Uma super-Terra orbita a Estrela de Barnard

Foi detectado um planeta em órbita da Estrela de Barnard, a uns meros 6 anos-luz de distância da Terra.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração de uma super-Terra em órbita da Estrela de Barnard)

Esta descoberta é o resultado das campanhas Pontos Vermelhos e CARMENES, cuja busca de planetas rochosos próximos revelou já um novo mundo em órbita da nossa vizinha mais próxima, a Proxima Centauri.

O planeta, designado Estrela de Barnard b, ocupa o lugar de segundo exoplaneta conhecido mais próximo da Terra. As estrelas mais próximas do Sol constituem o sistema estelar triplo de Alfa Centauri, sendo Proxima Centauri a estrela mais próxima da Terra deste sistema.

Os dados colectados indicam que o planeta pode ser uma super-Terra, com uma massa de, pelo menos, 3,2 vezes a massa da Terra, e que orbita a sua estrela hospedeira com um período de cerca de 233 dias. A Estrela de Barnard é uma anã vermelha, ou seja, uma estrela fria de pequena massa que ilumina pouco o mundo agora descoberto. A luz da estrela dá ao seu planeta apenas 2% da energia que a Terra recebe do Sol.

Apesar de se encontrar relativamente perto da sua estrela progenitora, a uma distância de apenas 0,4 vezes a distância entre a Terra e o Sol, o exoplaneta situa-se próximo da linha de neve, a região onde compostos voláteis, tais como a água, podem condensar-se em gelo sólido. Este mundo gelado e sombrio pode ter uma temperatura de -170º C, o que o tornaria hostil para a vida tal como a conhecemos.

Retirando o seu nome do astrônomo E. E. Barnard, a Estrela de Barnard é a estrela individual situada mais próximo do Sol. Apesar da estrela propriamente dita ser antiga, terá provavelmente o dobro da idade do Sol, e relativamente inativa, é na realidade a estrela com o movimento aparente mais rápido de todo o céu noturno. A velocidade total da Estrela de Barnard relativamente ao Sol é de cerca de 500.000 km/h. Apesar de ser muito rápida, esta não é no entanto a estrela mais rápida conhecida. O que torna o movimento de uma estrela digno de nota é o quão rápido esta parece mover-se no céu noturno vista a partir da Terra, o chamado movimento aparente. A Estrela de Barnard cobre uma distância equivalente ao diâmetro da Lua no céu em 180 anos.

As super-Terras são o tipo mais comum de planeta que se forma em torno de estrelas de pequena massa como a Estrela de Barnard, o que dá credibilidade ao recentemente descoberto candidato a planeta. Adicionalmente, as atuais teorias de formação planetária prevêem que a linha de neve é o local ideal para a formação de tais planetas.

Buscas anteriores de um planeta em torno da Estrela de Barnard tiveram resultados decepcionantes, esta descoberta foi agora possível apenas porque se combinaram medições de diversos instrumentos de alta precisão montados em telescópios de todo o mundo. Entre os instrumentos usados estão os famosos caçadores de planetas do ESO, os espectrógrafos HARPS e UVES.

Os astrônomos usaram o efeito Doppler para encontrar o candidato a exoplaneta. À medida que o planeta orbita a estrela, a sua atração gravitacional faz com que a estrela oscile ligeiramente. Quando a estrela se afasta da Terra, o seu espectro desvia-se para o vermelho, ou seja, desloca-se para os maiores comprimentos de onda. Do mesmo modo, quando a estrela se aproxima da Terra, a sua luz é desviada para os comprimentos de onda menores, mais azuis.

Por intermédio do efeito Doppler foi possível medir, com uma precisão extraordinária, as variações na velocidade da estrela devido à existência de um planeta em sua órbita. O HARPS consegue detectar variações na velocidade de uma estrela tão pequenas quanto 3,5 km/hora, o que equivale à velocidade de passo de uma pessoa. Este método de procura de exoplanetas é conhecido por método das velocidades radiais e, até agora, nunca tinha sido usado para detectar um exoplaneta do tipo super-Terra numa órbita tão extensa em torno da sua estrela.

Este trabalho foi publicado hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

Um berçário estelar em Cepheus

O que tem dentro dessa caverna cósmica? Um berçário estelar com 10 anos-luz de profundidade.

© Chuck Ayoub (Sh2-155)

O panorama celeste caracterizado é dominado pelo empoeirado Sh2-155, a Nebulosa da Caverna.

Na imagem telescópica, os dados obtidos através de filtros de banda estreita monitoram o brilho nebular do hidrogênio, oxigênio e enxofre.

A cerca de 2.400 anos-luz de distância, a cena encontra-se ao longo do plano da nossa Via Láctea em direção à constelação de Cepheus. Explorações astronômicas da região revelam que ela se formou no limite da enorme nuvem molecular Cepheus B e das estrelas jovens e quentes da associação Cepheus OB 3.

A borda brilhante do gás hidrogênio ionizado é energizada pela radiação das estrelas quentes, dominada pela estrela brilhante à esquerda da entrada da caverna. As frentes de ionização acionadas por radiação provavelmente estão provocando núcleos em colapso e novas formações estelares internas.

Fonte: NASA

SOFIA desvenda a misteriosa formação dos aglomerados estelares

O Sol, tal como todas as estrelas, nasceu numa gigantesca nuvem de gás e poeira molecular.

© NASA/SOFIA/Lynette Cook (ilustração de nuvens moleculares rodeadas por invólucros atômicos)

A imagem mostra das nuvens moleculares rodeadas por invólucros atômicos, em verde, que foram detectadas pelo SOFIA via emissão de carbono ionizado. O deslocamento espacial e os movimentos destes invólucros confirmam as previsões de simulações de colisões de nuvens.

