Gaia começa a mapear a barra da nossa Galáxia

A primeira medição direta da coleção de estrelas em forma de barra no centro da Via Láctea foi feita combinando dados da missão Gaia da ESA com observações complementares de telescópios terrestres e espaciais.

© ESA/Gaia (distribuição de 150 milhões de estrelas na Via Láctea)

A segunda versão de dados do satélite de mapeamento estelar, publicada em 2018, tem vindo a revolucionar muitos campos da astronomia. O catálogo sem precedentes contém os brilhos, posições, indicadores de distância e movimentos no céu para mais de um bilhão de estrelas da nossa Via Láctea, juntamente com informações sobre outros corpos celestes.

Por mais impressionante que este conjunto de dados seja, isto é apenas o começo. Embora esta segunda divulgação tenha por base os primeiros 22 meses de investigações do Gaia, o satélite já varre o céu há cinco anos e tem ainda muitos pela frente. Os novos lançamentos de dados planejados para os próximos anos vão melhorar as medições, além de fornecer informações adicionais que nos permitirão mapear a nossa Galáxia e aprofundar a sua história como nunca antes.

Entretanto, uma equipe de astrônomos combinou os dados mais recentes do Gaia com observações infravermelhas e ópticas realizadas a partir do solo e do espaço para fornecer uma antevisão do que os futuros lançamentos do topógrafo estelar da ESA vai revelar.

São observados dois parâmetros estelares contidos nos dados do Gaia: a temperatura da superfície das estrelas e a “extinção”, que é basicamente uma medida da quantidade de poeira que existe entre nós e as estrelas, obscurecendo a sua luz e fazendo com que pareça mais vermelha.

A equipe combinou o segundo lançamento de dados do Gaia com vários dados no infravermelho usando um software chamado StarHorse, que compara as observações com modelos estelares para determinar a temperatura da superfície das estrelas, a extinção e uma estimativa melhorada da distância até às estrelas.

Como resultado, os astrônomos obtiveram uma determinação muito mais precisa das distâncias para cerca de 150 milhões de estrelas, em alguns casos, a melhoria é de até 20% ou mais. Isto permitiu que rastreassem a distribuição de estrelas através da Via Láctea para distâncias muito maiores do que o possível só apenas com os dados do Gaia.

"Com o segundo lançamento de dados do Gaia, pudemos testar um raio em torno do Sol de cerca de 6.500 anos-luz, mas com o nosso novo catálogo, pudemos estender essa 'esfera do Gaia' três ou quatro vezes, alcançando o centro da Via Láctea," explicou Cristina Chiappini do Instituto Leibniz para Astrofísica em Potsdam, Alemanha.

Lá, no centro da nossa Galáxia, os dados revelam claramente uma característica grande e alongada na distribuição tridimensional das estrelas: a barra galáctica.

"Nós sabemos que a Via Láctea tem uma barra, como outras galáxias espirais barradas, mas até agora só tínhamos indicações indiretas dos movimentos das estrelas e do gás, ou de contagens estelares em levantamentos no infravermelho. Esta é a primeira vez que vemos a barra galáctica no espaço em 3D, com base em medições geométricas de distâncias estelares," disse Friedrich Anders da Universidade de Barcelona, Espanha.

A equipe está ansiosa pela próxima divulgação de dados do APOGEE-2 (Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment), bem como por instalações como o 4MOST (4-metre Multi-Object Survey Telescope) no ESO no Chile e o levantamento WEAVE (WHT Enhanced Area Velocity Explorer) do Telescópio William Herschel (WHT) em La Palma, Ilhas Canárias.

A terceira divulgação de dados do Gaia, atualmente planejada para 2021, vai incluir determinações de distância bastante melhoradas para um número muito maior de estrelas, e espera-se que permita o progresso na nossa compreensão da região complexa no centro da Via Láctea.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Descobrindo exoplanetas com ondas gravitacionais

Pesquisadores do Instituto Max Planck para Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein) na Alemanha, e da Comissão de Energias Alternativas e Energia Atômica em Paris, sugerem como o futuro observatório espacial de ondas gravitacionais LISA poderá detectar exoplanetas em órbita de anãs brancas binárias em toda a nossa Via Láctea e nas vizinhas Nuvens de Magalhães.

© Simonluca Definis (ilustração de ondas gravitacionais produzidas por um sistema binário)

Este novo método irá superar certas limitações das técnicas atuais de detecção eletromagnética e poderá permitir que o LISA detecte planetas com massas iguais ou superiores a 50 vezes a da Terra.

Nas últimas duas décadas, o nosso conhecimento sobre exoplanetas cresceu significativamente e já foram descobertos mais de 4.000 planetas em órbita de uma grande variedade de estrelas. Até agora, as técnicas usadas para encontrar e caracterizar estes sistemas têm por base a radiação eletromagnética e estão limitadas à vizinhança solar e a algumas partes da nossa Galáxia.

O Dr. Nicola Tamanini, pesquisador do Instituto Albert Einstein e a sua colega, a Dra. Camilla Danielski, pesquisadora da Comissão de Energias Alternativas e Energia Atômica, mostram como estas limitações podem ser ultrapassadas pela astronomia de ondas gravitacionais. As anãs brancas são remanescentes muito antigos e pequenos de estrelas uma vez semelhantes ao nosso Sol. "O LISA medirá ondas gravitacionais de milhares de anãs brancas binárias. Quando um planeta orbita um par de anãs brancas, o padrão observado de onda gravitacional será diferente do de um binário sem planetas. Esta mudança característica nas formas das ondas gravitacionais nos permitirá descobrir exoplanetas."

O novo método explora a modulação do desvio Doppler do sinal de onda gravitacional provocado pela atração gravitacional do planeta sob o par de anãs brancas. Esta técnica é análoga à do método de velocidade radial, uma técnica bem conhecida usada para encontrar exoplanetas com telescópios eletromagnéticos. No entanto, a vantagem das ondas gravitacionais é que não são afetadas pela atividade estelar, o que pode dificultar as descobertas eletromagnéticas.

Os pesquisadores mostram que a próxima missão da ESA, LISA (Laser Interferometer Space Antenna), com lançamento previsto para 2034, pode detectar exoplanetas com a massa de Júpiter em torno de anãs brancas binárias em toda a nossa Galáxia, superando as limitações de distância dos telescópios eletromagnéticos. Além disso, salientam que o LISA terá o potencial de também detectar estes exoplanetas em galáxias vizinhas, possivelmente levando à descoberta do primeiro exoplaneta extragaláctico.

"O LISA vai ter como alvo uma população exoplanetária ainda completamente desprovida de resultados," explica Tamanini. "De uma perspetiva teórica, nada impede a presença de exoplanetas em torno de anãs brancas binárias compactas."

Se estes sistemas existirem e forem encontrados pelo LISA, os cientistas vão obter novos dados para desenvolver ainda mais a teoria da evolução planetária. Vão melhor entender as condições sob as quais um planeta sobreviver à(s) fase(s) de gigante(s) vermelha(s) e também testar a existência de uma segunda geração de planetas, ou seja, planetas que se formam após a fase de gigante vermelha. Por outro lado, se o LISA não detetcar exoplanetas em órbita de anãs brancas binárias, os cientistas serão capazes de estabelecer restrições no estágio final da evolução planetária na Via Láctea.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics

Descoberto disco circumplanetário em torno de jovem planeta

Recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrônomos fizeram as primeiras observações de um disco circumplanetário, o cinturão planetário de poeira e gás que é supõe-se controlar a formação de planetas e que dá origem a todo um sistema de luas, como o encontrado ao redor de Júpiter.

© ALMA (disco circumplanetário em PDS 70)

Este jovem sistema estelar, PDS 70, está localizado a aproximadamente 370 anos-luz da Terra. Recentemente, os astrônomos confirmaram a presença de dois planetas massivos, semelhantes a Júpiter, em órbita da estrela. Esta descoberta foi feita com o VLT (Very Large Telescope) do ESO, que detectou o brilho quente naturalmente emitido pelo hidrogênio gasoso que se acumula nos planetas.

As novas observações do ALMA, ao invés, mostram as fracas ondas de rádio emitidas pelas partículas minúsculas (com cerca de um-décimo de milímetro) de poeira em torno da estrela.

Os dados do ALMA, combinados com as observações anteriores do VLT no óptico e no infravermelho, fornecem evidências convincentes de que um disco empoeirado capaz de formar múltiplas luas rodeia o planeta mais exterior conhecido do sistema.

Esta é a primeira vez que um planeta é visto nestas três bandas distintas de luz (visível, infravermelho e rádio).

Ao contrário dos gelados anéis de Saturno, que provavelmente se formaram pela colisão de cometas e corpos rochosos há relativamente pouco tempo na história do nosso Sistema Solar, o disco circumplanetário é o remanescente do processo de formação do planeta.

Os dados do ALMA também revelaram duas diferenças distintas entre os dois planetas recém-descobertos. O mais próximo dos dois, PDS 70 b, que está mais ou menos à mesma distância da sua estrela do que Urano do Sol, tem uma massa de poeira atrás dele, lembrando uma cauda.

O segundo planeta, PDS 70 c, reside no mesmo local que um nó claro de poeira visto nos dados do ALMA. Dado que este planeta brilha tão intensamente nas bandas do infravermelho e do hidrogênio, é possível indagar de maneira convincente que um planeta totalmente formado já está em órbita e que o gás próximo continua sendo sugado para a superfície do planeta, terminando o seu surto de crescimento adolescente.

Este planeta exterior está localizado a mais ou menos 5,3 bilhões de quilômetros da estrela hospedeira, aproximadamente à mesma distância que Netuno está do Sol. Estima-se que este planeta tenha entre 1 e 10 vezes a massa de Júpiter.

Os dados do ALMA também acrescentam outro elemento importante a estas observações.

Os estudos ópticos de sistemas planetários são notoriamente complexos. Dado que a estrela é muito mais brilhante do que os planetas, é difícil filtrar o brilho, tal como tentar avistar um pirilampo ao lado de um holofote. No entanto, as observações do ALMA não têm esta limitação, já que as estrelas emitem comparativamente pouca luz em comprimentos de onda milimétricos e submilimétricos.

"Isto significa que podemos voltar a este sistema a diferentes períodos e mapear com mais facilidade a órbita dos planetas e a concentração de poeira no sistema. Isto fornecerá uma visão única das propriedades orbitais dos sistemas solares nos seus primeiros estágios de desenvolvimento," disse disse Andrea Isella, astrônomo da Universidade Rice.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Descoberto disco misterioso num buraco negro

Astrônomos usando o telescópio espacial Hubble observaram um inesperado disco fino de material envolvendo um buraco negro supermassivo no núcleo da galáxia espiral NGC 3147, localizada a 130 milhões de anos-luz de distância.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração de disco num buraco negro)

A presença do disco no buraco negro em uma galáxia ativa de baixa luminosidade deixou os astrônomos surpresos. Considera-se que nos buracos negros em certos tipos de galáxias, como a NGC 3147, não há material capturado gravitacionalmente suficiente para alimentá-los regularmente. Portanto, é intrigante que haja um disco fino circundando um buraco negro faminto que imita os discos muito maiores encontrados em galáxias extremamente ativas.

De particular interesse, este disco de material circulando pelo buraco negro oferece uma oportunidade única para testar a teoria da relatividade de Albert Einstein. O disco está tão profundamente incrustado no campo gravitacional intenso do buraco negro que a luz do disco de gás é alterada, de acordo com esta teoria, fornece uma visão única dos processos dinâmicos próximos a um buraco negro.

O material do disco foi medido pelo telescópio espacial Hubble girando em torno do buraco negro a mais de 10% da velocidade da luz. Em tais velocidades extremas, o gás parece brilhar enquanto viaja para a Terra de um lado, e escurece à medida que se afasta do nosso planeta. Este efeito é conhecido como emissão relativística. As observações do telescópio espacial Hubble também mostram que o gás está tão profundamente enterrado em um poço gravitacional que a luz está lutando para escapar e parece esticada para comprimentos de onda mais vermelhos. A massa do buraco negro é em torno de 250 milhões de vezes a do Sol.

A fim de estudar o assunto que roda profundamente dentro deste disco, os pesquisadores usaram o instrumento Hubble Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS). Esta ferramenta de diagnóstico divide a luz de um objeto em seus muitos comprimentos de onda individuais para determinar a velocidade, a temperatura e outras características do objeto com precisão muito alta. O STIS foi essencial para observar efetivamente a região de baixa luminosidade ao redor do buraco negro, bloqueando a luz brilhante da galáxia.

Os astrônomos inicialmente selecionaram esta galáxia para validar modelos aceitos sobre galáxias ativas de baixa luminosidade: aquelas com buracos negros desnutridos. Estes modelos preveem que discos de material devem se formar quando grandes quantidades de gás são capturadas pela forte força gravitacional de um buraco negro, emitindo subsequentemente muita luz e produzindo um farol brilhante chamado quasar.

O disco é um quasar reduzido que não era esperado existir. É o mesmo tipo de disco encontrado em objetos que são mil ou até 100 mil vezes mais luminosos. As previsões dos modelos atuais não são compatíveis para galáxias ativas muito fracas.

A equipe espera usar o telescópio espacial Hubble para procurar outros discos muito compactos em torno de buracos negros de baixa luminosidade em galáxias ativas semelhantes.

Fonte: ESA

Uma bela espiral

Galáxias apresentam muitas formas e tamanhos. Um dos principais tipos de galáxias que vemos no Universo é a galáxia espiral, como demonstrado de uma maneira especialmente espetacular nesta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 2985)

Esta galáxia espiral é denonominada NGC 2985, ela está a mais de 70 milhões de anos-luz do Sistema Solar na constelação de Ursa Maior.

A intrincada e quase perfeita simetria aqui mostrada revela a incrível complexidade da NGC 2985. Vários braços espiralados se esticam ao girar para fora do núcleo brilhante da galáxia, desaparecendo e dissipando lentamente até que estas estruturas majestosas desaparecem no vazio do espaço intergaláctico, trazendo um belo final com seu esplendor estrelado.

Ao longo do tempo, as galáxias espirais tendem a colidir com outras galáxias, muitas vezes resultando em fusões. Estes eventos de coalescência misturam as estruturas sinuosas das galáxias originais, suavizando e arredondando sua forma. Estes objetos possuem uma beleza própria, distinta das galáxias espirais de onde vieram.

Fonte: ESA

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