Mudando as regras do jogo

A imagem a seguir é do SS 433, um microquasar descoberto há 40 anos e situado a cerca de 18 mil anos-luz de distância da Terra na constelação da Águia.

© ALMA (SS 433)

Esta imagem, captada pela primeira vez nos comprimentos de onda submilimétricos pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), é especial porque mostra os jatos emitidos por um disco de material quente em rotação, que circunda o buraco negro situado no centro do SS 433. Devido à sua proximidade relativa, SS 433 é um objeto particularmente útil para pesquisadores que querem aprender mais sobre microquasares e os jatos que emitem.

A forma do saca-rolhas visível aqui é criada por um fenômeno conhecido como precessão; à medida que se deslocam para o espaço exterior, estes dois jatos rodam lentamente em torno de um eixo, de modo semelhante ao movimento de um giroscópio ou de um pião que vai parando, fazendo com que a orientação dos seus eixos de rotação variem. A escala desta estrutura é enorme, com 5.000 vezes o tamanho do Sistema Solar.

Um aspecto notável desta observação é que sua forma detalhada foi inteiramente prevista a partir de medidas espectroscópicas pelos telescópios Global Jet Watch no ano anterior, antes das observações do ALMA serem feitas. A sequência destas observações permitiu aos pesquisadores fazerem e testarem previsões sobre o trajeto que os jatos seguiriam, o que representou um novo marco no estudo dos microquasares. As observações resolveram também a questão de por que é que os jatos se encontram ainda quentes a distâncias tão grandes da sua origem; a sensibilidade do ALMA permitiu que os astrônomos identificassem que o reaquecimento do plasma ocorre quando lançamentos sucessivos de jatos se expandem e colidem uns com os outros.

Fonte: ESO

Novo método pode resolver a dificuldade de medir a expansão do Universo

Astrônomos demonstraram como uma combinação de observações de ondas gravitacionais e rádio, juntamente com uma modelagem teórica, pode transformar as fusões de pares de estrelas de nêutrons numa "régua cósmica" capaz de medir a expansão do Universo e resolver uma questão pendente sobre o seu ritmo.

© NRAO (ilustração do surto de ondas gravitacionais)

Os astrônomos usaram o VLBA (Very Long Baseline Array), o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e o GBT (Robert C. Byrd Green Bank Telescope) para estudar as consequências da colisão de duas estrelas de  nêutrons que produziram ondas gravitacionais detectadas em 2017. Este evento fornece uma nova maneira de medir o ritmo de expansão do Universo, conhecido como a Constante de Hubble. O ritmo de expansão do Universo pode ser usado para determinar o seu tamanho e idade, além de servir como uma ferramenta essencial para interpretar observações de objetos em outras partes do Universo.

Dois métodos principais de determinação da Constante de Hubble usam as características da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, radiação remanescente do Big Bang, ou o tipo Ia específico de explosões de supernova no Universo distante. No entanto, estes dois métodos fornecem resultados diferentes.

A técnica é semelhante à que usa explosões de supernova. Pensa-se que as explosões de supernova do tipo Ia tenham todas um brilho intrínseco que pode ser calculado com base na velocidade com que crescem e diminuem de brilho. A medição deste brilho, a partir da Terra, indica-nos a distância da explosão de supernova. A medição do desvio Doppler da luz da galáxia hospedeira indica a velocidade a que a galáxia se está afastando da Terra. A velocidade, dividida pela distância, produz a constante de Hubble. Para obter um valor preciso, têm que ser efetuadas muitas medições a distâncias diferentes.

Quando duas estrelas de  nêutrons colidem, produzem uma explosão e um surto de ondas gravitacionais. A forma do sinal da onda gravitacional diz aos cientistas quão "brilhante" foi este surto de ondas gravitacionais. A medição da intensidade das ondas gravitacionais recebidas na Terra, pode fornecer a distância.

No entanto, há uma reviravolta. A intensidade das ondas gravitacionais varia com a sua orientação em relação ao plano orbital das duas estrelas de  nêutrons. As ondas gravitacionais são mais fortes na direção perpendicular ao plano orbital e mais fracas se o plano orbital estiver de lado, visto da perspetiva da Terra.

Durante um período de meses, os astrônomos usaram os radiotelescópios para medir o movimento de um jato rápido de material ejetado da explosão. Estas medições foram usadas juntamente com simulações hidrodinâmicas detalhadas, para determinar o ângulo de orientação, permitindo assim a utilização das ondas gravitacionais para descobrir a distância.

Os cientistas dizem que esta única medição, de um evento a cerca de 130 milhões de anos-luz da Terra, ainda não é suficiente para resolver a incerteza, mas a técnica agora pode ser aplicada a futuras fusões de estrelas de  nêutrons detectadas com ondas gravitacionais.

Os resultados foram divulgados num artigo publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Dois buracos negros supermassivos em rota de colisão

Astrônomos descobriram um par distante de buracos negros titânicos em rota de colisão.

© A. Goulding (par de buracos negros supermassivos em rota de colisão)

A massa de cada buraco negro é superior a 800 milhões de vezes a do nosso Sol.

À medida que os dois se aproximam gradualmente numa espiral da morte, vão começar a liberar ondas gravitacionais que ondulam através do espaço-tempo. Estas ondulações cósmicas vão juntar-se ao ruído de fundo, ainda não detectado, das ondas gravitacionais de outros buracos negros supermassivos. Mesmo antes da colisão, as ondas gravitacionais que emanam do par de buracos negros supermassivos superam aquelas anteriormente detectadas pelas fusões de buracos negros e estrelas de nêutrons muito menores.

Os dois buracos negros supermassivos são especialmente interessantes porque estão a cerca de 2,5 bilhões de anos-luz da Terra. Coincidentemente, é aproximadamente o mesmo tempo que os astrônomos estimam que os buracos negros devem levar para começar a produzir as poderosas ondas gravitacionais.

