalhes sem precedentes e já recolheu uma grande quantidade de dados.

No entanto, este enigma provavelmente levará anos até ser resolvido.

Esta questão é uma das mais prementes da cosmologia atual. A existência de matéria escura já foi sugerida há mais de 80 anos pelo astrônomo suíço Fritz Zwicky. Ele percebeu que as galáxias se movem tão depressa dentro dos aglomerados galácticos que estes deviam separar-se. Ele, portanto, postulou a presença de matéria invisível que, devido à sua massa, exerce gravidade suficiente para manter as galáxias nas suas órbitas observadas. Na década de 1970, a sua colega norte-americana Vera Rubin descobriu um fenômeno semelhante em galáxias espirais como a Via Láctea: giram tão depressa que a sua força centrífuga deveria separá-las caso apenas a matéria visível estivesse presente.

Hoje, a maioria dos físicos está convencida de que a matéria escura representa cerca de 80% da massa do Universo. Como não interage com a luz, é invisível aos telescópios. No entanto, supondo que a sua existência fornece um excelente ajuste para várias outras observações, como a distribuição da radiação de fundo, um brilho remanescente de Big Bang. A matéria escura também fornece uma boa explicação para o arranjo e taxa de formação galáctica no Universo. Embora, apesar de numerosos esforços experimentais, não existem evidências diretas da matéria escura. Isto levou os astrõnomos à hipótese de que a força gravitacional propriamente dita pode comportar-se de maneira diferente do que se pensava anteriormente. De acordo com a chamada teoria MOND (MOdified Newtonian Dynamics), a atração entre duas massas obedece às leis de Newton apenas até certo ponto. Em acelerações muito pequenas, como as que prevalecem nas galáxias, a gravidade torna-se consideravelmente mais forte. Portanto, as galáxias não se desfazem devido à sua velocidade de rotação e a teoria MOND pode dispensar esta misteriosa lacuna observacional.

O novo estudo abre a possibilidade de os astrônomos testarem estas duas hipóteses num regime sem precedentes.

Este estudo foi publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: Universität Bonn

"Pepitas vermelhas" são ouro galáctico para os astrônomos

Há cerca de uma década, os astrônomos descobriram uma população de galáxias pequenas, mas massivas, apelidadas de "pepitas vermelhas".

© Hubble/Chandra (Mrk 1216 no visível e em raios X)

Um novo estudo através do observatório de raios X Chandra da NASA indica que os buracos negros "esmagaram" a formação das estrelas nestas galáxias e podem ter usado parte do seu combustível estelar para crescer até proporções incomumente massivas.

As "pepitas vermelhas" foram descobertas pela primeira vez pelo telescópio espacial Hubble a grandes distâncias da Terra, correspondendo a épocas apenas três ou quatro bilhões de anos após o Big Bang. São relíquias das primeiras galáxias massivas que se formaram apenas um bilhão de anos após o Big Bang. Os astrônomos pensam que são os antepassados das gigantescas galáxias elípticas vistas no Universo local. As massas das pepitas vermelhas são semelhantes às das galáxias elípticas gigantes, mas têm apenas mais ou menos um-quinto do seu tamanho.

Enquanto a maioria das pepitas vermelhas se fundiu com outras galáxias ao longo de bilhões de anos, um pequeno número conseguiu escapar intocado ao longo da história do cosmos. Estas pepitas vermelhas ilesas representam uma oportunidade única para estudar como as galáxias, e o buraco negro supermassivo nos centros, se comportam ao longo de bilhões de anos de isolamento.

Pela primeira vez, o Chandra foi usado para estudar o gás quente em duas destas pepitas vermelhas isoladas, MRK 1216 e PGC 032873, que estão localizados a apenas 295 milhões e 344 milhões de anos-luz da Terra, respectivamente, em vez de bilhões de anos-luz para as primeiras pepitas vermelhas conhecidas. O gás quente emissor de raios X contém a impressão da atividade gerada pelos buracos negros supermassivos em cada uma das duas galáxias.

"Estas galáxias existem há 13 bilhões de anos sem nunca terem interagido com outras do seu tipo," comenta Norbert Werner da Universidade MTA-Eötvös em Budapeste, Hungria, que liderou o estudo. "Estamos descobrindo que os buracos negros nestas galáxias assumem o controle e o resultado não é bom para novas estrelas que tentam formar-se."

Conhecemos há muito tempo que o material que cai em direção a um buraco negro pode ser redirecionado para fora a altas velocidades devido aos intensos campos gravitacionais e magnéticos. Estes jatos velozes podem desligar a formação estelar. Isto acontece porque as explosões da vizinhança do buraco negro fornecem uma poderosa fonte de calor, impedindo que o gás interestelar quente da galáxia arrefeça o suficiente para permitir que um grande número de estrelas se forme.

A temperatura do gás quente é maior no centro da galáxia MRK 1216 em comparação com os seus arredores, mostrando os efeitos do aquecimento recente pelo buraco negro. Além disso, a emissão de rádio é observada a partir do centro da galáxia, uma assinatura de jatos de buracos negros. Finalmente, a emissão de raios X da vizinhança do buraco negro é cerca de cem milhões de vezes menor do que o limite teórico de quão rápido um buraco negro pode crescer, chamado "limite de Eddington", onde a pressão externa da radiação é balanceada pela atração da gravidade para o interior. Este baixo nível de emissão de raios X é típico dos buracos negros que produzem jatos. Todos estes fatores fornecem fortes evidências de que as atividades geradas pelos buracos negros supermassivos nestas galáxias pepitas vermelhas está suprimindo a formação de novas estrelas.

Os buracos negros e o gás quente podem ter outra ligação. Os autores sugerem que grande parte da massa do buraco negro pode ter-se acumulado a partir do gás quente que envolve ambas as galáxias. Os buracos negros de MRK 1216 e PGC 032873 estão entre os mais massivos conhecidos, com massas estimadas em aproximadamente 5 bilhões de vezes a massa do Sol, com base em observações ópticas das velocidades das estrelas perto dos centros das galáxias. Além do mais, estima-se que a massa do buraco negro de MRK 1216 e possivelmente a do de PGC 032873 correspondam a uma baixa porcentagem das massas combinadas de todas as estrelas nas regiões centrais das galáxias, enquanto na maioria das galáxias, a proporção é cerca de dez vezes menor.

Além disso, o gás quente dentro e ao redor de PGC 032873 é cerca de dez vezes mais fraco do que o gás quente em torno de MRK 1216. Dado que ambas as galáxias parecem ter evoluído isoladamente ao longo dos últimos 13 bilhões de anos, esta diferença pode ter surgido no passado a partir de explosões mais ferozes do buraco negro de PGC 032873, que dissipou a maior parte do gás quente.

"Os dados do Chandra dizem-nos mais sobre como foi esta longa e solitária viagem através do tempo cósmico para estas galáxias," afirma Rebecca Canning da Universidade de Stanford. "Embora as galáxias não tenham interagido com outras, mostram muita agitação interna."

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Decifrada a Pedra de Roseta dos núcleos galácticos ativos

Uma galáxia com pelo menos um buraco negro supermassivo ativo, denominada OJ 287, tem provocado muitas irritações e questões no passado.

© MPIA/Axel M. Quetz (ilustração da região central da galáxia ativa OJ 287 com um jato precessor)

A imagem acima mostra que a precessão pode ou ser provocada por um buraco negro binário ou por um disco de acreção desalinhado.

A radiação emitida por este objeto abrange uma ampla faixa, desde o rádio até às energias mais altas no regime TeV. A potencial periodicidade desta emissão óptica variável fez desta galáxia uma candidata a hospedar um buraco negro binário supermassivo no seu centro. O objeto foi assim rotulado como a "Pedra de Roseta" dos núcleos galácticos ativos, expressando a esperança de que pudesse ser um objeto prototípico e, uma vez decifrado, pudesse explicar as propriedades fundamentais dos buracos negros ativos em geral.

Agora, uma equipe internacional de astrônomos liderada por pesquisadores do Instituto Max Planck descobriu que o núcleo galáctico ativo de OJ 287 gera um jato ligeiramente precessor numa escala de tempo de aproximadamente 22 anos. A precessão observada do jato também poderá explicar a variabilidade na radiação da galáxia. Esta detecção resolve muitos enigmas de uma só vez e fornece uma chave para entender a variabilidade nos núcleos galácticos ativos.

Levamos muito tempo para decifrar os hieróglifos egípcios, as inscrições das pirâmides. Finalmente conseguimos com a ajuda da denominada Pedra de Roseta, encontrada em 1799. Esta estela foi inscrita com três versões do mesmo texto: uma em Egípcio Antigo usando hieróglifos, uma em escrita Demótica e a inferior em Grego Antigo. Percebendo que é o mesmo texto, os enigmáticos hieróglifos puderam ser decifrados e traduzidos com a ajuda da antiga língua grega. Esta descoberta abriu uma nova janela para entender a antiga cultura egípcia. Uma equipe de pesquisa decifrou agora o jato de uma galáxia que foi apelidada de Pedra de Roseta dos blazares. Os blazares são núcleos galácticos ativos onde um buraco negro supermassivo central está sendo alimentado.

A bem conhecida galáxia OJ 287, a uma distância de aproximadamente 3,5 bilhões de anos-luz, hospeda pelo menos um buraco negro supermassivo com a massa de milhões ou bilhões de sóis. O buraco negro supermassivo está ativo e produz um jato, uma corrente de plasma originária da região nuclear central na vizinhança do buraco negro. Este jato é observável no rádio. A galáxia é também um alvo na região do visível. As flutuações do brilho desta galáxia, no visível, são lendárias e têm sido observadas desde o final do século XIX, fornecendo uma das mais extensas curvas de luz da Astronomia.

No entanto, apesar de décadas de observações em rádio de muitas fontes de jatos e de muitos estudos sofisticados, os jatos permaneciam enigmáticos. Tradicionalmente, a origem das variações do brilho do jato, observadas no rádio, era atribuída ao mecanismo de alimentação do jato pelo sistema do buraco negro central. Por outro lado, as características móveis observadas nos jatos, chamadas nós, eram atribuídas a choques que viajam pelo jato. Os cientistas procuraram uma ligação entre os dois fenômenos, mas isso não podia ser feito de forma consistente até agora.

A equipe de pesquisa, liderada por Silke Britzen do Instituto Max Planck para Radioastronomia em Bonn, Alemanha, usou uma técnica de observação a fim de monitorar em detalhe o jato da OJ 287 perto do seu local de lançamento no buraco negro central. A técnica de radiointerferometria envolve radiotelescópios espalhados pelo globo com o objetivo de construir um monstruoso telescópio virtual com o diâmetro da Terra, capaz de observar detalhadamente os centros das galáxias e de observar jatos próximos do buraco negro central.

Considerando um grande conjunto de dados que abrangem um longo período de tempo, foi encontrado agora uma forte indicação de que ambos os fenômenos têm a mesma origem: ambos os tipos de observações podem ser explicados somente pelo movimento do jato. O jato, propriamente dito, está em precessão. Michal Zajacek, também do Instituto, responsável pela modelagem da precessão, afirma: "As variações de brilho resultam da precessão que induz uma variação do aumento Doppler quando o ângulo de visão do jato muda. Foi realmente surpreendente quando descobrimos que não só o jato tem precessão, como parece também seguir um movimento menor semelhante a uma nutação. O movimento combinado de precessão-nutação leva à variabilidade no rádio e também pode explicar algumas das erupções de luz."

Britzen e a sua equipe estão convencidos de que o cenário de precessão também pode explicar os 130 anos de erupções ópticas desta fonte mas, como sempre, são necessários mais dados e mais trabalho para uma confirmação final.

Permanece uma questão premente sobre a origem da precessão do jato. A precessão é um processo físico bem conhecido dos piões ou até da própria Terra. O eixo de rotação do nosso planeta não é estável, mas orbita no espaço com um período de 26.000 anos devido à influência gravitacional do Sol e da Lua. Para a precessão do jato na OJ 287, a equipe indicou dois cenários possíveis. "Ou temos um sistema com dois buracos negros supermassivos, com o disco que expele o jato forçado a oscilar devido aos efeitos de maré do buraco negro secundário, ou um único buraco negro que interage com um disco de acreção desalinhado," conclui Christian Fendt do Instituto Max Planck para Astronomia em Heidelberg.

De qualquer das maneiras, o jato da galáxia ativa OJ287 é um dos mais bem compreendidos até agora e certamente será usado para também decifrar outros jatos extragaláticos. Poderá até ajudar a desvendar ainda mais a atividade enigmática dos buracos negros supermassivos.

Os resultados foram publicados na revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society