Pulsar que acelera através do espaço

Os astrônomos encontraram um pulsar que viaja pelo espaço a quase 4 milhões de quilômetros por hora, tão rápido que poderia percorrer a distância entre a Terra e a Lua em apenas seis minutos.

© NASA/NRAO/J. English (remanescente de supernova CTB 1)

O remanescente de supernova CTB 1 assemelha-se a uma bolha fantasmagórica nesta imagem, que combina novas observações do VLA (Very Large Array) (1,5 gigahertz, laranja, perto do centro) com observações mais antigas do Canadian Galactic Plane Survey do DRAO (Dominion Radio Astrophysical Observatory) (1,42 gigahertz, magenta e amarelo; 408 megahertz, verde) e dados infravermelhos (azul). Os dados do VLA revelam claramente a cauda brilhante e reta do pulsar J0002+6216 e a borda curva da concha do remanescente. O CTB 1 tem cerca de meio-grau, o tamanho aparente de uma Lua Cheia.

A descoberta foi feita usando o telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA e o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array).

Os pulsares são estrelas de nêutrons superdensas e de rápida rotação deixadas para trás quando uma estrela massiva explode. A PSR J0002+6216 (J0002, abreviado), ostenta uma cauda de emissão de rádio que aponta diretamente para os destroços em expansão de uma recente explosão de supernova.

O pulsar J0002 foi descoberto em 2017 por um projeto de cientistas cidadãos chamado Einstein@Home, que usa o tempo nos computadores de voluntários para processar dados de raios gama do Fermi. Graças ao tempo de processamento, coletivamente superior a 10.000 anos, o projeto identificou até à data 23 pulsares de raios gama.

Localizado a mais ou menos 6.500 anos-luz de distância na direção da constelação de Cassiopeia, o J0002 gira 8,7 vezes por segundo, produzindo um pulso de raios gama a cada rotação.

O pulsar fica a cerca de 53 anos-luz do centro do remanescente de supernova CTB 1. O seu movimento rápido através do gás interestelar resulta em ondas de choque que produzem a cauda de energia magnética e partículas aceleradas detectadas no rádio com o VLA. A cauda estende-se por 13 anos-luz e aponta claramente para o centro de CTB 1.

Usando dados do Fermi e uma técnica chamada tempo do pulsar, a equipe foi capaz de medir com que rapidez e em que direção o pulsar se move ao longo da nossa linha de visão.

O resultado apoia a ideia de que o pulsar foi expulso a alta velocidade pela supernova responsável por CTB 1, que ocorreu há aproximadamente 10.000 anos.

O J0002 está acelerando pelo espaço cinco vezes mais depressa do que o pulsar médio e mais depressa do que 99% daqueles com velocidades medidas. Eventualmente acabará por escapar da nossa Galáxia.

Inicialmente, os destroços em expansão da supernova teriam sido movidos para fora mais depressa do que J0002, mas ao longo de milhares de anos a interação da concha com o gás interestelar produziu um arrasto que gradualmente diminui este movimento. Entretanto, o pulsar, comportando-se mais como uma bala de canhão, atravessou o remanescente, escapando cerca de 5.000 anos após a explosão.

Exatamente como o pulsar foi acelerado a uma velocidade tão alta durante a explosão de supernova, ainda não está claro, e um estudo mais aprofundado do J0002 ajudará a esclarecer o processo. Um mecanismo possível envolve instabilidades na estrela em colapso, formando uma região de matéria lenta e densa que sobrevive o tempo suficiente para servir como "rebocador gravitacional", acelerando a estrela de nêutrons nascente na sua direção.

A equipe planeja efetuar observações adicionais usando o VLA, o VLBA (Very Long Baseline Array) e o observatório de raios X Chandra da NASA.

Os astrônomos apresentaram os seus achados na reunião da Divisão de Astrofísica de Alta Energia da Sociedade Astronômica Americana em Monterey, Califórnia.

O artigo que descreve os resultados foi submetido para publicação numa edição futura da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Testemunhando o nascimento de um sistema binário massivo

Cientistas do Grupo RIKEN no Japão, da Universidade Chalmers na Suécia, da Universidade da Virgínia nos EUA e colaboradores usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para observar uma nuvem molecular que está em colapso para formar duas protoestrelas massivas que acabarão por se tornar num sistema estelar binário.

© ALMA/RIKEN/Y. Zhang (animação das correntes de gás)

A animação é composta por imagens obtidas pelo ALMA que mostram as correntes de gás, traçadas pela molécula metanol, com diferentes cores que indicam velocidades diferentes, em torno da massiva protoestrela binária. A imagem cinzenta de fundo mostra a distribuição geral, de todas as velocidades, da emissão da poeira presente nas densas correntes de gás.

Embora se saiba que a maioria das estrelas massivas possuem companheiras estelares em órbita, não se tem a certeza de como isso acontece; por exemplo, se as estrelas nascem juntas num disco espiral comum no centro de uma nuvem em colapso, ou se se agrupam mais tarde graças a encontros aleatórios num aglomerado estelar lotado.

Tem sido difícil compreender a dinâmica da formação de binários porque as protoestrelas nestes sistemas ainda estão envolvidas numa nuvem espessa de gás e poeira que impede a maior parte da luz de escapar. Felizmente, é possível vê-las usando ondas de rádio, desde que possam ser visualizadas com resolução espacial suficientemente alta.

Na pesquisa atual, os cientistas liderados por Yichen Zhang do Grupo RIKEN e Jonathan C. Tan da Universidade Chalmers e da Universidade da Virgínia, usaram o ALMA para observar, em alta resolução espacial, uma região de formação estelar conhecida como IRAS07299-1651, localizada a 1,68 kiloparsecs, cerca de 5.500 anos-luz.