No Universo atual, os buracos negros já estão emitindo estas ondas gravitacionais, mas, mesmo à velocidade da luz, as ondas só chegarão na Terra daqui a bilhões de anos. No entanto, esta descoberta pode ajudar os cientistas a estimar quantos buracos negros supermassivos próximos estão emitindo ondas gravitacionais que podemos detectar agora.

A detecção do fundo de ondas gravitacionais ajudaria a responder algumas das maiores incógnitas da astronomia, como a frequência com que as galáxias se fundem e se os pares de buracos negros supermassivos sequer se fundem ou se ficam presos numa valsa quase infinita em torno um do outro.

Os buracos negros supermassivos podem conter milhões ou até bilhões de vezes a massa do nosso Sol. Quase todas as galáxias, incluindo a nossa própria Via Láctea, contêm pelo menos um destes gigantes no seu núcleo. Quando as galáxias se fundem, os seus buracos negros supermassivos encontram-se e começam a orbitar-se um ao outro. Com o tempo, esta órbita fica mais restrita enquanto o gás e as estrelas passam entre os buracos negros e roubam energia.

No entanto, assim que os buracos negros supermassivos se aproximam demais, este roubo energético praticamente interrompe. Algumas teorias sugerem que ficam a mais ou menos 1 parsec (aproximadamente 3,2 anos-luz). Esta desaceleração dura quase indefinidamente e é conhecida como o "problema do parsec final". Neste cenário, apenas grupos muito raros de três ou mais buracos negros supermassivos resultam em fusões.

Os astrônomos não podem apenas procurar pares estagnados, porque muito antes dos buracos negros ficarem separados por 1 parsec, já estão demasiado perto um do outro para os distinguirmos como dois objetos separados. Além disso, só produzem ondas gravitacionais fortes quando superarem o obstáculo final do último parsec e ficarem ainda mais íntimos, sendo que os recém-descobertos buracos negros supermassivos estão separados por cerca de 430 parsecs.

Se o problema do parsec final não for, na realidade, um problema, então os astrônomos esperam que o Universo esteja repleto com o clamor de ondas gravitacionais de pares de buracos negros supermassivos no processo de fusão. Este ruído é chamado de fundo de ondas gravitacionais, onde o volume do barulho ajuda a estimar quantos buracos negros supermassivos existem.

Se dois buracos negros supermassivos colidirem e se combinarem, o evento enviará um trovão estrondoso que diminuirá o som de fundo, mas "ouvi-lo" não será tarefa fácil.

As ondas gravitacionais reveladoras geradas pela fusão de buracos negros supermassivos estão fora das frequências observáveis atualmente por experiências como o LIGO e Virgo, que já detectaram as fusões muito menores entre buracos negros e estrelas de nêutrons. Os cientistas que caçam ondas gravitacionais maiores, como originárias de colisões entre buracos negros supermassivos, dependem de conjuntos de estrelas especiais chamadas pulsares que agem como metrônomos, enviando ondas de rádio num ritmo constante. Se uma onda gravitacional passageira esticar ou comprimir o espaço entre a Terra e o pulsar, o ritmo ficará ligeiramente diferente.

A detecção do fundo de ondas gravitacionais, usando um destes pulsares, requer paciência e uma abundância de estrelas monitoradas. O ritmo de um único pulsar pode ser perturbado por apenas algumas centenas de nanossegundos ao longo de uma década. Quanto mais alto for o ruído de fundo, maiores serão as perturbações de temporização e mais rápida será a detecção.

Os dois titãs cósmicos foram detectados com o telescópio espacial Hubble. Embora os buracos negros supermassivos não sejam diretamente visíveis através de um telescópio óptico como o Hubble, são rodeados por aglomerados brilhantes de estrelas luminosas e gás quente atraídos pela poderosa atração gravitacional. Para o seu tempo na história, a galáxia que abriga o recém-descoberto par de buracos negros supermassivos é basicamente a galáxia mais luminosa do Universo. Além disso, o núcleo da galáxia está lançando duas plumas de gás extraordinariamente colossais. Quando apontaram o Hubble a fim de descobrir as origens das suas espetaculares nuvens de gás, os pesquisadores descobriram que o sistema não continha um, mas dois buracos negros.

A descoberta fornece um ponto de ancoragem para estimar quantas fusões de buracos negros supermassivos estão dentro da distância de detecção da Terra. As estimativas anteriores basearam-se em modelos computacionais da frequência de fusões galácticas, em vez de observações reais de pares de buracos negros supermassivos.

Com base nos dados, estima-se que existam cerca de 112 buracos negros supermassivos próximos emitindo ondas gravitacionais. A primeira detecção do fundo de ondas gravitacionais de fusões de buracos negros supermassivos deve, portanto, surgir dentro de cinco anos. Se esta detecção não for feita, poderá ser evidência de que o problema do parsec final é intransponível. Os astrônomos estão atualmente analisando outras galáxias parecidas àquela que abriga o novo binário composto por dois buracos negros supermassivos.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Princeton University

O fantasma do halo da nebulosa de Júpiter

Imagens da NGC 3242 mostram o escurecimento de uma estrela moribunda parecida com um Sol, conhecida como a Nebulosa do Fantasma de Júpiter.

© Chilean Advanced Robotic Telescope (NGC 3242)

Esta visão telescópica profunda e larga também encontra o halo externo raramente visto da bela nebulosa planetária na parte superior esquerda, assim como as estrelas da Via Láctea e as galáxias de fundo na constelação Hydra. A intensa radiação ultravioleta e de outro modo invisível da estrela anã branca central da nebulosa alimenta seu brilho ilusório na luz visível.