Pode ter tido dezenas ou até centenas de irmãs estelares, ou seja, um aglomerado estelar, mas estas companheiras iniciais estão agora espalhadas pela Via Láctea. Embora os remanescentes deste evento de formação em particular se tenham dispersado há muito, o processo de nascimento estelar continua ainda hoje dentro da nossa Galáxia e além. Os aglomerados estelares são concebidos nos corações de nuvens opticamente escuras onde as primeiras fases de formação têm permanecido historicamente escondidas da nossa vista. Mas estas nuvens frias e empoeiradas brilham intensamente no infravermelho, de como que telescópios como o SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) podem começar a revelar estes segredos de longa data.

Os modelos tradicionais afirmam que a força da gravidade pode ser a única responsável pela formação de estrelas e aglomerados estelares. Observações mais recentes sugerem que os campos magnéticos, a turbulência ou ambos estão também envolvidos e podem até dominar o processo de formação. Mas o que desencadeia os eventos que levam ao nascimento de aglomerados estelares?

Usando o instrumento do SOFIA conhecido como GREAT (German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies), foram encontradas novas evidências de que os aglomerados estelares se formam através de colisões entre nuvens moleculares gigantes.

"As estrelas são alimentadas por reações nucleares que produzem novos elementos químicos," comenta Thomas Bisbas, pesquisador de pós-doutorado da Universidade da Virgínia. "A própria existência de vida na Terra é o produto de uma estrela que explodiu há bilhões de anos, mas ainda não sabemos como estas estrelas ,incluindo o nosso próprio Sol, se formam."

Os pesquisadores estudaram a distribuição e o movimento do carbono ionizado em torno de uma nuvem molecular onde as estrelas podem formar-se. Parecem haver dois componentes distintos de gás molecular colidindo um com o outro a velocidades superiores a 32.000 km/h. A distribuição e velocidade dos gases moleculares e ionizados são consistentes com as simulações de colisões de nuvens, que indicam que os aglomerados de estrelas se formam à medida que o gás é comprimido na onda de choque criada quando as nuvens colidem.

Embora ainda não haja consenso científico sobre o mecanismo responsável por impulsionar a formação de aglomerados de estrelas, estas observações do SOFIA ajudaram os cientistas a dar um passo importante para desvendar o mistério. Este campo de pesquisa continua ativo e os dados fornecem evidências cruciais a favor do modelo de colisão. Os autores esperam que as futuras observações testem este cenário para determinar se o processo de colisão de nuvens é único para esta região, mais difundido, ou até mesmo um mecanismo universal para a formação de aglomerados estelares.

O nosso próximo passo dos pesquisadores é usar o SOFIA para observar um número maior de nuvens moleculares que formam aglomerados estelares, possibilitando entender quão comuns são as colisões de nuvens no desencadeamento do nascimento estelar na nossa Galáxia.

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

Fonte: NASA

Revelado crescimento de buracos negros em colisões galácticas

Espreitando através de paredes espessas de gás e poeira que rodeiam os núcleos desordenados de galáxias em fusão, os astrônomos estão obtendo a sua melhor visão, até à data, de pares íntimos de buracos negros supermassivos enquanto marcham em direção à coalescência em mega buracos negros.

© NASA/ESA/M. Koss (união entre um par de núcleos de galáxias em colisão)

Estas imagens revelam o estágio final de uma união entre um par de núcleos de galáxias em colisão. A imagem da esquerda, obtida pelo instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble, mostra a galáxia em fusão NGC 6240. Uma ampliação dos dois núcleos brilhantes desta união galáctica pode ser visto à direita. Esta visão, obtida no infravermelho, atravessa a nuvem densa de poeira e gás que rodeia as duas galáxias em colisão e revela os núcleos ativos. Os buracos negros gigantes nestes núcleos estão crescendo rapidamente à medida que devoram gás empurrado pela fusão.

Uma equipe de pesquisadores liderada por Michael Koss da Eureka Scientific Inc. em Kirkland, Washington, realizou o maior levantamento dos núcleos de galáxias próximas no infravermelho, usando imagens de alta resolução obtidas pelo telescópio espacial Hubble e pelo Observatório W. M. Keck no Havaí. As observações do Hubble representam mais de 20 anos de instantâneos do seu vasto arquivo.

As imagens também fornecem uma visualização detalhada de um fenômeno que deve ter sido mais comum no início do Universo, quando as fusões de galáxias eram mais frequentes. Quando as galáxias colidem, os seus buracos negros monstruosos podem liberar grandes quantidades de energia na forma de ondas gravitacionais, o tipo de ondulação no espaço-tempo que só recentemente foi detectada por experiências inovadoras.

O novo estudo também fornece uma antevisão do que provavelmente acontecerá no nosso próprio "quintal" cósmico, daqui a vários bilhões de anos, quando a nossa Via Láctea se combinar com a vizinha Galáxia de Andrômeda e os seus respectivos buracos negros centrais se fundirem.

As simulações computacionais de colisões galácticas mostram que os buracos negros crescem mais rapidamente durante os estágios finais de fusões, perto do momento em que os buracos negros interagem.

Uma fusão galáctica é um processo lento que dura mais de um bilhão de anos, quando duas galáxias, sob o impulso inexorável da gravidade, oscilam uma na direção da outra antes de finalmente se unirem. As simulações revelam que as galáxias levantam muito gás e muita poeira enquanto se submetem a esta colisão em câmara lenta.

O material ejetado forma muitas vezes uma cortina espessa em torno dos centros das galáxias coalescentes, protegendo-os da observação no visível. Parte deste material também cai nos buracos negros situados nos núcleos das galáxias em fusão. Os buracos negros crescem rapidamente enquanto devoram o seu alimento cósmico e fazem com que o gás em queda brilhe intensamente. Este rápido crescimento ocorre durante os últimos 10 a 20 milhões de anos antes da união. As imagens do Hubble e do Keck captaram visões detalhadas deste estágio final, quando os buracos negros inchados estão separados por apenas 3.000 anos-luz.

Não é fácil encontrar núcleos galácticos tão próximos um do outro. A maioria das observações prévias de galáxias em colisão capturaram os buracos negros coalescentes em estágios iniciais, quando estavam aproximadamente 10 vezes mais longe um do outro. O estágio final do processo de fusão é muito elusivo porque as galáxias estão envoltas em poeira e gás e requer observações de alta resolução no infravermelho, comprimento de onda este que consegue atravessar as nuvens e identificar as posições dos dois núcleos em fusão.

A equipe procurou em primeiro lugar buracos negros ativos e visualmente obscurecidos examinando 10 anos de dados de raios X do BAT (Burst Alert Telescope) acoplado ao telescópio Neil Gehrels Swift da NASA, um observatório espacial de alta energia. O gás que cai nos buracos negros emite raios X e o seu brilho indica a rapidez a que o buraco negro cresce.

Os pesquisadores vasculharam o arquivo do Hubble, identificando aquelas fusões galácticas que avistaram nos dados de raios X. Usaram então a visão supernítida e no infravermelho próximo do Observatório Keck para observar uma amostra maior de buracos negros produtores de raios X não encontrados no arquivo do Hubble.

A equipe teve como alvo galáxias a uma distância média de 330 milhões de anos-luz da Terra. Muitas das galáxias são semelhantes em tamanho à Via Láctea e à Galáxia de Andrômeda. Foram analisadas 96 galáxias do Observatório Keck e 385 galáxias do arquivo do Hubble encontradas em 38 diferentes programas de observação deste telescópio espacial. As galáxias da amostra são representativas do que os astrônomos encontrariam ao realizar uma pesquisa em todo o céu.

Para verificar os seus resultados, a equipe de Koss comparou as galáxias do levantamento com outras 176 galáxias do arquivo do Hubble que não possuem buracos negros com crescimento ativo. A comparação confirmou que os núcleos luminosos do censo de galáxias poeirentas em interação são uma assinatura de pares de buracos negros em rápido crescimento que se dirigem para uma colisão.

Quando os dois buracos negros supermassivos em cada um destes sistemas finalmente se juntarem, daqui a milhões de anos, os seus encontros produzirão fortes ondas gravitacionais. As ondas gravitacionais produzidas pela colisão entre dois buracos negros de massa estelar já foram detectadas pelo LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). Observatórios como o planejado LISA (Laser Interferometer Space Antenna) da NASA/ESA serão capazes de detectar as ondas gravitacionais de baixa frequência de fusões de buracos negros supermassivos, que são um milhão de vezes mais massivos do que aqueles detectados pelo LIGO.

Futuros telescópios infravermelhos, como o James Webb da NASA e uma nova geração de telescópios terrestres gigantes, fornecerão uma análise ainda melhor das colisões de galáxias empoeiradas, medindo as massas, a taxa de crescimento e a dinâmica de pares de buracos negros íntimos. O telescópio James Webb poderá também ser capaz de observar no infravermelho médio para descobrir mais interações galácticas tão encapsuladas em gás e poeira espessa que até mesmo o infravermelho próximo não pode penetrar.

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: University of Maryland

ALMA e MUSE detectam fonte galáctica

Astrônomos revelaram uma enorme fonte de gás molecular alimentada por um buraco negro na galáxia mais brilhante do aglomerado Abell 2597.

© ALMA/MUSE (Abell 2597)

Uma equipe de pesquisadores observou um buraco negro massivo localizado no núcleo de uma galáxia distante lançando uma enorme quantidade de gás molecular frio para o espaço, o qual cai seguidamente no buraco negro tal qual um dilúvio intergaláctico. O ciclo galáctico completo de entrada e saída de material que alimenta esta vasta fonte cósmica nunca tinha sido antes observado num único sistema.

Os astrônomos usaram o ALMA para determinar a posição e seguir o movimento de moléculas de monóxido de carbono no seio da nebulosa. Descobriu-se que estas moléculas frias, com temperaturas tão baixas como menos 250-260º C caiem em direção ao buraco negro. A equipe usou também dados do instrumento MUSE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO para encontrar gás mais quente, e que está sendo lançado pelo buraco negro sob a forma de jatos.

Estes dois conjuntos de dados dão-nos uma imagem completa do processo: o gás frio cai em direção ao buraco negro, “acendendo” o buraco negro e fazendo com que este lance jatos de plasma incandescente muito rápidos para o espaço. Estes jatos saem portanto do buraco negro sob a forma de uma extraordinária fonte galáctica. Sem possibilidade de escapar da forma gravitacional galáctica, o plasma arrefece, abranda e eventualmente volta a cair no buraco negro, onde o ciclo recomeça.

Esta observação sem precedentes pode dar-nos muita informação sobre o ciclo de vida das galáxias. A equipe pressupõe que este processo pode ser, não apenas bastante comum, como também essencial para percebermos a formação galáctica. Apesar da entrada e saída de gás molecular frio terem sido já previamente detectadas, esta é a primeira vez que ambas são detectadas num só sistema, tratando-se por isso da primeira evidência de que ambas fazem parte do mesmo processo.

O Abell 2597 situa-se na constelação do Aquário e o seu nome provém da sua inclusão no catálogo de aglomerados de galáxias ricos de Abell. Este catálogo inclui ainda aglomerados como o aglomerado da Fornalha, o aglomerado de Hércules e o aglomerado de Pandora.

Este trabalho foi publicado na revista da especialidade The Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

A Sombra do Morcego na cauda da Nebulosa da Serpente

O telescópio espacial Hubble captou parte da maravilhosa Nebulosa da Serpente, iluminada pela estrela HBC 672.

© Hubble (Nebulosa da Serpente iluminada pela estrela HBC 672)

Esta jovem estrela gera uma sombra marcante, apelidada de Sombra do Morcego, na nebulosa atrás dela, revelando sinais do seu outrora invisível disco protoplanetário.

A Nebulosa da Serpente, localizada na constelação da Cauda da Serpente a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra, sendo uma nebulosa de reflexão que tem a maior parte de seu brilho devido à luz emitida por estrelas como HBC 672, uma jovem estrela aninhada em seu campo empoeirado. Nesta imagem, o telescópio espacial Hubble expôs duas enormes sombras semelhantes a cones provenientes da HBC 672.

Estas sombras colossais na Nebulosa da Serpente lançadas pelo disco protoplanetário em torno da HBC 672. Ao se agarrar firmemente à estrela, o disco cria uma sombra imponente, muito maior que o disco, com aproximadamente 200 vezes o diâmetro do nosso próprio Sistema Solar. A sombra do disco é semelhante à produzida por um abajur cilíndrico. A luz escapa da parte superior e inferior da sombra, mas ao longo de sua circunferência, cones escuros se formam.

O disco em si é tão pequeno e distante da Terra que nem o Hubble consegue detectá-lo circundando sua estrela hospedeira. No entanto, a Sombra do Morcego revela detalhes da forma e natureza do disco. A presença de uma sombra implica que o disco está sendo visto de lado.

Embora a maior parte da sombra seja completamente opaca, os cientistas podem procurar diferenças de cor ao longo de suas bordas, por onde alguma luz passa. Usando a forma e a cor da sombra, eles podem determinar o tamanho e a composição dos grãos de poeira no disco.

Toda a Nebulosa da Serpente, da qual esta imagem mostra apenas uma pequena parte, poderia abrigar mais destas projeções de sombra. A nebulosa envolve centenas de estrelas jovens, muitas das quais também poderiam estar no processo de formação de planetas em um disco protoplanetário.

Embora sombras geradas pelos discos sejam comuns em estrelas jovens, a combinação de um ângulo de visão de borda e a nebulosa circundante é rara. No entanto, em uma improvável coincidência, um fenômeno similar de sombra pode ser visto emanando de outra jovem estrela, no canto superior esquerdo da imagem.

Estas informações preciosas sobre discos protoplanetários em volta de estrelas jovens permitem que os astrônomos estudem nosso próprio passado. O sistema planetário em que vivemos surgiu de um disco protoplanetário semelhante quando o Sol tinha apenas alguns milhões de anos de idade. Ao estudar estes discos distantes, descobrimos a formação e evolução de nosso próprio lar cósmico.

Fonte: ESA

Descoberto o gigante que moldou os primórdios da Via Láctea

Há cerca de 10 bilhões de anos, a Via Láctea fundiu-se com uma grande galáxia.

© ESA (ilustração da formação da Via Láctea)

As estrelas desta parceira, de nome Gaia-Encélado, compõem a maior parte do halo da Via Láctea e também moldaram o seu espesso disco, dando-lhe a sua forma inchada.

As galáxias grandes como a nossa Via Láctea são o resultado de fusões entre galáxias menores. Uma questão notável é se uma galáxia como a Via Láctea é o produto de muitas fusões pequenas ou de algumas grandes. A professora de astronomia Amina Helmi, da Universidade de Groningen, passou a maior parte da sua carreira à procura de "fósseis" na nossa Via Láctea, que podem fornecer algumas pistas sobre a sua evolução. Ela usa a composição química, a posição e a trajetória das estrelas no halo para deduzir a sua história e, assim, identificar as fusões que criaram a jovem Via Láctea.

O recente segundo lançamento de dados da missão do satélite Gaia forneceu à professora Helmi dados sobre cerca de 1,7 bilhões de estrelas. Helmi esteve envolvida no desenvolvimento da missão Gaia durante cerca de vinte anos e fez parte da equipe de validação do segundo lançamento.

A assinatura química de muitas estrelas do halo era claramente diferente das estrelas "nativas" da Via Láctea. E pertencem a um grupo bastante homogêneo, o que indica que partilham uma origem comum. Ao traçar a trajetória e a assinatura química, as "invasoras" destacam-se claramente. As estrelas mais jovens de Gaia-Encélado são na realidade mais jovens do que as estrelas nativas da Via Láctea no que é hoje a região do disco espesso. Isto significa que a progenitora deste disco espesso já estava presente quando a fusão ocorreu e Gaia-Encélado, devido ao seu grande tamanho, abanou-o e inchou-o.

Num artigo anterior, Helmi já havia descrito uma enorme "bolha" de estrelas que partilhavam uma origem comum. Agora, ela mostra que as estrelas desta bolha no halo são os detritos da fusão da Via Láctea com uma galáxia que era um pouco mais massiva do que a Pequena Nuvem de Magalhães, há cerca de dez bilhões de anos. A galáxia é chamada Gaia-Encélado, em honra ao Gigante Encélado que, na mitologia grega, nasceu de Gaia (a deusa da Terra) e Urano (o deus do Céu).

Os dados sobre a cinemática, química, idade e distribuição espacial das estelas nativas da Via Láctea e os remanescentes de Gaia-Encélado lembraram Helmi de simulações realizadas por um ex-aluno de doutoramento, há aproximadamente dez anos. As suas simulações da fusão de uma galáxia grande em forma de disco com a jovem Via Láctea produziram uma distribuição de estrelas de ambos os objetos, que está em linha com os dados do Gaia.

A descoberta foi publicada na revista científica Nature.

Fonte: University of Groningen

Confirmada a colisão entre duas galáxias satélites da Via Láctea

Se, numa noite limpa, se encontrar no hemisfério sul, poderá ver duas nuvens luminosas deslocadas da Via Láctea.

© DSS2/Davide De Martin (Pequena Nuvem de Magalhães)

Estas nuvens de estrelas são galáxias satélites da Via Láctea, chamadas Pequena Nuvem de Magalhães e Grande Nuvem de Magalhães.

Usando dados recentemente divulgados de um novo e poderoso telescópio espacial, astrônomos da Universidade de Michigan descobriram que a região sudeste, a “Asa”, da Pequena Nuvem de Magalhães, está se afastando do corpo principal desta galáxia anã, fornecendo a primeira evidência inequívoca de que a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães colidiram recentemente.

Os astrônomos estavam examinando a Pequena Nuvem de Magalhães em busca de estrelas "fugitivas", estrelas que foram expelidas de aglomerados no interior da galáxia anã. Para observar esta galáxia, usaram um recente lançamento de dados do telescópio espacial Gaia da ESA.

O Gaia está configurado para fotografar as estrelas várias vezes ao longo de um período de vários anos a fim de traçar os seus movimentos em tempo real. Desta forma, os cientistas podem medir como as estrelas se movem pelo céu.

O estudo de estrelas numa única galáxia ajuda os astrônomos de duas maneiras: em primeiro lugar, fornece uma amostra estatisticamente completa das estrelas numa galáxia hospedeira. Em segundo lugar, isto fornece aos astrônomos uma distância uniforme de todas as estrelas, o que ajuda a medir as suas velocidades individuais.

Os astrônomos estudam estrelas em fuga para determinar como foram expulsas destes aglomerados. Num mecanismo, chamado de cenário de supernova binária, uma estrela num par ligado gravitacionalmente explode como uma supernova, ejetando a outra estrela. Este mecanismo produz estrelas binárias emissoras de raios X.

Outro mecanismo é que um aglomerado de estrelas gravitacionalmente instável eventualmente ejeta uma ou duas estrelas do grupo. Isto é chamado de ejeção dinâmica, que produz estrelas binárias normais. Os pesquisadores encontraram números significativos de estrelas fugitivas entre binários de raios X e binários normais, indicando que ambos os mecanismos são importantes na expulsão de estrelas de aglomerados.

Ao observar estes dados, a equipe também observou que todas as estrelas da Asa estão se movendo numa direção e velocidade semelhantes. Isto demonstra que a Pequena e a Grande Nuvens de Magalhães provavelmente tiveram uma colisão há algumas centenas de milhões de anos.

Gurtina Besla, colaboradora do estudo e astrônoma da Universidade do Arizona, modelou a colisão da Pequena com a Grande Nuvem de Magalhães. Ela e a sua equipe previram, há alguns anos, que uma colisão direta faria com que a região da Asa da Pequena Nuvem de Magalhães se movesse em direção à Grande Nuvem de Magalhães, ao passo que se as duas galáxias simplesmente passassem perto uma da outra, as estrelas da Asa estariam movendo-se numa direção perpendicular. Em vez disso, a Asa afasta-se da Pequena Nuvem de Magalhães, em direção à Grande Nuvem de Magalhães, confirmando que ocorreu uma colisão direta.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Research Letters.

Fonte: University of Michigan

Observações detalhadas de matéria orbitando perto de um buraco negro

Com o auxílio do instrumento GRAVITY montado no Interferômetro do Very Large Telescope (VLT) do ESO, cientistas de um consórcio de instituições europeias, incluindo o ESO, observaram clarões de radiação infravermelha sendo emitidos pelo disco de acreção que rodeia Sagitário A*, o objeto massivo situado no coração da Via Láctea.

© ESO (simulações de movimentos orbitais de gás deslocando-se em torno do buraco negro)

Os clarões observados fornecem-nos uma confirmação, há muito tempo esperada, de que o objeto que se esconde no centro da nossa Galáxia é, como se tem assumido, um buraco negro supermassivo. Os clarões têm origem no material que está orbitando perto do horizonte de eventos do buraco negro com uma velocidade de 30% a velocidade da luz, o que faz destas observações as mais detalhadas obtidas até agora de matéria orbitando tão próximo de um buraco negro.

Apesar da matéria que compõe o disco de acreção — o cinturão de gás que rodeia Sagitário A* e que se desloca a velocidades relativísticas — orbitar o buraco negro de forma segura, qualquer material que se aproxime demais é puxado para dentro do horizonte de eventos. O ponto mais próximo de um buraco negro onde a matéria pode orbitar sem ser puxada de forma definitiva para o seu interior é chamada a órbita estável mais interior e foi nesta região que tiveram origem os clarões observados.

Estas medições foram apenas possíveis graças a uma colaboração internacional e a instrumentação de vanguarda. O instrumento GRAVITY, que tornou possível este trabalho, combina a luz coletada por quatro telescópios do VLT do ESO, criando assim um super-telescópio virtual de 130 metros de diâmetro, o qual foi utilizado para pesquisar a natureza de Sagitário A*.

Em Julho deste ano, com o auxílio do GRAVITY e do SINFONI, outro instrumento montado no VLT, a mesma equipe de pesquisdores fez medições precisas na época da passagem da estrela S2 pelo campo gravitacional extremo existente perto de Sagitário A* e revelou, pela primeira vez, os efeitos previstos pela teoria da relatividade geral de Einstein em meios tão extremos. Durante a passagem da S2 foi também observada forte emissão infravermelha.

Esta radiação emitida por elétrons altamente energéticos situados muito perto do buraco negro, foi vista como três clarões brilhantes muito proeminentes e ajustava perfeitamente previsões teóricas para pontos quentes orbitando perto de um buraco negro de 4 milhões de massas solares. A massa do Sol é uma unidade usada em astronomia e tem um valor de 1,989 x 10³⁰ kg. Pensa-se que estes clarões têm origem nas interações magnéticas do gás muito quente que orbita próximo de Sagitário A*.

Este trabalho foi publicado hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

O fantasma de Cassiopeia

A cerca de 550 anos-luz de distância, na constelação de Cassiopeia, encontra-se a IC 63, uma nebulosa impressionante e ligeiramente sinistra.

© Hubble (IC 63)

A IC 63, também conhecida como o fantasma de Cassiopeia, está sendo moldada pela radiação de uma estrela vizinha imprevisivelmente variável que está corroendo lentamente a nuvem fantasmagórica de poeira e gás. Este fantasma celestial faz o cenário perfeito para a próxima festa de All Hallow's Eve, mais conhecida como Halloween.

A constelação de Cassiopeia, em homenagem a uma rainha vaidosa na mitologia grega, forma o facilmente reconhecível "W" no céu noturno. O ponto central do W é marcado por uma estrela dramática chamada Gamma Cassiopeiae.

A notável Gamma Cassiopeiae é uma estrela variável subgigante branco-azulada que é circundada por um disco gasoso. Esta estrela é 19 vezes mais massiva e 65.000 vezes mais brilhante que o nosso Sol. Ela também gira a incrível velocidade de 1,6 milhão de quilômetros por hora - mais de 200 vezes mais rápida do que o Sol. Esta rotação frenética dá-lhe uma aparência esmagada. A rotação rápida causa erupções de massa da estrela em um disco circundante. Esta perda de massa está relacionada às variações de brilho observadas.

A radiação de Gamma Cassiopeiae é tão poderosa que afeta até a IC 63, às vezes apelidada de Nebulosa do Espírito, que fica a vários anos-luz de distância da estrela. A IC 63 é visível nesta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble.

As cores da estranha nebulosa mostram como ela é afetada pela poderosa radiação da estrela distante. O hidrogênio dentro da IC 63 está sendo bombardeado com radiação ultravioleta de Gamma Cassiopeiae, fazendo com que seus elétrons ganhem energia que mais tarde liberam como radiação de hidrogênio-alfa, visível em vermelho nesta imagem.

Esta radiação hidrogênio-alfa torna a IC 63 uma nebulosa de emissão, mas também vemos a luz azul nesta imagem. Esta é a luz da Gamma Cassiopeiae que foi refletida pelas partículas de poeira na nebulosa, o que significa que a IC 63 também é uma nebulosa de reflexão.

Esta nebulosa colorida e fantasmagórica está se dissipando lentamente sob a influência da radiação ultravioleta da Gamma Cassiopeiae. No entanto, a IC 63 não é o único objeto sob a influência da poderosa estrela. Faz parte de uma região nebulosa muito maior ao redor da Gamma Cassiopeiae, que mede aproximadamente dois graus no céu, cerca de quatro vezes a largura da Lua cheia.

Esta região é melhor vista do hemisfério norte durante o outono e o inverno. Embora esteja alto no céu e visível durante todo o ano da Europa, é muito escura, portanto, observá-la requer um telescópio bastante grande e um céu escuro.

Acima da atmosfera terrestre, o telescópio espacial Hubble nos dá uma visão que não podemos esperar ver com nossos olhos. Esta foto é possivelmente a imagem mais detalhada que já foi tirada da IC 63, e mostra esplendidamente as capacidades do telescópio espacial Hubble.

Fonte: ESA

Conchas de estrelas numa galáxia elíptica

Como as galáxias crescem?

© Hubble/Domingo Pestana (PGC 42871)

Para ajudar a descobrir, o telescópio espacial Hubble foi focalizado na imagem da incomum galáxia elíptica PGC 42871. Como esta galáxia ficou cercada por numerosas conchas de estrelas pode dar pistas sobre como ela evoluiu. Embutidos nas camadas difusas estão aglomerados globulares massivos de estrelas, onde as análises mostram que elas nasceram durante três épocas diferentes.

Este e outros dados indicam que a galáxia PGC 42871 esteve em pelo menos duas colisões galácticas, sendo uma das quais poderia ter ocorrido com uma antiga galáxia espiral. A galáxia espiral remanescente, na extremidade esquerda, está na mesma distância que a galáxia PGC 42871 e pode ter estado envolvida em algumas das colisões.

A PGC 42871 se estende por cerca de 20 mil anos-luz e fica a cerca de 270 milhões de anos-luz de distância da Terra em direção à constelação de Centaurus.

Fonte: NASA

Descoberto o pulsar mais lento conhecido

Um pulsar com aproximadamente 14 milhões de anos, com a rotação mais lenta já identificada, foi descoberto por uma estudante de doutoramento da Universidade de Manchester.

© NASA (ilustração de um pulsar)

Chia Min Tan, estudante de doutoramento no Centro para Astrofísica Jodrell Bank, da Escola de Física e Astronomia de Manchester, fazia parte de uma equipe internacional que incluía outros astrônomos de Manchester, do ASTRON e da Universidade de Amesterdã.

A equipe realizou as observações usando o LOFAR (Low-Frequency Array), cujo núcleo está localizado na Holanda.

Os pulsares são estrelas de nêutrons que giram rapidamente e que produzem radiação eletromagnética em feixes que emanam dos seus polos magnéticos. Estes "faróis cósmicos" nascem quando uma estrela massiva explode numa supernova. Depois de tal explosão, fica para trás uma estrela de nêutrons superdensa e giratória com um diâmetro de apenas 20 quilômetros.

O pulsar com a rotação mais rápida conhecida, até à data, gira uma vez a cada 1,4 milissegundos, ou seja, 716 vezes por segundo ou 42.960 por minuto.

Até agora, o pulsar mais lento conhecido tinha um período de rotação de 8,5 segundos. Este novo pulsar, localizado na direção da constelação de Cassiopeia a cerca de 5.200 anos-luz da Terra, gira a uma taxa muito mais lenta de 23,5 segundos.

O que torna a descoberta ainda mais improvável é que a emissão de rádio dura apenas 200 milissegundos dos 23,5 segundos do período de rotação.

A emissão de rádio que vem de um pulsar age como um farol cósmico e só podemos ver o sinal se o feixe de rádio estiver voltado na nossa direção. Neste caso, o feixe é tão estreito que podia ter facilmente falhado a Terra.

"Os pulsares de rotação lenta são ainda mais difíceis de serem detectados. É incrível pensar que este pulsar gira mais de 15.000 vezes mais lentamente do que o pulsar mais rápido conhecido. Esperamos encontrar mais com o LOFAR," disse Chia Min Tan.

Os astrônomos descobriram este novo pulsar durante o levantamento LOTAAS (LOFAR Tied-Array All-Sky Survey). Esta campanha procura pulsares no céu do hemisfério norte. Cada instantâneo da pesquisa tem a duração aproximada de uma hora. Este valor é superior ao usado em levantamentos anteriores e forneceu a sensibilidade necessária para descobrir este pulsar surpreendente.

Os astrônomos não só "ouviram" os pulsos regulares do sinal do pulsar, como também "viram" o pulsar no levantamento de imagens do LOFAR. O pulsar tem aproximadamente 14 milhões de anos, mas ainda possui um forte campo magnético.

O próximo passo dos astrônomos é continuar utilizando o LOFAR para encontrar novos pulsares. Também planejam observar a sua nova descoberta com o telescópio espacial XMM-Newton. "Este telescópio está desenhado para detectar raios X. Se o pulsar superlento for detectado como uma fonte de raios X, então teremos importantes informações sobre a sua história e origem," concluiu Chia Min Tan.

A descoberta foi publicada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Manchester

Ondas gravitacionais poderão fornecer medição da expansão do Universo

Há vinte anos, os cientistas ficaram chocados ao perceber que o nosso Universo não está apenas se expandindo, mas que está se expandindo mais depressa com o passar do tempo.

© A. Simon (colisão de duas estrelas de nêutrons)

A determinação da taxa exata de expansão, chamada constante de Hubble, em honra ao famoso astrônomo Edwin Hubble, tem sido surpreendentemente difícil. Desde então, os cientistas usaram dois métodos para calcular o valor, com resultados angustiantemente diferentes. Mas a surpreendente captura de ondas gravitacionais do ano passado, oriundas de uma colisão de estrelas de nêutrons, forneceu uma terceira forma de calcular a constante de Hubble.

Este foi apenas um único ponto de dados de uma colisão, mas num novo estudo, três cientistas da Universidade de Chicago estimam que, dada a rapidez com que os pesquisadores viram a primeira colisão entre estrelas de nêutrons, podem ter uma medida muita precisa da constante de Hubble dentro de cinco a dez anos.

"A constante de Hubble diz-nos o tamanho e idade do Universo; é o 'santo Graal' desde o nascimento da cosmologia. O seu cálculo, recorrendo às ondas gravitacionais, poderá dar-nos uma perspetiva inteiramente nova do Universo," comenta o autor Daniel Holz, professor de física na Universidade de Chicago. "A questão é: quando é que muda o jogo para a cosmologia?"

Em 1929, Edwin Hubble anunciou que, com base nas suas observações de galáxias localizadas além da Via Láctea, estas pareciam estar se afastando de nós, e que quanto mais distante a galáxia, mais rápido estava retrocedendo. Esta é uma pedra fundamental da teoria do Big Bang e iniciou uma busca de quase um século pela taxa exata a que isto ocorre.

Para calcular a taxa de expansão do Universo, os cientistas precisam de dois números. Um é a distância até um objeto distante; o outro é quão rápido o objeto se afasta de nós devido à expansão do Universo. Se pudermos vê-lo com um telescópio, o segundo valor é relativamente fácil de determinar, porque a luz que vemos quando olhamos para uma estrela distante desvia-se para o vermelho à medida que se afasta. Os astrônomos há mais de um século que usam este truque para ver a velocidade com que um objeto se move; é como o efeito Doppler, no qual uma sirene muda de tom quando a ambulância passa por nós.

Mas obter uma medida exata da distância é muito mais difícil. Tradicionalmente, os astrofísicos usam uma técnica chamada escada de distâncias cósmicas, na qual o brilho de certas estrelas variáveis e supernovas pode ser usado para construir uma série de comparações que chegam até ao objeto em questão.

Talvez as supernovas usadas como marcadores não sejam tão consistentes quanto se pensa. Talvez estejamos confundindo alguns tipos de supernovas com outros, ou exista algum erro desconhecido nas nossas medições das distâncias até estrelas próximas.

A outra maneira importante de calcular a constante de Hubble é olhar para a radiação cósmica de fundo em micro-ondas, o pulso de luz criada no início do Universo, que ainda é vagamente detectável. Embora também seja útil, este método baseia-se igualmente em suposições sobre como o Universo funciona.

O surpreendente é que, embora os cientistas que fazem cada cálculo estejam confiantes nos seus resultados, estes não são iguais. Um diz que o Universo está se expandindo quase 10% mais depressa do que o outro.

Então os detectores do LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) captaram a sua primeira ondulação no tecido do espaço-tempo a partir da colisão de duas estrelas no ano passado. Isto não somente abalou o observatório, mas o próprio campo da astronomia: ser capaz de sentir a onda gravitacional e ver a luz do rescaldo da colisão com um telescópio deu aos cientistas uma nova e poderosa ferramenta.

As ondas gravitacionais fornecem uma maneira completamente diferente de calcular a constante de Hubble. Quando duas estrelas massivas colidem uma com a outra, emitem ondulações no tecido do espaço-tempo que podem ser detectadas na Terra. Medindo este sinal, os cientistas podem obter uma assinatura da massa e da energia das estrelas em colisão. Quando comparam esta leitura com a força das ondas gravitacionais, podem inferir a que distância elas estão.

Esta medição é mais limpa e contém menos suposições sobre o Universo, o que deve torná-la mais precisa. Juntamente com Scott Hughes do Massachusetts Institute of Technology (MIT), Holz sugeriu a ideia de fazer esta medição com ondas gravitacionais emparelhadas com observações telescópicas em 2005. A única questão é a frequência com que os cientistas podiam captar estes eventos, e quão bons seriam os dados.

A pesquisa prevê que, assim que os cientistas tenham detectado 25 leituras de colisões de estrelas de nêutrons, possam medir a expansão do Universo com uma precisão de 3%. Com 200 leituras, este número diminui para 1%.

Os cientistas dizem que um novo número preciso para a constante de Hubble seria fascinante, não importa a resposta. Por exemplo, uma razão possível para a incompatibilidade nos outros dois métodos é que a natureza da própria gravidade pode ter mudado com o tempo. A leitura também pode trazer dados sobre a energia escura, uma força misteriosa responsável pela expansão do Universo.

Está planejado que os detetores do LIGO comecem uma nova campanha de observações em fevereiro de 2019, juntamente com os seus homólogos italianos no VIRGO. Graças a uma atualização, a sensibilidade dos detectores será muito maior, expandindo o número e distância de eventos astronômicos que podem captar.

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: University of Chicago

A Terra vista da Lua em ultravioleta

Que planeta é esse?

© NASA/Apollo 16 (Terra em ultravioleta)

É a Terra.

A imagem em cores falsas apresentada mostra como a Terra brilha na luz ultravioleta (UV). A imagem é histórica porque foi tirada da superfície da Lua pelo primeiro observatório lunar da humanidade. O equipamento (câmera e espectrógrafo em UV) que tirou a foto acima foi instalado e deixado na Lua pela tripulação da Apollo em 1972.

Embora muito pouca luz UV seja transmitida através da atmosfera da Terra, ela pode causar queimaduras solares. A parte da Terra voltada para o Sol reflete muita luz UV, mas talvez mais interessante seja o lado oposto ao Sol. Aqui bandas de emissão UV são o resultado de auroras causadas por partículas carregadas expelidas pelo Sol. Outros planetas que geram auroras no UV incluem Marte, Saturno, Júpiter e Urano.

Fonte: NASA

Duas estrelas muito próximas dentro de uma nebulosa planetária

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada pelo pesquisador David Jones do Instituto de Astrofísica das Canárias e da Universidade de La Laguna, descobriu um sistema binário com um período orbital de pouco mais de três horas.

© IAC (nebulosa planetária M3-1)

A descoberta, que envolveu vários anos de campanhas de observação, não é apenas surpreendente devido ao período orbital extremamente pequeno, mas também porque, devido à proximidade de uma estrela com a outra, o sistema poderá resultar numa explosão de nova antes que a nebulosa de curta duração se dissipe.

As nebulosas planetárias são as conchas brilhantes de gás e poeira expelidas por estrelas parecidas com o Sol no final das suas vidas. O estudo focou-se na nebulosa planetária M3-1, uma firme candidata a ter sido o produto de um sistema binário devido aos seus espetaculares jatos, que são tipicamente formados pela interação de duas estrelas.

As observações rapidamente confirmaram as suspeitas dos pesquisadores. O brilho do sistema binário mudava muito depressa e isso podia significar um período orbital bastante curto. Realmente, o estudo revelou que a separação entre as estrelas é de aproximadamente 160.000 quilômetros, ou menos de metade da distância entre a Terra e a Lua.

Depois de várias campanhas de observação no Chile com o Very Large Telescope (VLT) do ESO e com o New Technology Telescope (NTT), os cientistas obtiveram dados suficientes para calcular as propriedades do sistema binário, como a massa, temperatura e tamanho de ambas as estrelas. "Para nossa surpresa, descobrimos que as duas estrelas eram muito grandes e que como estão tão próximas uma da outra, é muito provável que comecem a interagir novamente daqui a apenas alguns milhares de anos, talvez resultando numa nova," disse Paulina Sowicka, estudante de doutoramento no Centro Astronômico Nicolau Copérnico, Polônia.

O resultado contradiz as teorias atuais da evolução estelar binária que preveem que, ao formar a nebulosa planetária, as duas estrelas devem demorar um bom tempo antes de começar a interagem novamente. Quando o fizessem, a nebulosa deveria já ter-se dissipado e não ser mais visível. No entanto, uma explosão de nova em 2007, conhecida como Nova Vul 2007, foi encontrada dentro de outra nebulosa planetária, colocando os modelos em questão. No caso de M3-1 foi encontrado um candidato que talvez possa passar por uma evolução similar. Tendo em conta que as estrelas estão quase se tocando, não devem demorar muito para interagir novamente e, talvez, produzir outra nova dentro de uma nebulosa planetária.

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

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias