A perfeição de DSHARP no ALMA

A imagem abaixo mostra 20 discos protoplanetários captados pelo primeiro Grande Programa do ALMA (Atacama Large Millimeter Array), chamado DSHARP (Disk Substructures at High Angular Resolution Project).

© ESO/ALMA/DSHARP (20 discos protoplanetários)

Nestas observações, que incluiram horas de dados coletados durante vários meses, os pesquisadores obtiveram imagens de quase 20 discos protoplanetários próximos do Sol, no intuito de aprenderem mais sobre as fases iniciais da formação planetária. A enorme quantidade de dados do projeto acaba de ser divulgada.

Pensa-se desde há muito tempo que os sistemas planetários têm a sua origem nos chamados discos protoplanetários; círculos, espirais ou elipses de gás e poeira, que se formam em torno de protoestrelas nas fases iniciais do seu desenvolvimento. No entanto, o processo pelo qual os planetas emergem destes discos difusos não é bem compreendido, tornando-se particularmente desafiante perceber as fases mais iniciais da sua evolução, quando a poeira no seio de um disco coalesce em planetesimais, dando origem a "sementes" de planetas.

Sabe-se que o primeiro estágio de crescimento de um planeta, de grãos individuais a um corpo com a dimensão de alguns quilômetros, deve acontecer rapidamente em termos astronômicos, no entanto a falta de dados observacionais não tem permitido compreender a física por detrás deste crescimento. Felizmente, este aspecto está mudando com a existência de novos telescópios, tais como o ALMA.

Eventualmente, os astrônomos esperam poder prever com precisão que tipo de sistema planetário evoluirá a partir de qualquer disco protoplanetário particular. O programa DSHARP faz-nos avançar em direção a este objetivo ao fornecer-nos uma vista detalhada das subestruturas (os vários padrões de círculos e espirais escuras e claras que podemos ver em cada disco) e ajudando-nos assim a compreender o seu significado.

Fonte: ESO

Debate sobre rapidez da expansão do Universo

A questão de quão rapidamente o Universo está se expandindo tem intrigado os astrônomos há quase um século.

© UCLA/Hubble (quasar com imagem dupla)

Estudos diferentes continuam obtendo novas respostas, o que faz com que alguns pesquisadores se perguntem se estão negligenciando um mecanismo fundamental na "maquinaria" que impulsiona o cosmos. Agora, ao descobrirem uma nova maneira de medir quão rapidamente o cosmos está se expandindo, uma equipe liderada por astrônomos da UCLA (University of California, Los Angeles) deu um passo em direção à resolução do debate.

No coração da disputa está a constante de Hubble, um número que relaciona as distâncias com os desvios para o vermelho das galáxias, quanto a luz é esticada enquanto viaja até à Terra através do Universo em expansão. As estimativas da constante de Hubble variam de 67 a 73 quilômetros por segundo por megaparsec, o que significa que dois pontos no espaço separados por 1 megaparsec (o equivalente a 3,26 milhões de anos-luz) estão se afastando um do outro a uma velocidade entre 67 e 73 quilômetros por segundo.

"A constante de Hubble ancora a escala física do Universo," disse Simon Birrer, acadêmico pós-doutorado da UCLA e autor principal do estudo. Sem um valor preciso para a constante de Hubble, os astrônomos não podem determinar com precisão os tamanhos de galáxias remotas, a idade do Universo ou a história de expansão do cosmos.

A maioria dos métodos para derivar a constante de Hubble tem dois ingredientes: uma distância até uma determinada fonte de luz e o desvio para o vermelho desta fonte de luz. Procurando uma fonte de luz que não tinha sido usada nos cálculos de outros cientistas, Birrer e colegas voltaram-se para os quasares, fontes de radiação alimentadas por enormes buracos negros. Os cientistas escolheram um subconjunto específico de quasares, aqueles cuja luz foi curvada pela gravidade de uma galáxia interveniente e pelo seu efeito de lente gravitacional, que produz duas imagens do quasar lado a lado no céu.

A luz das duas imagens toma percursos diferentes até à Terra. Quando o brilho do quasar flutua, as duas imagens piscam uma após a outra, e não ao mesmo tempo. O atraso no tempo entre estas duas cintilações, juntamente com informações sobre o campo gravitacional da galáxia "intrometida", pode ser usado para traçar a viagem da luz e deduzir as distâncias à Terra, tanto do quasar como da galáxia no plano da frente. O conhecimento dos desvios para o vermelho do quasar e da galáxia permitiu que os cientistas estimassem a rapidez com que o Universo está se expandindo.

A equipe da UCLA, como parte da colaboração internacional H0liCOW, tinha aplicado anteriormente a técnica no estudo de quasares com imagem quadruplicada, imagens de um quasar que aparece quatro vezes ao redor de uma galáxia no plano da frente. Mas as imagens quádruplas não são tão comuns; pensa-se que os quasares com imagem dupla sejam aproximadamente cinco vezes mais abundantes do que os de imagem quádrupla.

Para demonstrar a técnica, a equipe estudou um quasar conhecido como SDSS J1206+4332; contaram com dados do telescópio espacial Hubble, dos observatórios Gemini e W. M. Keck e da rede COSMOGRAIL (Cosmological Monitoring of Gravitational Lenses), um programa gerido pela Escola Politécnica Federal de Lausanne, Suíça, cujo objetivo é determinar a constante de Hubble.

Os pesquisadores obtiveram fotos do quasar, todos os dias, durante vários anos, para medir com precisão o desfasamento de tempo entre as imagens duplas. Então, para obter a melhor estimativa possível da constante de Hubble, combinaram os dados reunidos deste quasar com dados previamente recolhidos pela sua colaboração H0liCOW de três quasares de imagem quadruplicada.

A equipe apresentou uma estimativa da constante de Hubble de aproximadamente 72,5 quilômetros por segundo por megaparsec, um número em linha com o que outros cientistas haviam determinado em pesquisas anteriores que usaram distâncias de supernovas, ou seja, explosões estelares em galáxias remotas, como medições fundamentais. No entanto, ambas as estimativas são cerca de 8% mais altas do que uma que se baseia num brilho fraco de todo o céu chamado fundo cósmico de micro-ondas, uma relíquia que remonta a 380.000 anos após o Big Bang, quando a luz viajou pela primeira vez livremente pelo espaço.

Por outro lado, também pode ser que uma medição, ou todas as três, estejam erradas.

Os pesquisadores estão agora à procura de mais quasares a fim de melhorar a precisão da sua medição da constante de Hubble. Os quasares com imagens duplas dão aos cientistas muitas mais fontes de luz úteis para os seus cálculos da constante de Hubble. No entanto, por agora, a equipe focaliza a sua pesquisa em 40 quasares de imagens quadruplicadas, devido ao seu potencial para fornecer informações ainda mais úteis do que os quasares com imagens duplas.

A pesquisa foi publicada na revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of California

Órbitas misteriosas nos confins do Sistema Solar

As estranhas órbitas de alguns objetos nas áreas mais distantes do nosso Sistema Solar, que alguns astrônomos teorizam serem moldadas por um nono planeta ainda por descobrir, podem ao invés ser explicadas pela força gravitacional combinada de pequenos objetos que orbitam o Sol localizados além de Netuno.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da região do Cinturão de Kuiper)

A explicação alternativa à hipótese denominada de "Planeta Nove", apresentada por pesquisadores da Universidade de Cambridge e da Universidade Americana de Beirute, propõe um disco composto por pequenos corpos gelados com uma massa combinada equivalente a dez massas terrestres. Quando combinada com um modelo simplificado do Sistema Solar, as forças gravitacionais do disco teorizado podem explicar a arquitetura orbital incomum exibida por alguns objetos nos limites exteriores do Sistema Solar.

Embora a nova teoria não seja a primeira a propor que as forças gravitacionais de um disco massivo constituído por objetos pequenos podem evitar a necessidade de um nono planeta, é a primeira teoria capaz de explicar as características significativas das órbitas observadas tendo em conta a massa e a gravidade dos outros oito planetas do nosso Sistema Solar.

Para além da órbita de Netuno, encontramos o Cinturão de Kuiper, composta por corpos pequenos remanescentes da formação do Sistema Solar. Netuno e os outros planetas gigantes influenciam gravitacionalmente os objetos no Cinturão de Kuiper e além, conhecidos coletivamente como Objetos Transnetunianos (TNOs), que rodeiam o Sol em órbitas quase circulares e em quase todas as direções.

No entanto, os astrônomos descobriram alguns aspectos misteriosos. Desde 2003 que foram localizados cerca de 30 TNOs em órbitas altamente elípticas: destacam-se do resto dos TNOs partilhando, em média, a mesma orientação espacial. Este tipo de agrupamento não pode ser explicado pela arquitetura existente do Sistema Solar com oito planetas e levou alguns astrônomos a supor que as órbitas incomuns podem ser influenciadas pela existência de um nono planeta ainda desconhecido.

A hipótese do "Planeta Nove" sugere que, para explicar as órbitas incomuns destes TNOs, teria que haver outro planeta, que se acredita ser dez vezes mais massivo do que a Terra, escondido nos confins distantes do Sistema Solar e acompanhando os TNOs na mesma direção através do efeito combinado da sua gravidade e da do resto do Sistema Solar.

O professor Jihad Touma, da Universidade Americana de Beirute, e o seu ex-aluno Sefilian modelaram a dinâmica espacial completa dos TNOs com a ação combinada dos planetas exteriores gigantes e um grande disco massivo localizados além de Netuno. Os cálculos desta dupla de cientistas, que surgiram de um seminário na Universidade Americana de Beirute, revelaram que tal modelo pode explicar as órbitas perplexas espacialmente agrupadas de alguns TNOs. No processo, foram capazes de identificar variedades na massa do disco, a sua excentricidade e mudanças graduais forçadas nas suas orientações (precessão), que reproduziram com precisão as órbitas dos TNOs.

As tentativas anteriores de estimar a massa total dos objetos localizados além de Netuno apenas contribuíram para cerca de um-décimo da massa da Terra. No entanto, para que os TNOs tenham as órbitas observadas e para que não exista um Planeta Nove, o modelo apresentado por Sefilian e Touma requer que a massa combinada do Cinturão de Kuiper esteja entre algumas a dez vezes a massa da Terra.

"Ao observar outros sistemas, muitas vezes estudamos o disco em torno da estrela hospedeira para inferir as propriedades de quaisquer planetas em órbita. O problema é que quando observamos o disco a partir do interior do sistema, é quase impossível ver o seu todo de uma só vez. Embora não tenhamos evidências observacionais diretas do disco, também não as temos para o Planeta Nove, razão pela qual estamos investigando outras possibilidades. No entanto, é interessante notar que as observações de análogos do Cinturão de Kuiper em torno de outras estrelas, bem como de modelos de formação planetária, revelam populações remanescentes massivas de detritos," disse Sefilian.

"Também é possível que ambos os cenários possam ser verdadeiros, pode haver um disco massivo e um nono planeta. Com a descoberta de cada novo TNO, reunimos mais evidências que podem ajudar a explicar o seu comportamento."

Os resultados foram divulgados na revista científica The Astronomical Journal.

Fonte: University of Cambridge

Alimentando um buraco negro

Os buracos negros são criaturas das trevas. Eles rastejam através do Universo sem emitir luz própria, fora de um leve halo de radiação de Hawking que é quase invisível para buracos negros conhecidos.

© LBNL/Alexander Tchekhovskoy (ilustração de um burco negro emitindo dois jatos opostos)

Portanto, é uma das grandes ironias da astronomia que, muitas vezes, buracos negros foram encontrados nos lugares mais brilhantes do cosmos. Essa associação entre buracos negros e luz surge porque as incríveis forças gravitacionais exercidas por um buraco podem transmitir energia ao material próximo, fazendo com que ele irradie. Um exemplo desse processo ocorre em jatos de buraco negro, onde sua rotação e campos magnéticos se combinam para criar um fluxo de partículas de plasma que emitem luz em uma ampla faixa de comprimentos de onda.

Um novo conjunto de simulações realizado por Kyle Parfrey, do Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL), e seus colegas, oferece uma visão detalhada dos jatos de buraco negro, rastreando, pela primeira vez, o movimento das partículas de plasma que são produzidas através da criação de pares na vizinhança do buraco negro. Os resultados mostram que um grande número dessas partículas roubam energia da rotação do buraco negro. Esses tipos de simulações podem desempenhar um papel fundamental na decodificação dos sinais dos buracos negros no Universo distante e em nossa própria Via Láctea.

Para construir um jato de buraco negro, a natureza tem uma fórmula testada e comprovada. Comece com um buraco negro que está girando tão rápido que seu horizonte de eventos - a superfície que separa o interior do buraco negro do lado de fora - está correndo por uma fração apreciável da velocidade da luz. Agora sincronize o buraco negro em rotação com um campo magnético.

Cálculos mostram que a rotação do buraco negro, juntamente com o efeito de inflar o gás, fará com que as linhas do campo magnético se enrolem em hélices gigantes que espiralam ao longo do eixo rotacional do buraco negro. Nesse processo, a energia rotacional do buraco negro é lentamente transferida para o campo magnético. A energia no campo magnético é eventualmente dissipada e convertida em radiação comum através de um processo em cascata envolvendo a criação de pares e efeitos síncrotron. Acredita-se que os jactos de buraco negro como este alimentam algumas das mais brilhantes fontes de raios X e emissões de rádio no céu.

Durante a última década, houve muitos esforços para entender os jatos de buracos negros usando simulações numéricas. As atuais simulações de última geração usam a teoria da magnetohidrodinâmica relativista geral (GRMHD), que descreve o movimento de um fluido magnetizado no espaço-tempo curvo. Essas simulações são muito boas em descrever a transferência de energia do buraco negro em rotação para o campo magnético. No entanto, elas tratam o plasma como um fluido contínuo.

Em verdadeiros jatos astrofísicos, o plasma é tão rarefeito que a aproximação do fluido não é realmente válida, e sua densidade está constantemente se ajustando às interações locais entre as partículas de plasma e o campo magnético. Por causa de suas limitações, as simulações de GRMHD são incapazes de modelar a conversão de energia de campo magnético em radiação comum, e ainda precisam resolver questões remanescentes sobre a força geral dos jatos.

Para resolver esses problemas, os pesquisadores introduziram um novo tipo de simulação de jato de buraco negro. Em seu trabalho, o plasma é descrito corretamente como uma coleção de partículas individuais, e não como um fluido contínuo e suave. A densidade do plasma ainda não é baseada em um modelo de primeiro princípio das interações entre as partículas e o campo magnético, mas com base na criação de pares de elétrons e pósitrons no campo elétrico que é induzida pela dinâmica do campo magnético ao redor do buraco negro.

Como as simulações do GRMHD, as novas simulações exigem muito poder computacional para observar variações espaciais em pequena escala no jato. Esse trabalho apresenta apenas duas execuções de alta resolução, ambas descrevendo buracos negros girando a cerca de 96% da velocidade da luz. Em uma simulação, o limite para a criação de pares é baixo, levando a um plasma de alta densidade. Na outra simulação, o limiar é maior e o plasma resultante é menos denso.

Os resultados finais em ambos os casos são curtos, cada um durando apenas o suficiente para o buraco negro girar em torno de uma dúzia de vezes. Apesar da brevidade das simulações, os jatos parecem relaxar a um estado quase estático durante as simulações.

Os resultados das novas simulações não são radicalmente diferentes dos resultados das antigas simulações do GRMHD, o que é, em certo sentido, tranquilizador. No entanto, os pesquisadores descobriram algum comportamento interessante e novo. Por exemplo, eles encontram uma grande população de partículas cujas energias relativísticas são negativas, medidas por um observador longe do buraco negro. Quando essas partículas caem no buraco negro, a energia total do buraco negro diminui.

A possibilidade de criar partículas de energia negativa perto de um buraco negro em rotação foi prevista há muito tempo por Roger Penrose. O que é surpreendente é que as novas simulações mostram um fluxo substancial dessas partículas no buraco negro, tanto que a energia que elas extraem ao cair no buraco é comparável à energia extraída pelo enrolamento do campo magnético. É necessário um trabalho de acompanhamento para confirmar essa previsão, mas se o efeito das partículas de energia negativa for tão forte quanto o alegado, isso poderia alterar as expectativas para os espectros de radiação dos jatos de buraco negro.

Os próximos anos estão cheios de promessas. Os detectores de ondas gravitacionais começaram a captar as ondulações no espaço-tempo deixado pelas fusões de buracos negros distantes. Embora ainda não tenha sido visto, os buracos negros também devem emitir ondas gravitacionais quando engolem uma estrela. Essas ondas gravitacionais devem chegar acompanhadas de luz comum.

Modelos de jato como os desenvolvidos pela equipe de pesquisadores desempenhará um papel fundamental na interpretação dessas observações. Mais perto de casa, o Event Horizon Telescope (EHT) está pronto para fornecer a mais alta resolução ainda do buraco negro escondido no centro de nossa galáxia. Esse buraco negro tem um jato modesto, portanto, os dados do EHT precisarão ser processados ​​com a ajuda de modelos de jato realistas. O futuro é brilhante para a pesquisa dos buracos negros.

Fonte: Physical Review Letters

Um momento fugaz

Uma bolha evanescente de gás brilhante se espalhando pelo espaço, a nebulosa planetária ESO 577-24 domina esta imagem captada pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO/VLT (nebulosa planetária ESO 577-24)

As nebulosas planetárias foram inicialmente observadas por astrônomos no século XVIII, para os quais o brilho tênue e os contornos bem definidos destes objetos pareciam planetas do nosso Sistema Solar.

O débil e efêmero brilho que emana da nebulosa planetária ESO 577-24 é de curta duração, cerca de 10.000 anos, ou seja, um piscar de olhos em termos astronômicos.

Esta nebulosa planetária teve origem nos restos de uma estrela gigante vermelha morta que lançou as suas camadas exteriores para o espaço, tendo no mesmo momento dado origem a uma anã branca muito quente e pequena. Estes restos irão gradualmente arrefecer e desvanecer, estando atualmente vivendo os seus últimos dias, meros fantasmas da antes vasta gigante vermelha.

As gigantes vermelhas são estrelas no final das suas vidas que já gastaram o hidrogênio dos seus núcleos e começaram a contrair-se sob a enorme força da sua própria gravidade. À medida que a gigante vermelha se contrai, a enorme pressão torna a reacender o núcleo da estrela, fazendo com que esta lance as suas camadas mais exteriores para o espaço sob a forma de um poderoso vento estelar. O núcleo incandescente da estrela moribunda emite radiação ultravioleta suficientemente intensa para ionizar o material ejetado e fazê-lo brilhar. O resultado deste processo é o que chamamos uma nebulosa planetária, um último testamento fugaz a uma estrela anciã no final da sua vida. No momento em que evoluir para uma gigante vermelha, o nosso Sol terá atingido a idade venerável de 10 bilhões de anos. Não há, no entanto, motivo para pânico imediato, já que a atual idade do Sol é de apenas 5 bilhões de anos.

Esta bela nebulosa planetária foi descoberta durante o rastreio da National Geographic Society  — Palomar Observatory Sky Survey na década de 1950, tendo sido registada no Catálogo de Nebulosas Planetárias de Abell em 1966. Os objetos astronômicos têm frequentemente uma variedade de nomes oficiais, com diferentes catálogos a dar-lhes diferentes designações. O nome formal deste objeto no Catálogo de Nebulosas Planetárias de Abell é PN A66 36.

Situado a cerca de 1.400 anos-luz de distância da Terra, o brilho fantasmagórico da ESO 577-24 só é visível através de um telescópio poderoso. À medida que a anã branca vai arrefecendo, a nebulosa continua a expandir-se no espaço, desaparecendo lentamente de vista.

Esta imagem foi obtida no âmbito do Programa Joias Cósmicas do ESO, uma iniciativa que visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica. O programa utiliza tempo de telescópio que não pode ser usado em observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso postos à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.

Fonte: ESO

Dados lunares sobre a história do impacto de asteroides na Terra

A Lua é a crônica mais completa e acessível das colisões de asteroides que esculpiram o nosso jovem Sistema Solar, e um grupo de cientistas está desafiando a nossa compreensão de uma parte da história da Terra.

© NASA/Ernie Wright (mapa de abundâncias rochosas na Lua)

A imagem mostra o lado noturno da Lua, sendo representado pelo mapa de abundâncias rochosas da sonda LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) da NASA. As crateras mais proeminentes visíveis no mapa são Tycho (85 milhões de anos), Copérnico (797 milhões de anos) e Aristarco (164 milhões de anos).

O número de impactos de asteroides na Lua e na Terra aumentou duas a três vezes desde há cerca de 290 milhões de anos.

O estudo tem por base a primeira linha temporal compreensiva de grandes crateras na Lua formadas nos últimos bilhões de anos, usando imagens e dados térmicos recolhidos pela sonda LRO. Quando os cientistas compararam a linha temporal da Lua com a linha temporal das crateras aqui na Terra, descobriram que os dois corpos registaram a mesma história de bombardeamento de asteroides, uma que contradiz as teorias sobre a taxa de impacto da Terra.

Durante décadas os cientistas tentaram entender o ritmo a que os asteroides atingem a Terra estudando cuidadosamente as crateras de impacto nos continentes e usando datação radiométrica das rochas em seu redor para determinar as idades das maiores e, portanto, das mais intactas. O problema é que muitos especialistas assumiram que as primeiras crateras da Terra foram desgastadas pelo vento, pelas tempestades e por outros processos geológicos. Esta ideia explicava por que a Terra tem menos crateras mais antigas do que o esperado em comparação com outros corpos no Sistema Solar, mas tornou difícil a determinação de uma taxa de impacto precisa e determinar se havia mudado com o tempo.

Uma maneira de contornar este problema é através do estudo da Lua. A Terra e a Lua são atingidas nas mesmas proporções ao longo do tempo. Em geral, devido ao seu tamanho maior e gravidade mais alta, cerca de vinte asteroides atingem a Terra por cada um que atinge a Lua, embora os grandes impactos em ambos os corpos sejam raros. Mas apesar das grandes crateras lunares terem sofrido pouca erosão ao longo de blhões de anos, e assim fornecerem aos cientistas um registo valioso, não havia como determinar as suas idades até que a LRO começou a orbitar a Lua há uma década.

O radiômetro térmico da LRO, chamado Diviner, disse aos cientistas quanto calor é irradiado da superfície da Lua, um fator crítico na determinação das idades das crateras. Ao observar este calor irradiado durante a noite lunar, os cientistas podem calcular quanta superfície é coberta por rochas grandes e quentes, em comparação com o regolito mais frio e mais fino, também conhecido como solo lunar.

As grandes crateras formadas por impactos de asteroides nos últimos bilhões de anos são cobertas por pedras e rochas, enquanto crateras mais antigas têm poucas rochas, mostram os dados do Diviner. Isto acontece porque os impactos escavam pedregulhos lunares que são "moídos" ao longo de dezenas de milhões de anos por uma chuva constante de meteoritos minúsculos.

Rebecca Ghent, cientista planetária na Universidade de Toronto e do Instituto de Ciência Planetária (EUA), calculou em 2014 a velocidade a que as rochas da Lua se decompõem em solo. O seu trabalho revelou uma relação entre a abundância de rochas grandes perto de uma cratera e a sua idade. Usando esta foi reunido uma lista de idades de todas as crateras lunares com menos de um bilhão de anos.

O trabalho compensou, retornando várias descobertas inesperadas. Primeiro, a equipe descobriu que o ritmo de formação de crateras grandes na Lua foi duas a três vezes maior ao longo dos últimos 290 milhões de anos do que nos últimos 700 milhões de anos. A razão para este salto na taxa de impacto é desconhecida. Pode estar relacionado com grandes colisões que ocorreram há mais de 300 milhões de anos no cinturão principal de asteroides entre Marte e Júpiter. Tais eventos podem criar detritos que podem atingir o Sistema Solar interior.

A segunda surpresa veio da comparação das idades das crateras grandes na Lua com as da Terra. O seu número e idades similares desafiam a teoria de que a Terra perdeu tantas crateras através da erosão que uma taxa de impacto não pode ser calculada.

Provar que menos crateras significa menos impactos e não perda por erosão, representou um desafio formidável.

Os tubos de kimberlito subterrâneos são vulcões há muito extintos que se estendem, em forma de cenoura, até alguns quilômetros abaixo da superfície. Os cientistas sabem muito sobre a idade e sobre a taxa de erosão dos tubos de kimberlito porque são amplamente minados à procura de diamantes. Estão também localizados em algumas das regiões com menos erosão da Terra, os mesmos locais onde encontramos crateras de impacto preservadas.

Os tubos de kimberlito formados desde há aproximadamente 650 milhões de anos não sofreram muita erosão, indicando que as grandes crateras de impacto mais jovens do que 650 milhões de anos, em terrenos estáveis, também devem estar intactas.

Os achados da equipe relacionados com a Terra podem ter implicações para a história da vida, que é pontuada por eventos de extinção e por uma rápida evolução de novas espécies. Embora as forças que impulsionaram estes eventos sejam complicadas e possam incluir outras causas geológicas, como grandes erupções vulcânicas, combinadas com outros fatores biológicos, a equipe realça que os impactos de asteroides certamente desempenharam um papel nesta saga. A questão é saber se a mudança prevista nos impactos de asteroides está diretamente ligada a eventos que ocorreram há muito tempo na Terra.

Um artigo científico relata a pesquisa na revista Science.

Fonte: Southwest Research Institute

A duração do dia em Saturno foi finalmente determinada

Usando novos dados da sonda Cassini da NASA, os pesquisadores pensam ter resolvido um antigo mistério da ciência do Sistema Solar: a duração do dia em Saturno. É 10 horas, 33 minutos e 38 segundos.

© NASA/Cassini (hemisfério norte de Saturno perto do solstício de verão)

O valor iludiu os cientistas planetários durante décadas, porque o gigante gasoso não tem superfície sólida com marcos para rastrear enquanto gira, e tem um campo magnético incomum que esconde o período de rotação do planeta.

A resposta, descobriu-se, estava escondida nos anéis.

Durante as órbitas da Cassini ao redor de Saturno, os instrumentos examinaram os anéis gelados e rochosos em detalhes sem precedentes. Christopher Mankovich, estudante de astronomia e astrofísica da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, EUA, usou os dados para estudar padrões de ondas dentro dos anéis.

O seu trabalho determinou que os anéis respondem a vibrações dentro do próprio planeta, agindo de forma semelhante aos sismógrafos usados para medir o movimento provocado por sismos. O interior de Saturno vibra a frequências que causam variações no seu campo gravitacional. Os anéis, por sua vez, detectam estes movimentos no campo.

Em locais específicos nos anéis, estas oscilações capturam partículas no momento certo nas suas órbitas para gradualmente acumular energia que é convertida como uma onda observável.

A pesquisa descreve o desenvolvimento de modelos da estrutura interna de Saturno que combinam com as ondas dos anéis. Isso permitiu o rastreamneto dos movimentos no interior do planeta e sua rotação.

A rotação que a análise rendeu é vários minutos mais rápida do que as estimativas anteriores de 1981, baseadas em sinais de rádio da sonda Voyager da NASA.

A análise dos dados da Voyager, que estimou o dia como tendo a duração de 10h:39m:33s, baseou-se na informação do campo magnético. A Cassini também usou dados do campo magnético, mas as estimativas anteriores variavam entre 10h:36m até 10h:48m, agora é 10 horas, 33 minutos e 38 segundos. Um ano em Saturno são 29 anos terrestres.

Os cientistas geralmente dependem dos campos magnéticos para medir as rotações dos planetas. O eixo magnético de Júpiter, como o da Terra, não está alinhado com o seu eixo de rotação. Por isso, gira enquanto o planeta roda, permitindo aos cientistas medir um sinal periódico nas ondas de rádio para obter o período de rotação. No entanto, Saturno é diferente. O seu campo magnético único está quase perfeitamente alinhado com o seu eixo de rotação.

É por isso que a descoberta nos anéis foi a chave para determinar a duração do dia. Os cientistas estão entusiasmados com a melhor resposta até agora para uma questão tão central sobre o planeta.

A ideia de que os anéis de Saturno podiam ser usados para estudar a sismologia do planeta foi sugerida pela primeira em 1982, muito antes das observações necessárias serem possíveis.

O pesquisadorr Mark Marley, agora do Centro de Pesquisa Ames da NASA, subsequentemente aprofundou a ideia para a sua tese de doutoramento em 1990. Além de mostrar como os cálculos podiam ser feitos, previu onde poderiam estar as assinaturas dos anéis de Saturno. Ele também observou que a missão Cassini seria capaz de fazer as observações necessárias para testar a ideia.

Duas décadas depois, nos anos finais da missão Cassini, os cientistas analisaram os dados e encontraram características dos anéis nas posições previstas por Mark.

A missão da Cassini terminou em setembro de 2017 quando, com pouco combustível, mergulhou deliberadamente na atmosfera de Saturno, para evitar a queda nas luas do planeta.

A pesquisa foi publicada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Proeminências solares: desde o aparecimento até à erupção

Pela primeira vez, uma equipe de cientistas usou um modelo computacional único e coeso para simular todo o ciclo de vida de uma erupção solar: desde a acumulação de energia milhares de quilômetros abaixo da superfície solar, passando pela emergência de linhas emaranhadas de campo magnético, até à liberação explosiva de energia num flash brilhante.

© Mark Cheung/Matthias Rempel (animação da proeminência solar)

Esta visualização é uma animação da proeminência solar modelada no novo estudo. A cor violeta representa plasma, com uma temperatura inferior a 1 milhão Kelvin. O vermelho representa temperaturas entre 1 milhão e 10 milhões Kelvin, e o verde representa temperaturas acima dos 10 milhões Kelvin.

O feito define o cenário para os futuros modelos solares simularem realisticamente o próprio clima do Sol à medida que se desenrola em tempo real, incluindo o aparecimento de manchas solares, que por vezes produzem proeminências e ejeções de massa coronal. Estas erupções podem ter impactos generalizados na Terra, desde interromper redes de energia e redes de comunicações, até prejudicar satélites e pondo os astronautas em perigo.

A pesquisa foi liderada por cientistas do NCAR (National Center for Atmospheric Research) e do Laboratório de Física Solar e Astrofísica da Lockheed Martin. A nova simulação abrangente captura a formação de uma erupção solar de forma mais realista do que os esforços anteriores, e inclui o espectro de emissões de luz conhecidas por estarem associadas a explosões no Sol.

Para o novo estudo, os cientistas tiveram que construir um modelo solar que pudesse estender-se por várias regiões do Sol, capturando o comportamento físico complexo e único de cada uma.

O modelo resultante começa na parte superior da zona de convecção, cerca de 10.000 quilômetros abaixo da superfície do Sol, sobe através da superfície solar e vai até 40.000 km para a atmosfera solar, conhecida como coroa. As diferenças na densidade do gás, na pressão e em outras características do Sol, representadas em todo o modelo, são vastas.

Para simular com sucesso uma erupção solar desde o aparecimento até à liberação de energia, os cientistas precisaram acrescentar equações detalhadas ao modelo que permitissem com que cada região contribuísse para a evolução da erupção solar de maneira realista. Mas também tiveram que ter cuidado para não tornar o modelo tão complicado que deixasse de ser prático a sua execução nos recursos disponíveis de supercomputação.

Para resolver os desafios, foi utilizada uma técnica matemática historicamente usada por pesquisadores que estudam as magnetosferas da Terra e dos outros planetas. A técnica, que permitiu que os cientistas comprimissem a diferença nas escalas de tempo entre as camadas sem perder a precisão, fez com que fosse criado um modelo que realista e computacionalmente eficiente.

O próximo passo foi configurar um cenário do Sol simulado. Em pesquisas anteriores, usando modelos menos complexos, os cientistas precisaram iniciar os modelos quase no momento em que a erupção ia acontecer para conseguirem formar uma explosão.

No novo estudo, a equipe queria ver se o seu modelo podia gerar uma erupção autonomamente. Começaram por criar um cenário com condições inspiradas por uma mancha solar particularmente ativa observada em março de 2014. A mancha solar propiciou dúzias de erupções durante o tempo em que foi visível, incluindo uma pertencente à poderosa classe-X e três moderadamente poderosas de classe-M. Os cientistas não tentaram imitar a mancha solar de 2014 com precisão; ao invés, tentaram aproximar os mesmos ingredientes solares que estavam presentes à época, e que foram tão eficazes na produção de proeminências.

Em seguida, deixaram o modelo correr, vendo se este conseguia produzir uma erupção por conta própria.

O modelo foi capaz de capturar todo o processo, desde a acumulação de energia, passando pela subida até à superfície, até à coroa, energizando a coroa, e depois chegando ao ponto em que a energia é liberada numa erupção solar.

Agora que o modelo mostrou ser capaz de simular realisticamente todo o ciclo de vida de uma erupção solar, os cientistas vão testá-lo com observações reais do Sol e ver se consegue simular com sucesso o que realmente ocorre na superfície solar.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Center for Atmospheric Research

Eclipse lunar total

Na madrugada desta segunda-feira (21) ocorrerá um eclipse lunar total, que acontece quando Sol, Terra e Lua estão alinhados e o nosso planeta faz sombra sobre o satélite.

© Cosmo Novas (Superlua de sangue)

O fenômeno é similar ao ocorrido em julho do ano passado, mas poderá ser observado por mais tempo em todas as cidades do Brasil desta vez. O eclipse lunar, que será o único total de 2019, será completamente visível nas Américas do Sul e do Norte e em partes da Europa e da África.

O eclipse começa à 00h36 (UTC−2). A fase da umbra, isto é, quando a sombra do Sol começa a ser vista na Lua, tem início à 01h33 (UTC−2). O satélite estará na fase total máxima às 03h12, já no lado oeste do céu. A fase parcial segue até as 04h50 (UTC−2) e o fenômento termina às 05h48 (UTC−2).

Ao contrário do que acontece em um eclipse solar total, a observação da versão lunar não exige um óculos de proteção. É possível assistir ao fenômeno a olho nu, mas um binóculo ou uma luneta simples podem ajudar. É mais fácil observar o eclipse em áreas menos iluminadas, afastadas do centro das grandes cidades, e com o horizonte livre.

Por volta das 18h (UTC−2) desta segunda-feira, a Lua também estará mais próxima de seu ponto de órbita da Terra, o chamado de perigeu, a cerca de 357.340 quilômetros de distância. Por conta disso, o satélite parecerá maior para quem o observa da perspectiva do planeta. Quando isso acontece, o fenômeno é chamado de Superlua.

Em todo eclipse lunar total, se observa a chamada Lua de sangue. O termo, usado popularmente mas não adotado tecnicamente pelos astrônomos, se refere ao tom avermelhado que a Lua assume quando entra na fase máxima de sombreamento.

A tonalidade deve ser atingida na fase total do eclipse, quando Sol, Terra e Lua ficarão alinhados e o planeta impedirá a chegada dos raios solares até o satélite. A maneira com que a luz das cores vermelho e laranja é refratada ao passar pela atmosfera terrestre e reflete na Lua é o que causa a o fenômeno da Lua de sangue.

Quem perder o eclipse lunar total desta madrugada só terá outra chance em 16 de maio de 2022. Antes disso, em 2021, outro fenômeno lunar poderá ser observado parcialmente do Brasil. No resto do mundo haverá mais possibilidade de acompanhar outros eclipses parciais nesse intervalo.

Neste ano, no dia 2 de julho, no Chile e Argentina ainda será possível observar um eclipse solar total. O fenômeno é bastante raro, sendo que a Lua passará entre a Terra e o Sol, bloqueando sua luz. Por ser vísivel de uma faixa muito pequena na Terra, pouquíssimas pessoas já conseguiram acompanhar o fenômeno.

Em 16 de julho, um eclipse lunar parcial será visto na África e em parte da Europa. Nesse caso, o Brasil verá pouco do fenômeno. O ano acaba com um eclipse do tipo anular em 26 de dezembro, quando a Lua não bloqueia totalmente a visão do Sol, restando um anel iluminado a sua volta. Ele será visto apenas na Oceania e na Ásia.

Fonte: Cosmo Novas

Observatório capta gritos finais de estrela dilacerada por buraco negro

Os astrônomos estudaram um buraco negro que devorava uma estrela e descobriram um sinal estável excepcionalmente brilhante que lhes permitiu determinar a velocidade de rotação do buraco negro.

© NASA/CXC/M. Weiss (gás quente orbitando num disco que rodeia um buraco negro)

Pensa-se que os buracos negros se escondam no centro de todas as galáxias massivas espalhadas pelo Universo, e estão inextricavelmente ligados às propriedades das suas galáxias hospedeiras. Como tal, quanto mais soubermos sobre estes gigantes mais podemos compreender como as galáxias evoluem com o tempo.

A gravidade de um buraco negro é extrema e pode dilacerar estrelas que se aproximem demais. Os detritos destas estrelas rasgadas espiralam na direção do buraco negro, aquecem e emitem intensos raios X.

Apesar do grande número de buracos negros que se pensa existir no cosmos, muitos estão inativos, não há material em queda para emitir radiação detectável e são difíceis de estudar. No entanto, a cada poucas centenas de milhares de anos, prevê-se que uma estrela passe perto o suficiente de um determinado buraco negro para ser destruída. Isto fornece uma breve janela de oportunidade para medir algumas propriedades fundamentais do buraco negro, como a sua massa e a velocidade de rotação.

"É muito difícil restringir a rotação de um buraco negro, já que os efeitos de rotação só emergem muito perto do próprio buraco negro, onde a gravidade é intensamente forte e difícil de ver claramente," afirma Dheeraj Pasham do Instituto Kavli para Astrofísica e Pesquisa Espacial do Massachusetts Institute of Technology (MIT).

"No entanto, os modelos mostram que a massa de uma estrela despedaçada se instala numa espécie de disco interno que liberta raios X. Nós teorizamos que a descoberta de instâncias de discos especialmente brilhantes seria uma boa maneira de restringir a rotação de um buraco negro, mas as observações de tais eventos não foram suficientemente sensíveis para explorar em detalhe esta região de forte gravidade, até agora."

O evento estudado é chamado ASASSN-14li , que foi descoberto pelo levantamento terrestre ASASSN (All-Sky Automated Survey for SuperNovae) no dia 22 de novembro de 2014. O buraco negro ligado ao evento é pelo menos um milhão de vezes mais massivo que o Sol.

Usando observações de ASASSN-14li pelo XMM-Newton da ESA e pelos observatórios Chandra e Swift da NASA, os cientistas procuraram um sinal que fosse estável e mostrasse um padrão de ondas característico que geralmente ocorre quando um buraco negro recebe um influxo súbito de massa, como quando devora uma estrela passageira.

Eles detectaram um sinal surpreendentemente intenso de raios X que oscilou durante um período de 131 segundos e durante muito tempo: 450 dias.

Combinando este sinal com informação sobre a massa e tamanho do buraco negro, os astrônomos descobriram que o buraco negro deve estar girando rapidamente, a mais de 50% da velocidade da luz, e que o sinal vinha das suas regiões mais internas.

O estudo demonstra uma nova maneira de medir a rotação de buracos negros supermassivos: observando a sua atividade quando interrompem a passagem de estrelas com a sua gravidade. Tais eventos também nos podem ajudar a compreender aspetos da teoria da relatividade geral; embora já tenha sido explorada extensivamente na gravidade "normal", ainda não é totalmente compreendida em regiões onde a gravidade é muito forte.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A galáxia escondida IC 342

A IC 342 possui tamanho semelhante às galáxias espirais grandes e brilhantes em nossa região celeste, localizada a meros 10 milhões de anos-luz de distância, na constelação Camelopardalis.

© Arturas Medvedevas (IC 342)

Um imenso universo insular, a IC 342 seria uma galáxia proeminente em nosso céu noturno, mas está escondida da visão clara e apenas vislumbrada através do véu de estrelas, gás e nuvens de poeira ao longo do plano da nossa galáxia, a Via Láctea.

Embora a luz da IC 342 seja escurecida e avermelhada pelas nuvens cósmicas intervenientes, esta imagem telescópica nítida traça a poeira obscurecida da própria galáxia, os jovens aglomerados estelares e as brilhantes regiões de formação de estrelas cor-de-rosa ao longo de braços espirais que se afastam do núcleo da galáxia.

A IC 342 pode ter sofrido uma explosão recente de atividade de formação de estrelas e está perto o suficiente para ter influenciado gravitacionalmente a evolução do grupo local de galáxias e da Via Láctea.

Fonte: NASA

Hubble observa o quasar mais brilhante do Universo jovem

O telescópio espacial Hubble descobriu o quasar mais brilhante no início do Universo.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração de um quasar)

Após 20 anos de buscas, os astrônomos identificaram o antigo quasar com a ajuda de fortes lentes gravitacionais. Este objeto único fornece uma visão do nascimento das galáxias quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos.

Os quasares são os núcleos extremamente brilhantes de galáxias ativas. O poderoso brilho de um quasar é produzido por um buraco negro supermassivo que está cercado por um disco de acreção. O gás que cai em direção ao buraco negro libera quantidades incríveis de energia, que pode ser observada em todos os comprimentos de onda.

Este quasar recém-descoberto, catalogado como J043947.08+163415.7, não é exceção; o seu brilho é equivalente a aproximadamente 600 trilhões de sóis (o brilho inclui o fator de ampliação da lente gravitacional, fator este de 50. Sem a lente, a luminosidade do quasar seria equivalente a mais ou menos 11 bilhões de sóis) e o buraco negro supermassivo que o alimenta tem várias centenas de milhões de vezes a massa do nosso Sol.

Apesar do seu brilho, o Hubble conseguiu identificá-lo apenas porque a sua aparência era fortemente afetada por poderosas lentes gravitacionais. Uma galáxia tênue está localizada entre o quasar e a Terra, curvando a luz do quasar e fazendo-o parecer três vezes maior e 50 vezes mais brilhante do que seria sem o efeito da lente gravitacional. Mesmo assim, a lente e o quasar com lente são extremamente compactos e não resolvidos em imagens de telescópios ópticos terrestres. Só a visão nítida do Hubble permitiu resolver o sistema.

Os dados mostram não apenas que o buraco negro supermassivo está acumulando matéria a uma taxa extremamente alta, mas também que o quasar pode estar produzindo até 10.000 estrelas por ano. Em comparação, a Via Láctea produz aproximadamente uma estrela por ano.

Os quasares parecidos com J043947.08+163415.7 existiram durante o período de reionização do Universo primordial, quando a radiação das jovens galáxias e quasares reaqueceu o hidrogênio obscurante que havia arrefecido apenas 400.000 após o Big Bang; o Universo reverteu de neutro para mais uma vez ser plasma ionizado. No entanto, ainda não se sabe com certeza quais os objetos que forneceram os fótons de reionização. Os objetos energéticos como este quasar recém-descoberto podem ajudar a resolver o mistério.

Por essa razão, a equipe está reunindo o máximo possível de dados sobre J043947.08+163415.7. Atualmente estão analisando um espectro detalhado de 20 horas obtido pelo VLT (Very Large Telescope) do ESO, que lhes permitirá identificar a composição química e as temperaturas do gás intergaláctico no início do Universo. A equipe também está usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e espera também observar o quasar com o telescópio espacial James Webb. Com estes telescópios, poderão observar as redondezas do buraco negro supermassivo e medir diretamente a influência da sua gravidade sobre o gás circundante e sobre a formação estelar.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Encontrada fonte de raios X no interior de supernova misteriosa

Os telescópios espaciais de alta energia da ESA, INTEGRAL e XMM-Newton, ajudaram a encontrar uma poderosa fonte de raios X no centro de uma explosão estelar, de brilho e evolução sem precedentes, que apareceu subitamente no céu.

© Sloan Digitized Sky Survey (AT2018cow)

A AT2018cow explodiu dentro de ou próximo da galáxia CGCG 137-068, localizada a cerca de 200 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Hércules. Esta ampliação mostra a posição do fenômeno.

O telescópio ATLAS no Havaí foi o primeiro a avistar o fenômeno, desde então chamado AT2018cow, no dia 16 de junho. Pouco tempo depois, astrônomos de todo o mundo apontaram telescópios terrestres e espaciais para o objeto celeste recém-descoberto, localizado numa galáxia a aproximadamente 200 milhões de anos-luz.

Rapidamente perceberam que era algo completamente novo. Em apenas dois dias, o objeto excedeu o brilho de qualquer supernova observada anteriormente, uma poderosa explosão de uma estrela massiva e velha que expele a maior parte do seu material para o espaço circundante, varrendo a poeira e os gases interestelares na sua vizinhança.

As observações dos primeiros 100 dias da existência do objeto cobriu todo o espectro eletromagnético da explosão, desde o rádio até aos raios gama.

A análise, que inclui observações do INTEGRAL e XMM-Newton da ESA, bem como dos telescópios espaciais NuSTAR e Swift da NASA, encontrou uma fonte de raios X altamente energéticos situada no interior da explosão.

O comportamento desta fonte, revelado nos dados, sugere que o fenômeno estranho pode ser ou um buraco negro nascente ou uma estrela de nêutrons com um poderoso campo magnético, sugando o material circundante.

A explosão AT2018cow não foi apenas 10 a 100 vezes mais brilhante do que qualquer outra supernova já observada anteriormente: também atingiu o pico de luminosidade muito mais depressa do que qualquer outro evento conhecido anteriormente, em apenas alguns dias em comparação com as duas semanas normais.

O INTEGRAL fez as suas primeiras observações do fenômeno cerca de cinco dias depois de ter sido relatado e manteve o monitoramento durante 17 dias. Os seus dados mostraram-se cruciais para a compreensão do estranho objeto.

Assim, enquanto os dados do NuSTAR revelaram em grande detalhe o espectro de raios X, com o INTEGRAL os astrônomos foram capazes de ver o espectro inteiro da fonte, incluindo o seu limite superior em raios gama suaves.

Dado que o INTEGRAL continuou a monitorar a explosão AT2018cow por um maior período de tempo, os seus dados também puderam mostrar que o sinal de raios X altamente energéticos estava gradualmente desvanecendo.

Estes raios X altamente energéticos que desapareceram se dá o nome radiação reprocessada, a radiação da fonte que interage com material expelido pela explosão. À medida que o material se afasta do centro da explosão, o sinal diminui gradualmente e acaba por desaparecer completamente.

No entanto, neste sinal os astrônomos foram capazes de encontrar padrões típicos de um objeto que atrai matéria dos seus arredores, seja um buraco negro ou uma estrela de nêutrons.

Entretanto, o XMM-Newton observou esta explosão incomum duas vezes nos primeiros 100 dias da sua existência. Detectou a parte menos energética da sua emissão de raios X que vem diretamente do "motor" no núcleo da explosão. Ao contrário dos raios X altamente energéticos provenientes do plasma circundante, ainda são visíveis os raios X de baixa energia da fonte.

Os astrônomos planejam usar o XMM-Newton para realizar uma observação de acompanhamento no futuro, o que permitirá com que compreendam o comportamento da fonte ao longo de um maior período de tempo e em grande detalhe.

Os conhecimentos detalhados que que foram reunidos sobre o funcionamento da misteriosa explosão AT2018cow só foram alcançados graças à ampla cooperação e combinação de muitos telescópios.

Um novo novo artigo foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Fábricas estelares e a formação estelar no Universo

As galáxias têm uma ampla variedade de formas e tamanhos. No entanto, algumas das diferenças mais significativas entre as galáxias dizem respeito a onde e como formam novas estrelas.

© ALMA (NGC 4321)

As pesquisas convincentes para explicar estas diferenças têm sido elusivas, mas isso está prestes a mudar. O ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) está finalizando um levantamento sem precedentes de galáxias de disco próximas com o objetivo de estudar os seus berçários estelares. Com ele, os astrônomos estão começando a desvendar a relação complexa e ainda pouco entendida entre as nuvens de formação estelar e as suas galáxias hospedeiras.

Um novo e vasto projeto de pesquisa com o ALMA, conhecido como PHANGS-ALMA (Physics at High Angular Resolution in Nearby GalaxieS), debruça-se sobre esta questão com muito mais poder e precisão do que nunca, medindo a demografia e as características de uns impressionantes 100.000 berçários estelares individuais espalhados por 74 galáxias.

A campanha de pesquisa PHANGS-ALMA já acumulou um total de 750 horas de observações e deu aos astrônomos uma compreensão muito mais clara de como o ciclo de formação estelar muda, dependendo do tamanho, idade e dinâmica interna de cada galáxia individual. Esta campanha é dez a cem vezes mais poderosa (dependendo dos parâmetros) do que qualquer outro levantamento anterior do gênero.

"Algumas galáxias produzem furiosamente novas estrelas, enquanto outras já consumiram a maior parte do seu combustível para a formação estelar. A origem desta diversidade pode muito provavelmente estar nas propriedades dos próprios berçários estelares," comenta Erik Rosolowsky, astrônomo da Universidade de Alberta no Canadá.

"As observações com as gerações anteriores de radiotelescópios fornecem algumas informações cruciais sobre a natureza dos berçários estelares densos e frios. No entanto, estas observações carecem de sensibilidade, de resolução e de poder para estudar a grande diversidade dos berçários estelares em toda a população de galáxias locais. Isto limitou seriamente a nossa capacidade para relacionar o comportamento ou propriedades dos berçários estelares individuais com as propriedades das galáxias em que residem," disse Rosolowsky.

Durante décadas, os astrônomos especularam que existem diferenças fundamentais na forma como as galáxias de disco com vários tamanhos convertem o hidrogênio em novas estrelas. Alguns astrônomos teorizam que galáxias maiores e geralmente mais velhas não são tão eficientes na produção estelar quanto as suas primas menores. A explicação mais lógica seria que estas grandes galáxias têm berçários estelares menos eficientes. Mas tem sido difícil testar esta ideia com observações.

Pela primeira vez, o ALMA está permitindo com que os astrônomos realizem o censo abrangente necessário para determinar como as propriedades de grande escala (tamanho, movimento, etc.) de uma galáxia influenciam o ciclo de formação estelar à escala de nuvens moleculares individuais. Estas nuvens têm apenas algumas dezenas a centenas de anos-luz de tamanho, o que é fenomenalmente pequeno à escala de uma galáxia inteira, especialmente quando vista a milhões de anos-luz de distância.

Parte do mistério da formação estelar tem a ver com o meio interestelar, ou seja, toda a matéria e energia que preenche o espaço entre as estrelas.

Os astrônomos entendem que existe um ciclo de feedback contínuo no interior e em torno dos berçários estelares. Dentro destas nuvens, regiões de gás denso colapsam e formam estrelas, o que perturba o meio interestelar.

Para esta pesquisa, o ALMA está observando moléculas de monóxido de carbono (CO) em todas as galáxias espirais relativamente massivas, vistas geralmente de face, visíveis do hemisfério sul. As moléculas de CO emitem naturalmente luz em comprimentos de onda milimétricos que o ALMA pode detectar. São particularmente eficazes em destacar a localização de nuvens de formação estelar.

Um estudo complementar, PHANGS-MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer), está usando o VLT (Very Large Telescope) para obter imagens ópticas das primeiras 19 galáxias observadas pelo ALMA. Ainda outro levantamento, PHANGS-HST, usa o telescópio espacial Hubble para estudar 38 destas galáxias e para encontrar os seus mais jovens aglomerados estelares. Juntos, estes três levantamentos fornecem uma imagem surpreendentemente completa de quão eficazmente as galáxias produzem estrelas ao estudar o gás molecular frio, o seu movimento, a localização de gás ionizado e as populações estelares completas das galáxias.

Até agora, o PHANGS-ALMA estudou aproximadamente 100.000 objetos semelhantes à Nebulosa de Órion no Universo próximo. Espera-se que a campanha acabe eventualmente por observar cerca de 300.000 regiões de formação estelar.

Vários artigos baseados nesta campanha foram publicados nas revistas The Astrophysical Journal e The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Chandra detecta um toróide circumnuclear

A maioria das galáxias abriga buracos negros supermassivos em seus núcleos, cada um com milhões ou bilhões de massas solares de material.

© ALMA/Chandra (NGC 5643)

A imagem acima mostra o disco espiral do gás molecular em vermelho e do gás quente em azul-laranja.

Acredita-se que haja um toróide de poeira e gás ao redor dos buracos negros e um disco de acreção que fica muito quente quando o material cai sobre ele, aquecendo, por sua vez, o toróide, o gás e a poeira circumnucleares. Esse núcleo galáctico ativo (AGN) irradia através do espectro, enquanto a poeira muitas vezes bloqueia a vista das regiões mais internas. Jatos bipolares poderosos de partículas carregadas são também ejetados. A radiação do toróide pode ser vista diretamente nos comprimentos de onda infravermelhos e, quando se dispersa das partículas em movimento rápido, na região dos raios X.

Os núcleos galácticos ativos estão entre os fenômenos mais dramáticos e interessantes na astronomia extragaláctica. Todos os modelos AGN padrão preveem a presença de um disco toroidal e de acreção, mas os detalhes da região têm sido difíceis de serem estudados diretamente, porque se pensa que o toróide é relativamente pequeno, com apenas centenas de anos-luz de tamanho. O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), no entanto, permitiu recentemente a detecção de estruturas AGNs próximas, tanto na emissão contínua quanto na linha molecular.

A NGC 5643 é uma galáxia espiral frontal que hospeda um AGN e jatos bipolares. No ano passado, o ALMA avistou uma estrutura alongada no seu núcleo, com cerca de oitenta anos-luz de comprimento (cerca de 200 anos-luz de diâmetro em emissão do componente de gás molecular mais frio). Os cientistas propuseram que a estrutura era toróide do AGN e o material molecular relacionado responsável pelo obscurecimento do AGN e pela colimação dos jatos.

Os astrônomos da Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), Pepi Fabbiano, Aneta Siemiginowska e Martin Elvis usaram o observatório de raios X Chandra para fazer imagens da região e do seu toro em raios X. Olhando para a energia de uma linha de raios X brilhante de ferro, a equipe encontrou uma estrutura de cerca de 200 anos-luz de extensão que coincide muito bem com a estrutura molecular. Ele parece ser grosso, juntamente com seu tamanho e a densidade estimada das observações do ALMA, sugere que é o disco circumnuclear.

Esse é o primeiro objeto para o qual tanto o Chandra quanto o ALMA identificaram o toróide crítico; Um acréscimo significativo é o fato de que as duas observações abrangem a faixa de comprimentos de onda de raios X a milímetro. Normalmente, essas bandas muito diferentes mostram, respectivamente, materiais extremamente quentes ou extremamente frios, provenientes de regiões muito diferentes, mas a AGN contribui para uma vizinhança muito complexa.

Fonte: Harvard Smithsonian Center for Astrophysics