De fato, os planetas da estrela anã branca evoluída da NGC 3242 podem ter contribuído para as características e forma simétricas da nebulosa. A atividade começa na fase gigante vermelha da estrela, muito antes de produzir uma nebulosa planetária, é provavelmente a causa do halo mais extenso e mais fraco.

A NGC 3242 tem um ano-luz de extensão e está a cerca de 4.500 anos-luz de distância da Terra. As nuvens tênues de material incandescente à direita poderiam muito ser gás interestelar que por acaso se localizam perto o suficiente da anã branca da NGC 3242 para ser energizada por sua radiação ultravioleta.

Fonte: NASA

Estrelas massivas crescem da mesma forma que estrelas leves

Os astrônomos obtiveram a primeira vista detalhada, de face, de um disco gasoso que alimenta o crescimento de uma enorme estrela bebê.

© ALMA (protoestrela massiva G353.273+0.641)

Foi descoberto que partilha muitas características usuais com estrelas bebês mais leves, o que implica que o processo de formação é o mesmo, independentemente da massa final. Esta descoberta abre o caminho para uma melhor compreensão da formação estelar.

Uma protoestrela, uma estrela bebê ainda no processo de formação, é alimentada por um disco de gás circundante que cai em direção ao centro. Os detalhes do processo, como o porquê das estrelas se formarem com uma variedade ampla de massas, ainda não são claros. As estrelas de baixa massa que se formam na vizinhança do Sistema Solar permitem que os astrônomos observem de perto o processo. Por outro lado, as protoestrelas massivas são raras e até as mais próximas estão bem longe de nós.

Kazuhito Motogi, professor assistente da Universidade de Yamaguchi, Japão, e a sua equipe utilizaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para observar uma protoestrela massiva chamada G353.273+0.641 (abreviada G353). Localizada a 5.500 anos-luz de distância na direção da constelação de Escorpião, a G353 tem dez vezes a massa do Sol e ainda está crescendo. É um alvo único entre as protoestrelas massivas, porque podemos observar o seu disco gasoso a partir de cima. O ALMA revelou vistas detalhas de várias outras enormes estrelas infantis; no entanto, a maioria delas são vistas de lado, dificultando a observação das regiões internas dos discos.

As observações do ALMA captaram um disco giratório em torno de G353 com um raio oito vezes maior do que a órbita de Netuno. Pode parecer gigantesco, mas é um dos menores discos já encontrados em torno de uma protoestrela enorme. O ALMA também descobriu um invólucro de gás em torno do sistema três vezes maior do que o disco.

"Nós medimos o ritmo de acreção do gás do invólucro externo para o disco interno," comentou Motogi. "Isto ajuda-nos a estimar a idade da estrela bebê. Surpreendentemente, tem apenas 3.000 anos, a mais jovem das protoestrelas massivas conhecidas. Estamos testemunhando a primeira fase do crescimento de uma estrela gigante."

Curiosamente, o disco não é uniforme; o seu lado sudeste é mais brilhante do que outras partes, sendo a primeira vez que os astrônomos veem um disco assimétrico em torno de uma protoestrela massiva. A equipe também encontrou instabilidade no disco, que parece que se vai fragmentar; o que pode estar provocando a assimetria. Estas características são observadas frequentemente em torno de protoestrelas menores, sugerindo que os processos físicos essenciais são os mesmos na formação de estrelas de baixa massa e massa elevada.

"Estudos anteriores haviam sugerido que o processo de formação podia ser diferente para estrelas de massas diferentes," disse Motogi. "As nossas observações mostram a similaridade: um passo importante para entender como as protoestrelas massivas ganham massa a partir dos seus arredores."

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Descobrindo a história oculta de um asteroide gigante

O cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter preserva os processos de formação planetária, congelados no tempo.

© Mikiko Haba (ilustração de uma gigantesca colisão no asteroide Vesta)

Vesta, o segundo maior asteroide do cinturão de asteroides, fornece uma excelente oportunidade para os cientistas estudarem a origem e a formação dos planetas. Em particular, Vesta manteve a sua crosta, manto e núcleo metálico, tal como a Terra. O mapeamento cuidadoso de Vesta pela missão Dawn da NASA mostrou que a crosta no polo sul de Vesta é excepcionalmente espessa.

A Dra. Yi-Jen Lai, do Planetary Research Centre da Universidade Macquarie e colegas propuseram uma nova história evolutiva de Vesta, envolvendo um impacto gigantesco. Isto é baseado em determinações precisas de idade dos cristais de zircônio dos mesossideritos, um tipo enigmático de meteorito Vestano, e resolve passadas incertezas sobre a evolução de Vesta.

Os mesossideritos são um tipo de meteorito rochoso de ferro, consistindo de materiais da crosta e do núcleo derretido de asteroides. Estes misteriosos e raros meteoritos proporcionam uma visão única da catastrófica fragmentação de asteroides diferenciados (com camadas), provavelmente Vesta.

"O principal desafio é que menos de 10 grãos de zircônio, favoráveis à datação, foram relatados ao longo de algumas décadas. Desenvolvemos um novo método para encontrar zircônio em mesossideritos e, eventualmente, preparamos grãos suficientes para este estudo," disse a Dra. Makiko Haba, do Instituto de Tecnologia de Tóquio.

A equipe realizou uma datação de alta precisão usando os isótopos de urânio e chumbo de duas dúzias de grãos de zircônio em mesossideritos na ETH Zurique na Suíça.

"Nós descobrimos duas datas significativas: há 4.558,5 e 4.525,39 milhões de anos, que se relacionam com a formação da crosta inicial e com a mistura de metal-silicato provocada por uma colisão cósmica de 'toque e fuga'," comentou a Dra. Yi-Jen Lai.

Os cientistas propõem a nova explicação de "toque e fuga" para estes dois importantes novos momentos. No novo modelo, depois de Vesta já se ter diferenciado em camadas distintas de crosta, manto e núcleo, outro asteroide com aproximadamente um-décimo do tamanho de Vesta colidiu com ele, provocando a ruptura em grande escala do hemisfério norte. Os destroços deste impacto, compostos de todas as três camadas de Vesta, ficaram presos no hemisfério sul de Vesta, explicando a crosta anormalmente espessa que a sonda Dawn da NASA detectou no polo sul de Vesta. O novo modelo também explica com sucesso a forma distinta de Vesta e a ausência do mineral olivina do manto nos meteoritos Vestanos.

A equipa pensa que o conceito pode ser aplicado a outros corpos planetários a fim de reconstruir as suas histórias.

Um artigo foi publicado recentemente na revista Nature Geoscience.

Fonte: Tokyo Institute of Technology

Raios X assinalam buracos negros através do oceano cósmico

Como redemoinhos no oceano, os buracos negros giratórios no espaço criam uma torrente rodopiante em seu redor.

© NASA/Chandra (efeito de lente gravitacional em quatro quasares)

No entanto, os buracos negros não criam redemoinhos de vento ou água. Ao invés, produzem discos de gás e poeira aquecidos a centenas de milhões de graus que brilham em raios X.

Usando dados do observatório de raios X Chandra da NASA e alinhamentos fortuitos ao longo de bilhões de anos-luz, os astrônomos utilizaram uma nova técnica para medir a rotação de cinco buracos negros supermassivos. A matéria num destes vórtices cósmicos gira a mais de 70% da velocidade da luz.

Os astrônomos tiraram proveito de um fenômeno natural conhecido como lente gravitacional. Com o alinhamento certo, a flexão do espaço-tempo por um objeto massivo, como por exemplo uma galáxia grande, pode ampliar e produzir imagens múltiplas de um objeto distante, como previsto por Einstein.

Nesta mais recente investigação, através do Chandra e do efeito de lentes gravitacionais foi possível estudar seis quasares, cada um consistindo de um buraco negro supermassivo que consome rapidamente matéria de um disco de acreção circundante. O efeito da lente gravitacional de cada um destes quasares, por uma galáxia interveniente, criou várias imagens de cada quasar, como visto nestas imagens do Chandra de quatro dos alvos. Para separar as imagens de cada quasar foi necessária a capacidade do Chandra em obter imagens muito detalhadas.

O principal avanço feito pelos pesquisadores neste estudo foi que tiraram proveito das "microlentes", onde estrelas individuais na galáxia interveniente forneceram uma ampliação adicional da luz do quasar. Uma ampliação maior significa que uma região menor está produzindo a emissão de raios X.

Os cientistas, seguidamente, usaram a propriedade de que um buraco negro giratório arrasta o espaço em seu redor e permite que a matéria orbite mais perto do buraco negro do que é possível para um buraco negro não giratório. Portanto, uma região emissora menor, correspondente a uma órbita rígida, geralmente implica um buraco negro com maior rotação. Os autores concluíram, a partir da sua análise de microlentes, que os raios X vêm de uma região tão pequena que os buracos negros devem estar girando muito depressa.

Os resultados mostraram que um dos buracos negros, no quasar de lente chamado "Cruz de Einstein", está girando próximo do ritmo máximo possível. Isto corresponde ao horizonte de eventos, o ponto de não retorno do buraco negro, girando à velocidade da luz, 300.000 km/s. Quatro outros buracos negros na amostra estão girando, em média, a cerca de metade desta velocidade.

Para a Cruz de Einstein a emissão de raios X é de uma parte do disco inferior a 2,5 vezes o tamanho do horizonte de eventos, e para os outros 4 quasares os raios X vêm de uma região com quatro a cinco vezes o tamanho do horizonte de eventos.

Como é que estes buracos negros podem girar tão depressa? Os pesquisadores pensam que estes buracos negros supermassivos cresceram, provavelmente, acumulando a maior parte do seu material ao longo de bilhões de anos a partir de um disco de acreção com orientação e direção de rotação semelhantes, em vez de direções aleatórias. Como um carrossel que continua sendo empurrado na mesma direção, os buracos negros continuaram ganhando velocidade.

Os raios X detectados pelo Chandra são produzidos quando o disco de acreção em torno do buraco negro cria uma nuvem, ou coroa, com vários milhões de graus, acima do disco perto do buraco negro. Os raios X desta coroa são refletidos da orla interna do disco de acreção e as fortes forças gravitacionais perto do buraco negro distorcem o espectro refletido de raios X, isto é, a quantidade de raios X vistos com diferentes energias. As grandes distorções vistas nos espectros de raios X dos quasares aqui estudados implicam que a orla interna do disco deve estar próxima dos buracos negros, mais evidências de que devem estar girando depressa.

Os quasares estão localizados a distâncias que variam de 8,8 a 10,9 bilhões de anos-luz, e os buracos negros têm massas entre 160 e 500 milhões de vezes a do Sol. Estas observações de quasares sob o efeito de lentes gravitacionais foram as mais longas já feitas com o Chandra, com tempos totais de exposição que variam entre 1,7 e 5,4 dias.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Hubble capta fogos de artifício cósmicos em ultravioleta

Imagine fogos de artifício em câmera lenta que começaram a explodir há quase dois séculos e que não pararam desde então.

© Hubble (Eta Carinae no ultravioleta)

É assim que você pode descrever este sistema de estrelas duplas localizado a 7.500 anos-luz de distância na constelação de Carina (A Quilha do Navio). Em 1838, Eta Carinae passou por uma erupção cataclísmica chamada Grande Erupção, escalando rapidamente para se tornar em 1844 a segunda estrela mais brilhante do céu em abril daquele ano. A estrela, desde então, desapareceu, mas esta nova visão do telescópio espacial Hubble mostra que a exibição espetacular ainda está em andamento e revela detalhes que nunca foram vistos antes.