As observações mostraram que já neste estágio inicial, a nuvem contém dois objetos, uma estrela central massiva e "primária" e outra estrela "secundária" em formação, também com massa elevada. Pela primeira vez, a equipe foi capaz de usar estas observações para deduzir a dinâmica do sistema. As observações mostraram que as duas estrelas em formação estão separadas por uma distância de aproximadamente 180 UA (1 UA, ou unidade astronômica, é a distância entre a Terra e o Sol). Portanto, estão bem distantes. Atualmente orbitam-se uma à outra com um período de no máximo de 600 anos e têm uma massa total de pelo menos 18 vezes a do Sol.

Outra descoberta do estudo foi que as estrelas binárias estão sendo estimuladas a partir de um disco comum alimentado pela nuvem em colapso e isto favorece um cenário no qual a estrela secundária do binário se formou como resultado da fragmentação do disco originalmente ao redor da primária. Isto permite que a protoestrela secundária, inicialmente mais pequena, "roube" matéria da sua irmã e eventualmente emergem como "gêmeas" bastante semelhantes.

Jonathan Tan disse: "Este é um resultado importante para entender o nascimento das estrelas massivas. Estas são importantes em todo o Universo pois produzem, no final das suas vidas, os elementos pesados que compõem a nossa Terra e que estão nos nossos corpos."

A pesquisa foi publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Descobertos 83 buracos negros supermassivos no Universo inicial

Astrônomos do Japão, de Taiwan e dos EUA (Universidade de Princeton) descobriram 83 quasares alimentados por buracos negros supermassivos, numa época em que o Universo tinha menos de 10% da sua idade atual.

© Yoshiki Matsuoka (ilustração de um quasar)

Este achado aumenta consideravelmente o número de buracos negros conhecidos naquela época e revela, pela primeira vez, quão comuns são no início da história do Universo. Além disso, fornece novas informações sobre o efeito dos buracos negros no estado físico do gás no Universo primordial, durante os seus primeiros bilhões de anos.

Os buracos negros supermassivos, encontrados nos centros das galáxias, podem ser milhões ou até bilhões de vezes mais massivos que o Sol. Embora sejam prevalentes ainda hoje, não se sabe quando se formaram pela primeira vez, e quantos existiam no Universo primitivo e distante. Um buraco negro supermassivo torna-se visível quando acumula gás ao seu redor, fazendo com que brilhe como um quasar. Os estudos anteriores foram apenas sensíveis aos raríssimos quasares mais luminosos e, portanto, aos buracos negros mais massivos. As novas descobertas sondam a população de quasares mais fracos, alimentados por buracos negros com massas comparáveis à maioria dos buracos negros vistos no Universo atual.

A equipe usou dados obtidos com um instrumento HSC (Hyper Suprime-Cam), acoplado no telescópio Subaru do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), localizado no cume do Mauna Kea, Havaí. O HSC tem um campo de visão fantástico, com 1,77 graus, ou sete vezes a área da Lua Cheia, montado num dos maiores telescópios do mundo. A equipe do HSC está examinando o céu ao longo de 300 noites de tempo de telescópio, espalhadas durante cinco anos.

Foram selecionados candidatos a distantes quasares dos dados sensíveis da pesquisa do HSC. Foi realizado então uma intensa campanha observacional para obter espectros destes candidatos, usando três telescópios: o telescópio Subaru, o GTC (Gran Telescopio Canarias) em La Palma, Canárias, Espanha; e o telescópio Gemini Sul no Chile. O levantamento revelou 83 quasares muito distantes e anteriormente desconhecidos. Juntamento com 17 quasares já conhecidos na região de estudo, os cientistas descobriram que existe aproximadamente um buraco negro supermassivo por giga-ano-luz cúbico, ou seja, se fragmentássemos o Universo em cubos imaginários com bilhões de anos de lado, cada um teria um buraco negro supermassivo.

A amostra de quasares neste estudo está a cerca de 13 bilhões de anos-luz da Terra; isto é, estamos vendo os astros como eram há 13 bilhões de anos. Dado que o Big Bang ocorreu há 13,8 bilhões de anos, estamos efetivamente olhando para trás no tempo, vendo estes quasares e buracos negros supermassivos como apareciam apenas mais ou menos 800 milhões de anos após a formação do Universo (conhecido).

É amplamente aceito que o hidrogênio no Universo já foi neutro, mas que foi "reionizado", dividido nos seus componentes, prótons e elétrons, na época em que a primeira geração de estrelas, galáxias e buracos negros supermassivos nasceram, nas primeiras centenas de milhões de anos depois do Big Bang. Este é um marco da história cósmica, mas ainda não se sabe o que forneceu a incrível quantidade de energia necessária para provocar a reionização. Uma hipótese convincente sugere que havia muitos mais quasares no Universo primitivo do que o detectado anteriormente, e que foi a sua radiação integrada que reionizou o Universo.

Porém, o número de quasares vistos é significativamente menor do que o necessário para explicar a reionização. A reionização foi provocada por outra fonte de energia, provavelmente várias galáxias que começaram a formar-se no Universo jovem.

Com base nos resultados obtidos até agora, a equipe está ansiosa por encontrar buracos negros ainda mais distantes e por descobrir quando surgiu no Universo o primeiro buraco negro supermassivo.

A pesquisa foi divulgada numa série de cinco artigos publicados nas revistas The Astrophysical Journal e Publications of the Astronomical Observatory of Japan.

Fonte: Princeton University

Brilho estelar no Cão Maior

Brilhando intensamente no centro da imagem vemos o sistema estelar múltiplo massivo Tau Canis Majoris, o membro mais brilhante do aglomerado Tau Canis Majoris (NGC 2362) situado na constelação do Cão Maior.

© ESO (NGC 2362)

Para além de Tau Canis Majoris, este aglomerado apresenta muitas outras estrelas jovens com apenas 4 ou 5 milhões de anos de idade, ou seja, mesmo no início das suas vidas cósmicas.

O aglomerado Tau Canis Majoris é um aglomerado aberto, um grupo de estrelas nascidas da mesma nuvem molecular, que por isso mesmo partilham a mesma composição química e se encontram ligadas entre si, ainda que ligeiramente, pela gravidade. Uma vez que nasceram juntas, estas estrelas fornecem-nos um laboratório estelar ideal para testar teorias de evolução estelar, a cadeia de eventos que leva desde o nascimento de uma estrela no seio de uma nuvem de gás fria e densa até à sua morte eventual.

Apesar de todas as estrelas nesta imagem se terem formado ao mesmo tempo, as diferentes massas que apresentam significam que levarão vidas muito diferentes. As estrelas que compõem o sistema múltiplo de Tau Canis Majoris são do tipo mais massivo e de curta vida que se conhece, o que significa que gastarão rapidamente o seu combustível nuclear, antes das suas companheiras de aglomerado menores, as quais continuarão ainda brilhando durante bilhões de anos.

Fonte: ESO

Uma gigantesca galáxia elíptica

Esta esfera de luz difusa é uma gigantesca galáxia elíptica repleta de incríveis 200 bilhões de estrelas.

© Hubble/J. Blakenslee (M49)

Ao contrário das galáxias espirais, que têm uma estrutura bem definida e possuem braços espirais pitorescos, as galáxias elípticas parecem bastante lisas e sem feições. É provável que essa galáxia, denominada Messier 49 (M49), tenha sido descoberta pelo astrônomo francês Charles Messier em 1771. A uma distância de 56 milhões de anos-luz e medindo 157.000 anos-luz de extensão, a M49 foi o primeiro membro do Aglomerado de galáxias Virgem a ser descoberto, e é a galáxia mais luminosa do que qualquer outra a sua distância ou mais próxima.

As galáxias elípticas tendem a conter uma porção maior de estrelas mais antigas do que as galáxias espirais e também não possuem estrelas azuis jovens. A M49 é muito amarelada, o que indica que as estrelas dentro dela são mais antigas que o Sol. De fato, o último grande episódio de formação estelar foi há cerca de seis bilhões de anos, antes mesmo de o Sol nascer!

A M49 também é rica em aglomerados globulares; ela hospeda cerca de 6.000, um número que supera os 150 encontrados dentro e ao redor da Via Láctea. Em média, esses aglomerados têm 10 bilhões de anos. A M49 também é conhecida por abrigar um buraco negro supermassivo em seu centro com a massa de mais de 500 milhões de sóis, identificáveis ​​pelos raios X que saem do núcleo da galáxia, como esta imagem do Hubble compreende observações infravermelhas, esses raios_X não são visíveis aqui.

Fonte: ESA

Estrelas K podem ser as ideais para encontrar mundos habitáveis

Os cientistas que procuram sinais de vida localizada além do nosso Sistema Solar enfrentam grandes desafios, um dos quais é o de que existem centenas de bilhões de estrelas, só na nossa Galáxia, a serem consideradas.

© NASA/JPL-Caltech/Tim Pyle (ilustração de um planeta que orbita uma estrela K)

Para restringir a busca, precisam de descobrir: que tipos de estrelas têm maior probabilidade de hospedar planetas habitáveis?

Um novo estudo descobriu que uma classe particular de estrelas chamadas estrelas K, que são mais fracas que o Sol, mas mais brilhantes que as estrelas mais tênues, podem ser um alvo particularmente promissor na busca por sinais de vida.

Porquê? Em primeiro lugar, as estrelas K vivem muito tempo, de 17 a 70 bilhões de anos, em comparação com os 10 bilhões de anos do Sol, dando bastante tempo para a vida evoluir. Além disso, as estrelas K têm menos atividade extrema na sua juventude do que as estrelas mais tênues do Universo, chamadas estrelas M ou anãs vermelhas.

As estrelas M oferecem algumas vantagens na busca por planetas habitáveis. São o tipo mais comum de estrela na Galáxia, correspondendo a cerca de 75% de todas as estrelas no Universo. São também frugais com o seu combustível e podem brilhar mais de um trilhão de anos. Um exemplo de uma estrela M, TRAPPIST-1, é conhecida por abrigar sete planetas rochosos do tamanho da Terra.

Mas a juventude turbulenta das estrelas M apresenta problemas para a potencial vida. As explosões estelares, liberações explosivas de energia magnética, são muito mais frequentes e energéticas do que as estrelas jovens parecidas com o Sol. As estrelas M também são muito mais brilhantes quando são jovens, até bilhões de anos após a sua formação, com energia que poderia ferver oceanos em qualquer planeta que algum dia pudesse estar na zona habitável.

"Eu gosto de pensar que as estrelas K estão no 'ponto ideal' entre as estrelas análogas do Sol e as estrelas M," disse Giada Arney, do Goddard Space Flight Center da NASA. Arney queria descobrir o aspeto das bioassinaturas num hipotético planeta em órbita de uma estrela K.

Os cientistas consideram a presença simultânea de oxigênio e metano na atmosfera de um planeta como uma forte bioassinatura porque estes gases gostam de reagir um com o outro, destruindo-se. De modo que se os dois estão presentes numa atmosfera, isso significa que algo os está produzindo rapidamente, muito possivelmente a vida.

No entanto, como os planetas ao redor de outras estrelas (exoplanetas) são tão remotos, é necessária a presença de quantidades significativas de oxigênio e metano na atmosfera de um exoplaneta para que sejam vistos por observatórios na Terra. A análise de Arney descobriu que a bioassinatura de oxigênio-metano é provavelmente mais forte em torno de uma estrela K do que numa estrela parecida com o Sol.

Arney usou um modelo de computador que simula a química e a temperatura de uma atmosfera planetária, e como esta atmosfera responde a diferentes estrelas hospedeiras. Estas atmosferas sintéticas passaram então através de um modelo que simula o espectro do planeta para mostrar o seu possível aspeto através de futuros telescópios.

"Quando colocamos o planeta em torno de uma estrela K, o oxigênio não destrói o metano tão rapidamente, de modo que pode acumular-se mais eficazmente na atmosfera," disse Arney. "Isto ocorre porque a luz ultravioleta da estrela K não gera gases de oxigênio altamente reativos que destroem o metano tão facilmente como numa estrela parecida com o Sol."

Este sinal de oxigênio-metano mais forte também foi previsto para planetas em torno de estrelas M, mas os seus altos níveis de atividade podem tornar as estrelas M incapazes de hospedar mundos habitáveis. As estrelas K fornecem a vantagem de uma maior probabilidade de detecção simultânea de oxigênio-metano em comparação com as estrelas tipo-Sol sem as desvantagens que acompanham uma hospedeira estelar do tipo M.

Adicionalmente, os exoplanetas em torno de estrelas K serão mais fáceis de ver do que aqueles em torno de estrelas semelhantes ao Sol, simplesmente porque as estrelas K são mais tênues. "O Sol é 10 bilhões de vezes mais brilhante do que um planeta parecido com a Terra ao seu redor. É muita luz para suprimir para um planeta em órbita ser visto. Uma estrela K pode ser 'apenas' bilhões de vezes mais brilhante do que uma Terra em órbita.

Esta análise também inclui a discussão sobre quais das estrelas K próximas podem ser os melhores alvos para futuras observações. Como não temos a capacidade de viajar para planetas em torno de outras estrelas devido às suas enormes distâncias, estamos limitados à análise da luz destes planetas em busca de um sinal de vida que possa aí estar presente. Ao separar esta luz nas suas cores componentes, ou espectro, os cientistas podem identificar os constituintes da atmosfera de um planeta, já que diferentes elementos emitem e absorvem cores distintas da luz.

"Eu acho que certas estrelas próximas, como 61 Cyg A/B, Epsilon Indi, Groombridge 1618 e HD 156026, podem ser alvos particularmente bons para pesquisas futuras de bioassinaturas," concluiu Arney.

Esta análise foi publicada na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Um morcego cósmico em voo

O Very Large Telescope (VLT) do ESO conseguiu captar a nebulosa etérea que se esconde nos cantos mais escuros da constelação de Órion, a NGC 1788, também conhecida por Morcego Cósmico.

© ESO/VLT (NGC 1788)

Esta nebulosa de reflexão em forma de morcego não emite radiação, em vez disso é iluminada por um aglomerado de estrelas jovens que se situa no seu centro, fracamente visível através das nuvens de poeira. Os instrumentos científicos sofreram grandes avanços desde que a NGC 1788 foi descrita pela primeira vez, o que faz com que esta imagem obtida pelo VLT seja a mais detalhada de sempre.

Apesar desta nebulosa fantasmagórica parecer estar isolada de outros objetos cósmicos, os astrônomos acreditam que a sua forma foi moldada por poderosos ventos estelares emitidos por estrelas massivas que se encontram mais longe. Estas correntes de plasma abrasador são lançadas, a grandes velocidades, a partir da atmosfera superior de uma estrela, moldando as nuvens que isolam as jovens estrelas do Morcego Cósmico.

A NGC 1788 foi inicialmente descrita pelo astrônomo William Herschel, que a incluiu num catálogo que serviu mais tarde de base para uma das maiores coleções de objetos do céu profundo, o New General Catalogue (NGC).

Em 1864 John Herschel publicou o Catálogo Geral de Nebulosas e Aglomerados (General Catalogue of Nebulae and Clusters), construído a partir de catálogos extensos e que continha mais de 5 mil entradas de objetos do céu profundo. Vinte e quatro anos mais tarde, este catálogo foi expandido por John Louis Emil Dreyer e publicado como o Novo Catálogo Geral de Nebulosas e Aglomerados de Estrelas (New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars — NGC), uma coleção bastante exaustiva de objetos do céu profundo.

Uma imagem desta nebulosa pequena e tênue tinha sido já captada pelo telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla do ESO, no entanto esta nova imagem não tem qualquer comparação. Parado em voo, os detalhes minuciosos das asas poeirentas do Morcego Cósmico foram obtidas no vigésimo aniversário de um dos instrumentos mais versáteis do ESO, o FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2).

O FORS2 é um instrumento que se encontra montado no Antu, um dos telescópios principais de 8,2 metros do VLT, situado no Observatório do Paranal, e a sua capacidade de observar enormes áreas do céu com extremo detalhe tornou-o num dos membros mais procurados de entre a frota de instrumentos científicos de vanguarda do ESO. Desde a sua primeira luz há 20 anos atrás, o FORS2 tornou-se no “canivete suíço dos instrumentos”. Esta designação vem da sua enorme variedade de funções. A versatilidade do FORS2 estende-se para além do uso puramente científico, a sua capacidade de captar belas imagens de elevada qualidade como esta é particularmente útil na divulgação científca.

Fonte: ESO

O começo do fim para o aglomerado de estrelas de Hyades

No céu noturno, olhe para cima e você verá um impressionante conjunto de estrelas em forma de V conhecidas como Hyades.

© STScI (Hyades)

É o mais próximo aglomerado de estrelas conhecido, a 150 anos-luz da Terra, e contém um tesouro de observações.

As estrelas das Hyades têm “apenas” centenas de milhões de anos de idade de modo que lançam luz sobre o passado da nossa própria estrela. O Sol também nasceu em um agrupamento, cercado por seus irmãos estelares. Todos eles se formaram na mesma nuvem de poeira e gás antes que o tempo os separasse. Agora, as medições do satélite Gaia da ESA mostram como o Sol passou a viver em sua atual solidão: as estrelas das Hyades também estão começando a seguir caminhos separados.

Os aglomerados abertos, que contêm centenas ou talvez milhares de estrelas, devem se separar é um dado. Enquanto enormes nuvens de poeira e gás formam estrelas, estas nuvens se dissipam quando as estrelas começam a brilhar. Depois disso, as interações gravitacionais facilmente interrompem as órbitas das estrelas. Mas até agora tem sido uma análise teórica, onde foram só testemunhadas as proeminentes correntes de estrelas retiradas de encontros estelares mais massivos, como aglomerados globulares ou galáxias anãs.

Agora, porém, os observadores através do satélite Gaia, mapearam as posições, distâncias e movimentos de bilhões de estrelas desde 2013. Siegfried Röser (Universidade de Heidelberg, Alemanha) e colegas usaram o mais recente lançamento de dados do Gaia para identificar estrelas pertencente ao Hyades. Estes incluem não apenas as estrelas localizadas dentro do próprio aglomerado, mas também aquelas que se espalham nas chamadas caudas das marés a centenas de anos-luz do centro do aglomerado.

Graças aos dados extremamente precisos do Gaia, a equipe pôde identificar quais estrelas estavam se movendo com o agloemerado enquanto ele orbita nossa galáxia e quais estrelas estavam se movendo um pouco mais rápido ou um pouco mais devagar à medida que a gravidade da Via Láctea os afastava do centro. Além de 501 estrelas dentro da própria Hyades, os astrônomos identificaram 292 estrelas até 550 anos-luz adiantadas do agloemrado e outras 237 estrelas atrasadas em até 230 anos-luz.

O estudo se estende além da eventual dissolução das Hyades. “Nossa descoberta mostra que é possível traçar as trajetórias de estrelas individuais da Via Láctea de volta ao seu ponto de origem em um aglomerado de estrelas,” explica Röser.

Um artigo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Sky & Telescope

Vento galáctico fornece pistas para a evolução das galáxias

A Galáxia do Charuto (M82) é famosa pela sua extraordinária velocidade em fabricar novas estrelas, 10 vezes mais depressa que a Via Láctea.

© Observatório Kitt Peak/SOFIA/Spitzer (M82)

A imagem acima é uma composição da Galáxia do Charuto, localizada a cerca de 12 milhões de anos-luz na direção da constelação de Ursa Maior. O campo magnético detectado pelo SOFIA parece seguir os fluxos bipolares (vermelho) gerados pela intensa formação estelar explosiva. A imagem combina luz estelar visível (cinzento) e traços de hidrogênio gasoso (vermelho) do Observatório Kitt Peak, com luz estelar e poeira no infravermelho próximo e longínquo (amarelo) do SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) e do telescópio espacial Spitzer.

Agora, foram usados dados do SOFIA para estudar esta galáxia em mais detalhe, revelando como o material que afeta a evolução das galáxias pode entrar no espaço intergaláctico.

Os pesquisadores descobriram, pela primeira vez, que o vento galáctico que flui do centro da Galáxia do Charuto está alinhado com o campo magnético e transporta uma massa muito grande de gás e poeira, o equivalente a 50 a 60 milhões de sóis.

Além de ser um exemplo clássico de uma galáxia "starburst", o que significa que está formando um número extraordinário de estrelas em comparação com a maioria das outras galáxias, a M82 também tem ventos fortes que sopram gás e poeira para o espaço intergaláctico. Os astrônomos há muito que teorizam que estes ventos também arrastariam o campo magnético da galáxia na mesma direção, mas, apesar de vários estudos, não havia nenhuma prova observacional do conceito.

Usando o observatório aéreo SOFIA, os cientistas descobriram definitivamente que o vento da Galáxia do Charuto não só transporta uma quantidade enorme de gás e poeira para o meio intergaláctico, como também arrasta o campo magnético de modo que fica perpendicular ao disco galáctico. De fato, o vento arrasta o campo magnético a mais de 2.000 anos-luz, quase a dimensão do próprio vento.

Estas observações indicam que os fortes ventos associados ao fenômeno de formação estelar explosiva podem ser um dos mecanismos responsáveis por "semear" material e injetar um campo magnético no meio intergaláctico próximo. Caso tenham ocorrido processos semelhantes no início do Universo, estes podem ter afetado a evolução fundamental das primeiras galáxias.

O mais novo instrumento do SOFIA, o HAWC+ (High-resolution Airborne Wideband Camera-Plus), usa luz infravermelha longínqua para observar grãos de poeira celeste, que se alinham ao longo das linhas do campo magnético. Com estes resultados, os astrônomos podem inferir a forma e a direção do campo magnético, de outra maneira invisível. A radiação infravermelha longínqua fornece informações importantes sobre os campos magnéticos porque o sinal é limpo e não está contaminado pela emissão de outros mecanismos físicos, como a luz visível dispersa.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Ames Research Center

Confirmado o primeiro candidato a exoplaneta do telescópio Kepler

Uma equipe internacional de astrônomos liderada pela estudante Ashley Chontos da Universidade do Havaí, anunciou a confirmação do primeiro candidato a exoplaneta identificado pela missão Kepler da NASA.

© IAC/Gabriel Perez Diaz (ilustração do sistema Kepler-1658)

Lançado há quase exatamente 10 anos atrás, o telescópio espacial Kepler descobriu milhares de exoplanetas usando o método de trânsito, que denota pequenas diminuições no brilho estelar quando um ou mais planetas passam em frente da estrela, da perspetiva do Sistema Solar. Dado que outros fenômenos podem imitar os trânsitos, os dados do Kepler revelam candidatos a planeta, mas são necessárias análises adicionais para os confirmar como planetas genuínos.

Apesar de ter sido o primeiro candidato a planeta descoberto pelo telescópio espacial Kepler da NASA, o objeto agora conhecido como Kepler-1658b teve um caminho difícil até à confirmação. A estimativa inicial do tamanho da estrela progenitora estava incorreta, de modo que os tamanhos de Kepler-1658 e de Kepler-1658b foram amplamente subestimados. Mais tarde, foi posto de lado como falso positivo, quando os números não faziam muito sentido para os efeitos vistos na sua estrela para um corpo daquele tamanho. Por sorte, o primeiro projeto científico de Chontos, que se concentrou na reanálise das estrelas do Kepler, teve lugar no momento certo.

"A nossa nova análise, que usa ondas sonoras estelares observadas nos dados do Kepler para caracterizar a estrela hospedeira, demonstrou que a estrela é de fato três vezes maior do que se pensava anteriormente. Isto, por sua vez, significa que o planeta é três vezes maior, revelando que Kepler-1658b é na realidade um Júpiter quente," explicou Chontos. Com esta análise refinada, tudo indicava que o objeto era realmente um planeta, mas ainda era necessária confirmação com novas observações.

O Kepler-1658 é 50% mais massiva e três vezes maior que o Sol. O planeta recém-confirmado orbita a uma distância de apenas duas vezes o diâmetro da estrela, tornando-o um dos planetas mais próximos de uma estrela evoluída, uma que se assemelha a uma futura versão do nosso Sol. À superfície de Kepler-1658b, a estrela teria 60 vezes o diâmetro do Sol quando visto da Terra.

Os planetas em órbita de estrelas evoluídas, parecidas com Kepler-1658, são raros, e a razão para esta ausência é pouco compreendida. A natureza extrema do sistema Kepler-1658 permite que os astrônomos coloquem novas restrições nas interações físicas complexas que podem fazer com que os planetas entrem em espiral em direção às suas estrelas hospedeiras. Os detalhes sobre Kepler-1658b sugerem que este processo ocorre mais lentamente do que se pensava e, portanto, pode não ser o principal motivo para a falta de planetas em torno de estrelas mais evoluídas.

Fonte: SETI Institute

Encontrado buraco negro de massa intermediária no Centro Galáctico

Os astrônomos detectaram um buraco negro furtivo graças ao modo como afeta uma nuvem de gás interestelar.

© NAOJ (ilustração de uma nuvem de gás girando em torno de um buraco negro)

Este buraco negro de massa intermediária é um dos mais de 100 milhões de buracos negros que se pensa habitarem a nossa Galáxia. Estes resultados fornecem um novo método para encontrar outros buracos negros ocultos e para ajudar a entender o crescimento e a evolução dos buracos negros.

Os buracos negros são objetos com uma gravidade tão forte que tudo, incluindo a luz, é absorvido e nada pode escapar. Dado que os buracos negros não emitem luz, os astrônomos têm que inferir a sua existência a partir dos efeitos que a sua gravidade produz em outros objetos.

Os buracos negros têm massas que variam entre cinco e milhões de vezes a massa do Sol, como é o caso dos buracos negros supermassivos. Os astrônomos pensam que os buracos negros pequenos se fundem e gradualmente se transformam em grandes, mas ninguém ainda tinha encontrado um com massa intermediária, com centenas ou milhares de vezes a massa do Sol.

Uma equipe de pesquisadores liderada por Shunya Takekawa do National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) observou HCN–0.009–0.044, uma nuvem de gás que se move estranhamente perto do centro da Galáxia, a 25.000 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Sagitário. Os astrônomos usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para realizar observações de grande resolução da nuvem e descobriram que está girando ao redor de um objeto massivo e invisível.

Takekawa explica: "As análises cinemáticas detalhadas revelaram que uma massa enorme, 30.000 vezes maior que a do Sol, estava concentrada numa região muito menor do que o nosso Sistema Solar. Isto e a ausência de qualquer objeto observado naquele local sugere fortemente um buraco negro de massa intermediária. Ao analisarmos outras nuvens anômalas, esperamos expor outros buracos negros silenciosos."

Tomoharu Oka, professor da Universidade Keio, acrescenta: "É importante que este buraco negro de massa intermediária tenha sido encontrado a apenas 20 anos-luz do buraco negro supermassivo no Centro Galáctico. No futuro, cairá no buraco negro supermassivo; tal como o gás que atualmente cai sobre ele. Isto suporta o modelo de fusão para o crescimento dos buracos negros."

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Galáxias em colisão

Localizada na constelação de Hércules, a cerca de 230 milhões de anos-luz de distância, a NGC 6052 é um par de galáxias em colisão.

© Hubble (NGC 6052)

Elas foram descobertas pela primeira vez em 1784 por William Herschel e foram originalmente classificadas como uma única galáxia irregular por causa de sua forma estranha. No entanto, sabemos agora que a NGC 6052 na verdade consiste de duas galáxias que estão em processo de colisão. Esta imagem particular da NGC 6052 foi obtida usando a Wide Field Camera 3 no telescópio espacial Hubble.

Há muito tempo, a gravidade reuniu as duas galáxias no estado caótico que agora observamos. Estrelas originais no interior das galáxias agora seguem novas trajetórias causadas pelos novos efeitos gravitacionais. No entanto, as colisões reais entre as próprias estrelas são muito raras, pois as estrelas são muito pequenas em relação às distâncias entre elas, sendo que a maior parte de uma galáxia é um espaço vazio. Eventualmente no futuro as duas galáxias terão se fundido para formar uma única galáxia estável.

Nossa própria galáxia, a Via Láctea, sofrerá uma colisão semelhante com nossa vizinha galáctica mais próxima, a galáxia de Andrômeda. Embora isso não deva acontecer antes de 4 bilhões de anos.

Fonte: ESA

Bolhas galácticas jogam pinball cósmico com partículas energéticas

As bolhas de sabão da experiência cotidiana na Terra são de até alguns centímetros de diâmetro e consistem em uma fina película de líquido contendo um pequeno volume de ar ou outro gás. No espaço, no entanto, existem bolhas muito diferentes, compostas de um gás mais leve dentro de uma mais pesada e podem ser enormes.

© Chandra (NGC 3079)

A galáxia NGC 3079, localizada a cerca de 67 milhões de anos-luz da Terra, contém duas bolhas enormes. Um par de regiões semelhantes a balões estende-se em lados opostos do centro da galáxia: um tem 4.900 anos-luz de diâmetro e o outro é apenas um pouco menor, com um diâmetro de cerca de 3.600 anos-luz. Sendo que, um ano-luz tem de cerca de 9 trilhões de quilômetros.

As bolhas enormes na NGC 3079 emitem luz na forma de raios X, óptica e rádio, tornando-as detectáveis ​​pelos telescópios da NASA. Nesta imagem composta, os dados de raios X do observatório Chandra são mostrados na cor púrpura e os dados ópticos do telescópio espacial Hubble da NASA são mostrados em laranja e azul.

Novas observações do Chandra mostram que, na NGC 3079, um acelerador de partículas cósmicas produz partículas altamente energéticas nas bordas das superbolhas. Estas partículas podem ser muito mais energéticas do que as criadas pelo Large Hadron Collider (LHC) da Europa, o mais poderoso acelerador de partículas feito pelo homem.

As bolhas enormes na NGC 3079 fornecem evidências de que elas podem ser a fonte de partículas de alta energia chamadas "raios cósmicos" que regularmente bombardeiam a Terra. Ondas de choque associadas a explosões de estrelas podem acelerar partículas até energias 100 vezes maiores que as geradas no LHC, mas os astrônomos não estão certos de onde vêm os raios cósmicos ainda mais energéticos. Este novo resultado sugere que estas bolhas podem ser uma fonte destes raios cósmicos altamente energéticos.

As regiões externas das bolhas geram ondas de choque à medida que se expandem e colidem com o gás circundante. Os cientistas acham que partículas carregadas se espalham ou rebatem em campos magnéticos emaranhados nestas ondas de choque. Quando as partículas atravessam a frente de onda, elas são aceleradas, como se recebessem um arremesso de uma máquina de pinball. Estas partículas energéticas podem escapar e algumas podem eventualmente atingir a atmosfera da Terra na forma de raios cósmicos.

A quantidade de ondas de rádio ou raios X em diferentes comprimentos de onda de uma das bolhas sugere que a fonte da emissão são elétrons em espiral ao redor das linhas do campo magnético, e irradiando por um processo chamado radiação síncrotron. Esta é a primeira evidência direta de radiação síncrotron em raios X de alta energia de uma super bolha do tamanho de uma galáxia, indicando as energias máximas que os elétrons alcançaram. Não se compreende porque a emissão síncrotron é detectada a partir de apenas uma das bolhas.

Os espectros de rádio juntamente com a localização da emissão de raios X ao longo das bordas das bolhas, implicam que as partículas responsáveis ​​pela emissão de raios X devem ter sido aceleradas nas ondas de choque, porque teriam perdido muita energia ao ser transportada do centro da galáxia.

As bolhas gigantes da NGC 3079 são primos mais jovens de "bolhas Fermi", localizadas primeiramente na Via Láctea em 2010. Os astrônomos acreditam que tais bolhas gigantes podem se formar quando processos associados à matéria caem em um buraco negro supermassivo no centro da galáxia, o que leva ao lançamento de enormes quantidades de energia na forma de partículas e campos magnéticos. As bolhas gigantes também podem ser esculpidas pelos ventos que fluem de um grande número de estrelas jovens e massivas.

Um artigo descrevendo estes resultados foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Dois "gritos" de nascimento de uma única protoestrela

Foi revelado as origens enigmáticas de duas correntes diferentes de gás numa protoestrela.

© ALMA (protoestrela MMS5/OMC-3)

Os astrônomos usando o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) descobriram que o fluxo lento e o jato veloz de uma protoestrela apresentam eixos desalinhados e que o primeiro começou a ser expelido antes do segundo.

As origens destes dois fluxos têm sido um mistério, mas estas observações fornecem sinais reveladores de que estas duas correntes foram lançadas de diferentes partes do disco em torno da protoestrela.

As estrelas do Universo têm uma ampla gama de massas, variando de centenas de vezes a massa do Sol a menos de um-décimo da massa do Sol. Para entender a origem desta variedade, os astrônomos estudam o processo de formação estelar, isto é, a agregação de gases e poeira cósmica.

As estrelas jovens recolhem o gás com a sua atração gravitacional, mas parte do material é ejetado pelas protoestrelas. Este material expelido forma um "grito" de nascimento estelar que fornece pistas para entender o processo de acumulação de massa.

Yuko Matsushita, aluna de pós-graduação da Universidade de Kyushu e a sua equipe através do ALMA observaram a estrutura detalhada do grito de nascimento da estrela bebê MMS5/OMC-3 e descobriram dois fluxos gasosos diferentes: um fluxo lento e um jato rápido. Existem alguns exemplos com dois fluxos vistos no rádio, mas MMS5/OMC-3 é excepcional.

"Medindo o desvio Doppler das ondas de rádio, podemos estimar a velocidade e a idade dos fluxos gasosos," disse Matsushita. "Descobrimos que o jato e o fluxo foram lançados há 500 e há 1.300 anos, respectivamente. Estes fluxos de gás são bem jovens."

Mais interessante, a equipe descobriu que os eixos dos dois fluxos estão desalinhados em 17 graus. O eixo dos fluxos pode ser alterado ao longo de grandes períodos de tempo devido à precessão da estrela central. Mas neste caso, tendo em conta a juventude extrema das correntes gasosas, os pesquisadores concluíram que o desalinhamento não é devido à precessão, mas está relacionado com o processo de lançamento.

Existem dois modelos concorrentes para o mecanismo de formação de fluxos e jatos protoestelares. Alguns pesquisadores assumem que as duas correntes são formadas independentemente em partes diferentes do disco de gás que rodeia a estrela bebê central, enquanto outros propõem que o jato é formado primeiro e que depois arrasta o material circundante para formar os fluxos mais lentos. Apesar de uma extensa pesquisa, os astrônomos ainda não chegaram a uma resposta conclusiva.

Um desalinhamento nos dois fluxos pode ocorrer no "modelo independente," mas é difícil no "modelo de arrasto". Além disso, foi  descoberto que o fluxo foi ejetado consideravelmente mais cedo do que o jato. Isto apoia claramente o "modelo independente."

"A observação combina bem com o resultado da minha simulação," disse Masahiro Machida, professor na Universidade de Kyushu. Há uma década atrás, realizou estudos pioneiros de simulação usando um supercomputador operado pelo National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ). Na simulação, o fluxo de grande angular é expelido da área externa do disco gasoso em torno de uma protoestrela, enquanto o jato colimado é lançado independentemente a partir da área interna do disco. "Um desalinhamento observado entre os dois fluxos de gás pode indicar que o disco em torno da protoestrela é deformado," acrescenta Machida.

"A alta sensibilidade e resolução angular do ALMA vai permitir encontrar mais sistemas jovens e com fluxos e jatos como o de MMS5/OMC-3," acrescentou Satoko Takahashi, astrônoma do NAOJ e do Observatório ALMA. "Estes vão fornecer pistas para entender os mecanismos de condução de fluxos e jatos. Além disso, o estudo destes objetos também nos vai dizer como os processos de acreção e ejeção de massa trabalham no estágio inicial de formação estelar."

Um artigo científico foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

As deficiências na teoria da formação de galáxias extremamente difusas

Uma equipe de astrônomos liderada pelos observatórios da Universidade da Califórnia estudou em grande detalhe uma galáxia tão tênue e em condições tão pristinas que age como uma cápsula do tempo, selada logo após o alvorecer do nosso Universo, apenas para ser desvendada pela mais recente tecnologia do Observatório W. M. Keck.

© Subaru (DGSAT I)

Usando o instrumento KCWI (Keck Cosmic Web Imager), a equipe descobriu uma galáxia ultra-difusa (UDG) bizarra e solitária.

Esta galáxia fantasmagórica, de nome DGSAT I, contradiz a teoria atual da formação de UDGs. Todas as UDGs estudadas anteriormente encontram-se em aglomerados galácticos, que informaram a base para a teoria de que já foram galáxias "normais", mas que com o tempo tornaram-se difusas devido a eventos violentos dentro do aglomerado.

Dado que DGSAT I é uma exceção rara de uma UDG descoberta longe de um aglomerado, pode fornecer uma janela mais clara para o passado. Não houve muita atividade em seu redor para manchar a sua composição e evolução. A fim de descobrir o que fez com que esta galáxia fosse tão esparsa no que toca à luz estelar, a equipe usou o KCWI para mapear a composição do objeto.

"A composição química de uma galáxia fornece um registo das condições ambientais durante sua formação, tal como os oligoelementos no corpo humano podem revelar uma vida inteira de hábitos alimentares e exposição a poluentes," disse Aaron Romanowsky, astrônomo dos observatórios da Universidade da Califórnia e Professor Associado do Departamento de Física e Astronomia da Universidade Estatal de San José.

A DGSAT I surpreendeu os pesquisadores com a sua composição química. As galáxias de hoje costumam ter elementos mais pesados, como ferro e magnésio, em comparação com as galáxias primitivas nascidas logo após o Big Bang. Mas o KCWI revelou que a DGSAT I parece ser anêmica; o teor de ferro da galáxia é notavelmente baixo, como se fosse formada a partir de uma nuvem de gás quase pristino, sem estar poluída pela morte de estrelas anteriores (supernovas). E, no entanto, os níveis de magnésio da DGSAT I são normais, consistentes com o que é esperado encontrar nas galáxias modernas. Isto é estranho, porque ambos os elementos são liberados durante as explosões de supernova; normalmente não encontramos um sem o outro.

"Nós não compreendemos esta combinação de poluentes, mas uma das nossas ideias é que as explosões extremas das supernovas fizeram a galáxia pulsar em tamanho durante a sua adolescência, de modo que retém preferencialmente magnésio em relação ao ferro," disse Romanowsky.

As UDGs são uma classe relativamente nova de galáxias descobertas pela primeira vez em 2015. São tão grandes quanto a Via Láctea, mas têm entre 100 e 1.000 vezes menos estrelas do que a nossa Galáxia, o que as torna pouco visíveis e difíceis de estudar.

O instrumento KCWI está construído para superar este obstáculo graças à sua extrema sensibilidade e capacidade para capturar espectros de  alta resolução dos objetos mais fracos e mais distantes do nosso Universo como as UDGs.

O KCWI realiza um tipo de observação chamada espectroscopia de campo integral, que capta dados em 3D em vez de 2D. Tradicionalmente, havia duas maneiras de estudar objetos celestes, seja por meio de imagens ou por espectroscopia. Este instrumento quebra a barreira entre os dois. Numa única observação, o KCWI capta a imagem, bem como o espectro de cada pixel na imagem, o que revela as propriedades físicas do objeto, como a composição, a temperatura, a velocidade e mais.

Os cientistas planejam usar o KCWI novamente, desta vez para concluir uma observação mais profunda de outra UDG parecida com DGSAT I;  verificando a sua composição em maior detalhe na esperança de desvendar mais dados que possam ajudar os astrônomos a se concentrarem na origem das UDGs.

Os resultados serão publicados na edição de 11 de abril de 2019 da revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: W. M. Keck Observatory