Ejeções com massas violentas não são incomuns na história de Eta Carinae; o sistema foi alterado por erupções caóticas, muitas vezes explodindo partes de si mesmo no espaço. Mas a Grande Erupção foi particularmente dramática. A maior das duas estrelas é uma estrela massiva e instável perto do fim de sua vida, e o que os astrônomos testemunharam ao longo de um século e meio atrás foi, na verdade, uma experiência estelar de quase morte.

O surto de luz resultante foi ofuscado apenas por Sirius, que é quase mil vezes mais próximo da Terra, e por um tempo fez de Eta Carinae uma importante estrela de navegação para marinheiros nos mares do sul, mas a intensidade da luz gradualmente diminuiu. Pesquisadores que estudam a estrela hoje ainda podem ver a assinatura da Grande Erupção em seus arredores; a enorme forma de haltere é formada pela poeira e gás e outros filamentos que foram lançados para o espaço na explosão. Estas nuvens quentes e brilhantes são conhecidas como a Nebulosa do Homúnculo e têm sido alvo do Hubble desde o seu lançamento em 1990.

De fato, a estrela volátil foi fotografada por quase todos os instrumentos do Hubble por mais de 25 anos. Os astrônomos observaram o drama cósmico em resolução cada vez maior. Esta última imagem foi criada usando a Wide Field Camera 3 do Hubble para mapear o gás quente de magnésio brilhando em luz ultravioleta (mostrado em azul).

Os cientistas há muito sabem que o material exterior lançado na erupção dos anos 1840 foi aquecido por ondas de choque geradas quando colidiu com material previamente ejetado da estrela. A equipe que captou esta nova imagem esperava encontrar a luz do magnésio proveniente do conjunto complicado de filamentos visto na luz do nitrogênio incandescente (mostrado em vermelho). Em vez disso, toda uma nova estrutura de magnésio luminoso foi encontrada no espaço entre as bolhas bipolares empoeiradas e os filamentos exteriores ricos em nitrogênio aquecidos pelo choque.

"Descobrimos uma grande quantidade de gás quente que foi ejetado na Grande Erupção, mas ainda não colidiu com o outro material que envolve Eta Carinae," explicou Nathan Smith, do Observatório Steward, da Universidade do Arizona. A maior parte da emissão está localizada onde esperava-se encontrar uma cavidade vazia.

Estes dados recentemente revelados são importantes para entender como a erupção começou, porque representa a ejeção rápida e energética de material que pode ter sido expelido pela estrela pouco antes da erupção do resto da nebulosa. Os astrônomos precisam de mais observações para medir exatamente o quão rápido o material está se movendo e quando foi ejetado.

Outra característica marcante da imagem são as faixas visíveis na região azul fora da bolha inferior esquerda. Estas estrias aparecem onde os raios de luz da estrela percorrem os aglomerados de poeira espalhados ao longo da superfície da bolha. Onde quer que a luz ultravioleta atinja a poeira densa, ela deixa uma sombra longa e fina que se estende além do lóbulo para o gás circundante. "O padrão de luz e sombra lembra os raios solares que vemos em nossa atmosfera quando a luz solar passa pela borda de uma nuvem, embora o mecanismo físico que cria a luz de Eta Carinae seja diferente," observou Jon Morse, membro do grupo BoldlyGo Institute em Nova York.

Esta técnica de busca em luz ultravioleta por gás quente poderia ser usada para estudar outras estrelas e nebulosas gasosas, dizem os pesquisadores.

“Usamos o Hubble há décadas para estudar Eta Carinae em luz visível e infravermelha, e pensamos que tínhamos uma explicação bastante completa de seus detritos ejetados. Mas esta nova imagem de luz ultravioleta parece surpreendentemente diferente, revelando gás que não vemos em imagens de luz visível ou infravermelha,” disse Smith.

As causas da Grande Erupção de Eta Carinae continuam sendo objeto de especulação e debate. Uma teoria recente sugere que Eta Carinae, que pode ter pesado até 150 sóis, começou como um sistema triplo, e a ejeção de massa da década de 1840 foi desencadeada quando a estrela principal devorou um de suas companheiras, disparando mais de dez vezes a massa do nosso Sol no espaço.

Enquanto as circunstâncias exatas da explosão de luz que mostra a parada continuam sendo um mistério por enquanto, os astrônomos estão mais certos de como este espetáculo de luz cósmica será concluído. A exibição de fogos de artifício de Eta Carinae está fadada a chegar ao final quando explodir como uma supernova, superando em muito sua última explosão poderosa. Isso já pode ter acontecido, mas o tsunami de luz de uma explosão tão ofuscante levaria 7.500 anos para chegar à Terra.

Fonte: ESA

Vermelha e morta há muito tempo

Esta nuvem de gás em tons avermelhados chama-se Abell 24 e situa-se na constelação do Cão Menor.

© ESO/VLT (Abell 24)

Trata-se de uma nebulosa planetária, uma erupção de gás e poeira que ocorre quando uma estrela morre e lança as suas camadas exteriores para o espaço. Apesar do nome, as nebulosas planetárias nada têm a ver com planetas. O termo foi usado por William Herschel, o famoso descobridor do planeta Urano; num momento em que a astronomia era de baixa resolução, estes objetos nebulosos pareciam planetas gigantes imersos num cosmos escuro.

Uma estrela do tipo do Sol passa a maior parte da sua vida convertendo hidrogênio em hélio no seu núcleo. No final da vida, a estrela gasta este combustível, tornando-se instável. Não conseguindo resistir à atração gravitacional que a comprime, o núcleo da estrela começa a colapsar.

A temperatura no centro aumenta drasticamente enquanto as camadas exteriores mais frias se expandem, fazendo com que toda a estrela “inche” e se transforme numa gigante vermelha. Quando começar esta transformação para gigante vermelha, o nosso Sol se expandirá até envolver completamente os planetas internos, incluindo a Terra, aumentando mais de 250 vezes o tamanho atual do seu raio. Ventos fortes expelirão então as camadas gasosas mais exteriores da estrela, dando origem a uma concha de gás que se espalhará na vastidão do espaço.

O lançamento para o espaço da atmosfera de uma gigante vermelha, irá eventualmente expôr o seu núcleo quente e luminoso, que emitirá radiação ultravioleta intensa e ionizará o gás circundante.

Esta imagem mostra o tênue brilho do que restou de uma estrela morta há muito tempo.

Fonte: ESO

Flor de cerejeira galáctica

A galáxia NGC 1156 se assemelha a uma delicada flor de cerejeira que floresce na primavera nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1156)

As muitas emissões brilhantes dentro da galáxia são, de fato, berçários estelares, ou seja, regiões onde novas estrelas estão ganhando vida. A luz energética emitida por estrelas recém-nascidas nessas regiões flui para fora e encontra bolsões próximos de gás hidrogênio, fazendo com que brilhe com um tom rosado característico.

A NGC 1156 está localizada na constelação de Áries. É classificada como uma galáxia anã irregular, o que significa que falta uma espiral clara ou forma arredondada, como outras galáxias têm, e está no lado menor, embora com uma região central relativamente grande que é mais densamente repleta de estrelas.

Alguns bolsões de gás dentro da NGC 1156 giram na direção oposta ao resto da galáxia, sugerindo que houve um encontro próximo com outra galáxia no passado da NGC 1156. A gravidade dessa outra galáxia e o caos turbulento de tal interação poderia ter distorcido a provável rotação mais ordenada do material dentro da NGC 1156, produzindo o comportamento estranho que vemos hoje.

Fonte: ESA

Hubble e Spitzer revelam atmosfera de planeta de tamanho médio

Dois telescópios espaciais da NASA uniram forças para identificar, pela primeira vez, a "impressão digital" química detalhada de um planeta com tamanho intermediário entre o da Terra e o de Netuno.

© NASAESA/D. Player (emissão de gás no exoplaneta GJ 3470 b)

Não existe nenhum planeta como este no nosso Sistema Solar, mas são comuns em torno de outras estrelas.

O planeta, Gliese 3470 b, também conhecido como GJ 3470 b, pode ser um cruzamento entre a Terra e Netuno, com um grande núcleo rochoso enterrado sob uma profunda atmosfera de hidrogênio e hélio. O planeta é mais massivo do que a Terra, com 12,6 massas terrestres, mas menos massivo que Netuno, que tem mais de 17 massas terrestres.

Muitos mundos semelhantes já foram descobertos pelo observatório espacial Kepler da NASA, cuja missão terminou em 2018. De fato, 80% dos planetas na nossa Galáxia podem cair nesta gama de massas. No entanto, os astrônomos nunca foram capazes de compreender a natureza química de tal planeta. Até agora.

Ao fazerem um inventário do conteúdo da atmosfera de GJ 3470 b, os astrônomos conseguiram descobrir pistas sobre a natureza e origem do planeta.

"Esta é uma grande descoberta, da perspetiva da formação planetária. O planeta orbita muito perto da estrela e é bem menos massivo do que Júpiter, que tem 318 vezes a massa da Terra, mas conseguiu acumular a atmosfera primordial de hidrogênio e hélio que em grande parte não está 'poluída' por elementos mais pesados," comentou Björn Benneke da Universidade de Montreal, no Canadá. "Não temos nada assim no Sistema Solar e é isso que o torna tão impressionante".

Os astrônomos recrutaram as capacidades combinadas de vários comprimentos de onda dos telescópios espaciais Hubble e Spitzer da NASA para fazer um estudo inédito da atmosfera do exoplaneta GJ 3470 b.

Tal foi conseguido medindo a absorção da luz estelar à medida que o planeta passava em frente (trânsito) da sua estrela e a perda da luz refletida do planeta quando passava por trás (eclipse) da estrela. Os telescópios espaciais observaram 12 trânsitos e 20 eclipses. A ciência de analisar as impressões digitais químicas com base na luz é chamada "espectroscopia".

Qual é a sua classificação: deverá ser chamado de "super-Terra" ou "sub-Netuno"? Ou talvez outro nome?

Por sorte, a atmosfera de GJ 3470 b mostrou-se na maior parte limpa, com apenas neblinas finas, permitindo que os cientistas examinassem profundamente a atmosfera.

"Esperávamos uma atmosfera fortemente enriquecida com elementos mais pesados, como oxigênio e carbono, que formam vapor de água e metano abundantes, de modo idêntico ao que vemos em Netuno," explicou Benneke. "Em vez disso, encontramos uma atmosfera tão pobre em elementos pesados que a sua composição se assemelha à composição rica em hidrogênio e hélio do Sol."

Pensa-se que outros exoplanetas, chamados "Júpiteres quentes", se formem longe das suas estrelas e, com o tempo, migrem para muito mais perto. Mas este planeta parece ter sido formado exatamente onde está hoje.

A explicação mais plausível é que GJ 3470 b nasceu precariamente perto da sua estrela anã vermelha, que tem mais ou menos metade da massa do nosso Sol. Essencialmente, o exoplaneta começou como uma rocha seca e rapidamente acretou hidrogênio de um disco protoplanetário de gás quando a sua estrela era ainda muito jovem. É possível que o disco se dissipou antes que o planeta pudesse aumentar ainda mais.

O telescópio espacial James Webb da NASA será capaz de investigar ainda mais profundamente a atmosfera de GJ 3470 b, graças à sua sensibilidade sem precedentes no infravermelho. Os novos resultados já suscitaram grande interesse dos cientistas que estão desenvolvendo os instrumentos do telescópio. Os astrônomos vão observar os trânsitos e os eclipses de GJ 3470 b no visível, onde as neblinas atmosféricas se tornam cada vez mais transparentes.

Fonte: Université de Montréal

O eclipse solar total sul-americano

Quando a Terra e o Sol se alinham e a Lua está entre os dois astros ocorre um eclipse solar.

© NASA (campo magnético tridimensional do Sol)

Esta visualização mostra o campo magnético tridimensional do Sol durante uma rotação solar completa. Os pesquisadores da Predictive Science modelaram linhas do campo magnético solar para calcular a presença de estruturas complexas na coroa.

A sonda solar Parker explorará a coroa, uma região do Sol vista apenas da Terra quando a Lua bloqueia a face brilhante do Sol durante eclipses solares totais. A coroa solar contém as respostas para muitas das questões pendentes sobre a atividade e os processos do Sol. A fotografia abaixo foi tirada durante o eclipse solar total em 21 de agosto de 2017.

© NASA (eclipse solar total)

O eclipse solar pode ser de três tipos: total (quando a lua encobre totalmente a luz solar), parcial (apenas uma parte da iluminação é encoberta pela Lua) e anelar, quando a distância entre os astros faz a Lua se posicionar na frente do Sol, mas encobrindo apenas o centro, assim formando um anel de luz em torno da sombra da Lua que cobre o Sol. Os eclipses solares totais costumam acontecer em algum ponto do mundo a cada 18 meses, em média.

O único eclipse solar total de 2019 poderá ser observado no Chile e Argentina nesta terça-feira, 2 de julho, no que é considerado o maior evento astronômico do ano. No Brasil, teremos a mesma chance apenas em 2045. O Brasil está majoritariamente fora da área englobada pela escuridão resultante do alinhamento entre o Sol, a Lua e a Terra, mas o fenômeno poderá ser parcialmente observado, entre 5% a 60% de cobertura do Sol, em algumas regiões, com exceção do Nordeste, onde infelizmente ninguém notará que a Lua escondeu o Sol por alguns minutos.

Em São Paulo, será possível ver cerca de 27% de cobertura do Sol, cujo início do eclipse parcial ocorrerá às 17h e o máximo às 17h29, porém o Sol se põe às 17h32, antes do encerramento do eclipse parcial que será às 18h44. A cidade de Porto Alegre será a capital de estado brasileiro com melhor visibilidade, com cerca de 60% da área sombreada pela Lua.

O eclipse solar total começará no Oceano Pacífico (a leste da Nova Zelândia) às 13h55 (horário de São Paulo), percorrendo a América do Sul, do oeste para leste: passará às 16h38 (hora local) pelas regiões de Atacama, La Serena e Coquimbo (Chile); e a partir das 17h40 (hora local) pelas províncias argentinas de San Juan, Córdoba, Santa Fe e norte de Buenos Aires até perder-se no Oceano Atlântico. A velocidade média da sombra da Lua cruzando a América do Sul será de 2.735 quilômetros por hora, o que é 2,5 vezes mais rápido do que um jato supersônico.

É um fenômeno fascinante, porém, efêmero: a duração média é de dois minutos, a maior duração deverá ocorrer cerca de 1.000 quilômetros da Ilha de Páscoa (Chile), onde o dia se transformará em noite por um total de 4 minutos e 32 segundos.

Os eclipses solares, parciais ou totais, não podem ser assistidos a olho nu. Não utilize óculos escuros, chapa de raio X, binóculos e filme de câmera fotográfica analógica. Deve-se usar óculos especiais ou vidro “lente de soldador”, com coloração 14, tipo encontrado em vidraçarias e de baixo custo.

O eclipse poderá ser visto pela internet. O Observatório Europeu do Sul (ESO) vai transmitir imagens do fenômeno a partir das 16h15. A NASA em parceria com Exploratorium realizará uma transmissão a partir das 17h. Outra opção é assistir pelo canal do TimeAndDate.com no YouTube a partir das 16h.

Fonte: Cosmo Novas

O prelúdio de novas estrelas numa galáxia espiral

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra bolsões brilhantes e coloridos de formação estelar florescendo como rosas em uma galáxia espiral chamada NGC 972.

© Hubble (NGC 972)

O brilho laranja-rosa é criado quando o gás hidrogênio reage à luz intensa que flui para fora das estrelas recém-nascidas próximas. Estas manchas brilhantes podem ser vistas aqui em meio a fluxos escuros e emaranhados de poeira cósmica.

Os astrônomos procuram estes sinais reveladores de formação de estrelas quando estudam as galáxias em todo o cosmos, pois as taxas de formação de estrelas oferecem pistas importantes sobre como estas coleções colossais de gás e poeira evoluíram ao longo do tempo. Novas gerações de estrelas contribuem com forças e fatores mais amplos que moldam as galáxias por todo o Universo, tais como gravidade, radiação, matéria ordinária e matéria escura.

O astrônomo alemão-britânico William Herschel é creditado com a descoberta da NGC 972 em 1784. Desde então, os astrônomos mediram sua distância, encontrando-a a pouco menos de 70 milhões de anos-luz da Terra.

Fonte: NASA

Modelo explica mistério do surgimento de buracos negros supermassivos

O mistério da formação de imensos buracos negros durante estágios muito iniciais da história do Universo pode estar perto de ser solucionado.

© Western University/Scott Woods (ilustração de um buraco negro supermassivo)

Uma equipe de astrofísicos da Universidade Ocidental de Ontário, no Canadá, encontrou evidências para a formação direta de buracos negros que não dependeriam de remanescentes de estrelas para se formarem. Shantanu Basu e Arpan Das, do Departamento de Física e Astronomia, desenvolveram uma explicação para a distribuição que se pode observar da massa e da luminosidade dos buracos negros supermassivos, para as quais não havia explicações científicas anteriormente.

O modelo se baseia em uma suposição bastante simples: buracos negros supermassivos se formam muito rapidamente, em períodos extremamente curtos. E então, de repente, sua formação se interrompe. Esta explicação contrasta com a compreensão atual de como se formam buracos negros de massa estelar, que sugere que eles emergem quando o centros de uma estrelas muito massiva colapsa sobre si mesmo.

“Esta é uma evidência observacional indireta de que os buracos negros se originam de colapsos diretos, e não de remanescentes estelares,” diz Basu. Ele é reconhecido internacionalmente como um especialista nos estudos dos estágios iniciais de formação de estrelas e da evolução de discos protoplanetários.

Basu e Das desenvolveram um novo modelo matemático calculando a função de massa de buracos negros supermassivos que se formam durante um período limitado de tempo, e passam por um rápido crescimento exponencial de massa. O crescimento de massa pode ser regulado pelo Limite de Eddington,  que é definido por um equilíbrio entre forças de radiação e gravitação, ou até mesmo excedê-lo por por um pequeno fator.

“Os buracos negros supermassivos só tiveram um curto período de tempo onde puderam crescer rapidamente. Em algum momento, devido a toda a radiação no Universo que foi criada por outros buracos negros e estrelas, a produção deles parou. Esse é o cenário do colapso direto,” explica Basu.

Durante a última década, muitos buracos negros supermassivos, que são um bilhão de vezes mais massivos que o Sol, foram observados com elevados redshifts (desvios para o vermelho), o que significa que eles existiam em nosso Universo cerca de 800 milhões de anos após o Big Bang. A presença destes buracos negros jovens e muito massivos questiona nossa compreensão atual da formação e do crescimento destes objetos cósmicos. O cenário de colapso direto permite massas iniciais muito maiores do que o cenário de surgimento via remanescente estelar, e pode ajudar a explicar estas observações. Este novo resultado fornece evidências de que estes buracos negros de colapso direto foram de fato produzidos no início do Universo.

Basu acredita que estes novos resultados podem ser usados em observações futuras para inferir a história de formação de buracos negros extremamente massivos, que existiram em tempos muito iniciais do nosso Universo.

Os resultados foram publicados na revista Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Scientific American

Anéis de Urano "brilham" em luz fria

Os anéis de Urano são invisíveis para todos, menos para os maiores telescópios, que só foram descobertos em 1977, e destacam-se como surpreendentemente brilhantes em novas imagens térmicas do planeta obtidas por dois grandes telescópios no Chile.

© NRAO (ilustração do planeta Urano e do seu sistema de anéis escuros)

O brilho térmico abre outra janela para os anéis, que foram apenas observados porque refletem um pouco de luz no visível e no infravermelho próximo. As novas imagens obtidas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e pelo VLT (Very Large Telescope) permitiu medir, pela primeira vez, a temperatura dos anéis: uns frios 77 Kelvin (-196,15º C), a temperatura de ebulição do nitrogênio líquido.

As observações também confirmam que o anel mais brilhante e denso de Urano, chamado anel épsilon, difere dos outros sistemas de anéis conhecidos dentro do nosso Sistema Solar, em particular dos anéis espetacularmente bonitos de Saturno.

"Os anéis de Saturno, principalmente de gelo, são brilhantes, largos e as suas partículas têm vários tamanhos, desde tamanhos microscópicos no anel D, o mais interno, até dezenas de metros nos anéis principais," disse Imke de Pater, professora de astronomia na Universidade da Califórnia em Berkeley, EUA.

Em comparação, os anéis de Júpiter contêm principalmente partículas de tamanho micrométrico. Os anéis de Netuno são na sua maioria poeira e até mesmo Urano tem camadas largas de poeira entre os anéis estreitos principais.

Os anéis podem ser antigos asteroides capturados pela gravidade do planeta, remanescentes de luas que colidiram umas com as outras e se fragmentaram, restos de luas dilaceradas quando passaram demasiado perto de Urano, ou detritos remanescentes do tempo de formação há 4,5 bilhões de anos.

Os anéis de Urano são composicionalmente diferentes do anel principal de Saturno, no sentido que no visível e no infravermelho, o albedo é muito mais baixo: são realmente escuros, como carvão. São também extremamente estreitos em comparação com os anéis de Saturno. O mais largo, o anel épsilon, varia de 20 a 100 quilômetros de largura, enquanto os de Saturno têm centenas ou dezenas de milhares de quilômetros de largura.

© ALMA (composição da atmosfera e dos anéis de Urano)

A imagem acima mostra a atmosfera e os anéis de Urano no rádio, obtida pelo ALMA em dezembro de 2017. As bandas escuras na atmosfera de Urano, nestes comprimentos de onda, mostram a presença de moléculas que absorvem ondas de rádio, em particular o gás sulfato de hidrogênio (H₂S), e as regiões brilhantes como na mancha polar norte contêm muito poucas quantidades destas moléculas.

A ausência de partículas de poeira de tamanho microscópico, nos anéis principais de Urano, foi observada pela primeira vez quando a Voyager 2 passou pelo planeta em 1986 e os fotografou. No entanto, a sonda foi incapaz de medir a temperatura dos anéis.

Até à data, os astrônomos contaram um total de 13 anéis ao redor do planeta, com algumas faixas de poeira entre os anéis. Os anéis diferem de outras maneiras dos de Saturno.

Ambas as observações do VLT e do ALMA foram projetadas para explorar a estrutura de temperatura da atmosfera de Urano, com o VLT sondando comprimentos de onda mais curtos do que o ALMA.

Isto representa uma oportunidade excitante para o telescópio espacial James Webb, que será capaz de fornecer restrições espectroscópicas bastante melhores dos anéis de Urano ao longo da próxima década.

Os novos dados foram publicados na revista The Astronomical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory