Descoberto gás escaldante no halo da Via Láctea

Foi descoberto que o gás escondido no halo da Via Láctea atinge temperaturas muito mais quentes do que se pensava anteriormente e que tem uma composição química diferente da prevista, desafiando a nossa compreensão do nosso lar galáctico.

© ESA (ilustração do halo com elementos e suas abundâncias relativas)

Esta animação mostra a via Láctea (a pequena galáxia no centro da imagem) e o seu halo (a região gasosa estendida). Ilustra o halo em três tons diferentes: esmeralda, amarelo e verde. Todos estes se misturam ao longo do halo, e cada um representa gás de uma temperatura diferente. Aparecem pontos por todo o halo; estes representam elementos e a suas abundâncias relativas, conforme detectado pelo observatório de raios X XMM-Newton da ESA: nitrogênio (preto, 41 pontos), neônio (laranja/amarelo, 39 pontos), oxigênio (azul claro, 7 pontos) e ferro (vermelho, 1 ponto).

Um halo é uma vasta região de gás, estrelas e matéria escura invisível ao redor de uma galáxia. É um componente fundamental de uma galáxia, ligando-a a um espaço intergaláctico mais amplo e, portanto, pensa-se que desempenhe um papel importante na evolução galáctica.

Até agora, pensava-se que o halo de uma galáxia contivesse gás quente com a temperatura exata deste gás dependente da massa da galáxia.

No entanto, um novo estudo usando o observatório espacial de raios X XMM-Newton mostra agora que o halo da Via Láctea contém não apenas um, mas três componentes diferentes de gás quente, o mais quente destes sendo dez vezes mais quente do que se pensava anteriormente. É a primeira vez que múltiplos componentes de gás, estruturados desta maneira, são descobertos não apenas na Via Láctea, mas em qualquer galáxia.

"Pensávamos que as temperaturas do gás nos halos galácticos variavam entre dez mil e um milhão de graus, mas parece que parte do gás no halo da Via Láctea pode atingir 10 milhões de graus," disse Sanskriti Das, estudante na Universidade Estatal do Ohio, EUA, autor principal do novo estudo.

"Embora pensemos que o gás é aquecido a cerca de um milhão de graus quando uma galáxia se forma inicialmente, não temos a certeza de como este componente ficou tão quente. Pode ser devido aos ventos que emanam do disco de estrelas da Via Láctea."

O estudo usou uma combinação de dois instrumentos a bordo do XMM-Newton: o RGS (Reflection Grating Spectrometer) e o EPIC (European Photon Imaging Camera). O EPIC foi usado para estudar a luz emitida pelo halo e o RGS para estudar como o halo afeta e absorve luz que passa por ele.

Para estudar o halo da Via Láctea no que toca à sua absorção, Sanskriti e colegas observaram um objeto conhecido como blazar: o núcleo energético e muito ativo de uma galáxia distante que emite feixes intensos de luz. Tendo viajado quase cinco bilhões de anos-luz através do cosmos, a luz de raios X deste blazar também passou pelo halo da nossa Galáxia antes de atingir os detectores do XMM-Newton e, portanto, contém pistas sobre as propriedades desta região gasosa.

Ao contrário dos estudos anteriores do halo da Via Láctea em raios X, que normalmente duram um ou dois dias, a equipe realizou observações durante um período de três semanas, permitindo a detecção de sinais que geralmente são demasiado fracos para serem vistos.

O halo quente da Via Láctea também tem quantidades significativas de elementos mais pesados que o hélio, que geralmente são produzidos nas fases posteriores da vida de uma estrela. Isto indica que o halo recebeu material fabricado por certas estrelas durante as suas vidas e estágios finais, e que foi lançado para o espaço quando morreram.

"Até agora, os cientistas procuravam principalmente oxigênio, pois é abundante e, portanto, mais fácil de encontrar do que outros elementos," acrescentou Sanskriti. "O nosso estudo foi mais detalhado: analisamos não apenas o oxigênio, mas também o nitrogênio, o neônio e o ferro, e encontramos alguns resultados extremamente interessantes."

Os cientistas esperam que o halo contenha elementos em proporções semelhantes às vistas no Sol. No entanto, Sanskriti e colegas notaram menos ferro no halo do que o esperado, indicando que o halo foi enriquecido por estrelas moribundas massivas, e também menos oxigênio, provavelmente devido a este elemento ser absorvido por partículas poeirentas no halo.

O recém-descoberto componente de gás quente também tem implicações mais amplas que afetam a nossa compreensão geral do cosmos. A nossa Galáxia contém muito menos massa do que esperávamos: isto é conhecido como o "problema da matéria em falta", pois o que observamos não corresponde às previsões teóricas.

A partir do mapeamento a longo prazo do cosmos, a sonda Planck da ESA previu que pouco menos de 5% da massa do Universo deveria existir na forma de matéria ordinária, o tipo que compõe estrelas, galáxias, planetas e assim por diante. "No entanto, quando somamos tudo o que vemos, o nosso valor não chega nem perto desta previsão," salientou Fabrizio Nicastro, do Observatório Astronômico de Roma - INAF, Itália, e do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, EUA. "Então, onde está o resto? Há quem sugira que pode estar escondido nos halos extensos e massivos que rodeiam as galáxias, tornando a nossa descoberta realmente excitante."

Dado que este componente quente do halo da Via Láctea nunca tinha sido visto antes, pode ter sido negligenciado em análises anteriores; e, portanto, pode conter uma grande quantidade desta matéria "em falta".

"Estas observações fornecem novas ideias sobre a história térmica e química da Via Láctea e do seu halo e desafiam o nosso conhecimento de como as galáxias se formam e evoluem," disse Norbert Schartel, cientista do projeto XMM da ESA.

"O estudo analisou o halo ao longo de uma linha de visão, aquela em direção ao blazar, de modo que será extremamente empolgante ver pesquisas futuras expandirem esta descoberta."

Fonte: ESA

Influência supermassiva

Esta galáxia peculiar, lindamente listrada com elos de poeira avermelhada, foi captada aqui em detalhes maravilhosos pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1022)

A galáxia é conhecida como NGC 1022 e é oficialmente classificada como uma galáxia espiral barrada. Você pode ver a barra de estrelas no centro da galáxia nesta imagem, com braços em movimento emergindo de suas extremidades. Esta barra é muito menos proeminente do que em algumas das primas barradas, e fornece à galáxia uma aparência bastante achatada; mas as faixas de poeira que rodopiam por todo o disco garantem que não seja menos bonita.

O telescópio espacial Hubble observou esta imagem como parte de um estudo sobre um dos residentes mais notórios do Universo: os buracos negros. Estes são componentes fundamentais das galáxias, e acredita-se que espreitem os núcleos de muitas, se não todas, as galáxias espirais. 

De fato, elas podem ter uma influência bastante grande sobre seus lares cósmicos. Estudos sugerem que a massa do buraco negro no centro de uma galáxia está ligada às propriedades de maior escala da própria galáxia. No entanto, para aprender mais, precisamos de dados observacionais de uma gama mais ampla e diversificada de galáxias, algo que o estudo do telescópio espacial Hubble pretende fornecer.

Fonte: ESA

Estrelas K são os melhores lugares para procurar vida

Na busca por vida para além da Terra, os astrônomos procuram planetas na "zona habitável" de uma estrela onde as temperaturas são ideais para que a água líquida exista à superfície de um planeta.

© NASA/ESA/Z. Levy (gráfico compara as características de três classes de estrelas)

Este gráfico compara as características de três classes de estrelas na nossa Galáxia: as estrelas tipo-Sol são estrelas G; as estrelas menos massivas e mais frias do que o nosso Sol são as anãs K; estrelas ainda mais fracas e frias são as avermelhadas anãs M. O gráfico compara as estrelas em termos de algumas importantes variáveis. As zonas habitáveis, potencialmente capazes de hospedar planetas propícios à vida, são maiores para estrelas mais quentes. A longevidade das anãs vermelhas M podem exceder os 100 bilhões de anos. As anãs K podem viver entre 15 e 45 bilhões de anos. O nosso Sol só dura 10 bilhões de anos. A quantidade relativa de radiação nociva (para a vida como a conhecemos) que as estrelas emitem podem ser 80 a 500 vezes mais intensa para as anãs M em comparação com o nosso Sol, mas apenas 5 a 25 vezes mais intensa para as anãs alaranjadas K. As anãs vermelhas representam a maior parte da população estelar da Via Láctea, cerca de 73%. Só 6% desta população são estrelas parecidas com o Sol, e as anãs K representam 13%. Quando estas quatro variáveis são comparadas, as estrelas mais adequadas para hospedar formas de vida avançada são as anãs K.

Uma ideia emergente, reforçada por levantamentos estelares ao longo de três décadas, é a de que existem estrelas nem muito quentes, nem muito frias e, acima de tudo, não muito violentas para hospedar planetas propícios à vida.

Dado que o nosso Sol alimenta a vida na Terra há já quase 4 bilhões de anos, a sabedoria convencional sugere que estrelas do gênero são candidatas principais na busca por outros mundos potencialmente habitáveis. Na realidade, estrelas ligeiramente mais frias e menos luminosas do que o nosso Sol, classificadas como anãs K, são as verdadeiras estrelas "de ouro", disse Edward Guinan, da Universidade de Villanova, no estado norte-americano da Pensilvânia. "As anãs K estão no 'ponto ideal', com propriedades intermediárias entre as estrelas do tipo solar, mais raras e luminosas, de vida mais curta (estrelas G), e as mais numerosas anãs vermelhas (estrelas M). As estrelas K, especialmente as mais quentes, são as melhores. Se estivermos à procura de planetas habitáveis, a abundância de estrelas K melhora as chances de encontrar vida."

Para começar, existem três vezes mais anãs K na Via Láctea do que estrelas como o Sol. Aproximadamente 1.000 estrelas K estão a menos de 100 anos-luz do nosso Sol, candidatas principais à exploração. Estas anãs alaranjadas vivem entre 15 e 45 bilhões de anos. Em contraste, o nosso Sol, agora na metade da sua vida, dura apenas 10 bilhões de anos. O seu ritmo comparativamente rápido de evolução estelar deixará a Terra praticamente inabitável daqui a apenas 1 ou 2 bilhões de anos. "As estrelas do tipo solar limitam quanto tempo a atmosfera de um planeta pode permanecer estável," disse Guinan. Isto porque daqui a aproximadamente um bilhão de anos, a Terra orbitará dentro da orla mais quente da zona habitável do Sol, que se move para fora à medida que o Sol se torna mais quente e mais brilhante. Como resultado, a Terra será dessecada, pois perderá a sua atmosfera e oceanos. Quando o Sol tiver 9 bilhões de anos, terá crescido para se tornar numa gigante vermelha que pode engolir a Terra.

Apesar do seu pequeno tamanho, as estrelas anãs vermelhas ainda mais abundantes, também conhecidas como anãs M, têm vidas ainda mais longas e parecem hostis à vida como a conhecemos. Os planetas localizados na zona habitável relativamente estreita de uma anã vermelha, muito próxima da estrela, são expostos a níveis extremos de raios X e raios UV (ultravioleta), que podem ser centenas de milhares de vezes mais intensos do que os níveis que a Terra recebe do Sol. Um incansável fogo-de-artifício de proeminências e ejeções de massa coronal bombardeiam os planetas com um sopro escaldante de plasma e chuvas de partículas penetrantes e altamente energéticas. Os planetas na zona habitável das anãs vermelhas podem ser torriscados e ter as suas atmosferas despojadas muito cedo nas suas vidas. Isto pode provavelmente proibir a evolução planetária para algo mais hospitaleiro, alguns bilhões de anos após a diminuição da atividade estelar.

Com base nas pesquisas de Guinan, as anãs K não possuem campos magnéticos intensamente ativos que alimentam fortes emissões de raios X ou UV e explosões energéticas e, portanto, expelem proeminências com muito menos frequência. Os planetas acompanhantes receberiam cerca de 1/100 da radiação de raios X do que aqueles que orbitam as zonas habitáveis íntimas das estrelas M magneticamente ativas.

Num programa chamado Projeto "GoldiloKs", os pesquisadores pretendem medir a idade, rotação e radiação de raios X e UV distante numa amostra de estrelas majoritariamente frias G e K. Estão usando o telescópio espacial Hubble, o observatório de raios X Chandra e o satélite XMM-Newton da ESA para as suas observações. As observações do Hubble, sensíveis à radiação UV do hidrogênio, foram usadas para avaliar a radiação de uma amostra de aproximadamente 20 anãs alaranjadas. O Hubble é o único telescópio que pode fazer este tipo de observação.

Os astrônomos descobriram que os níveis de radiação eram muito mais benignos para estes planetas do que os que orbitam anãs vermelhas. As estrelas K também têm uma vida útil mais longa e, portanto, uma migração mais lenta da zona habitável. Assim sendo, as anãs K parecem ser o lugar ideal para procurar vida e estas estrelas dariam tempo para que uma vida altamente evoluída se desenvolvesse nos planetas. Durante toda a vida útil do Sol, as estrelas K apenas aumentariam o seu brilho cerca de 10 a 15%, dando à evolução biológica um período de tempo muito maior para o desenvolvimento de formas de vida avançadas do que na Terra.

Os pesquisadores analisaram algumas das estrelas K mais interessantes que abrigam planetas, incluindo Kepler-442, Tau Ceti e Epsilon Eridani (estas últimas duas foram alvos iniciais do Projeto Ozma na década de 1950, a primeira tentativa de detectar transmissões rádio de civilizações extraterrestres).

A Kepler-442 é digna de nota porque esta estrela (classificação espectral, K5) hospeda o que é considerado um dos melhores planetas na zona habitável, Kepler-442b, um planeta rochoso com pouco mais que o dobro da massa da Terra.

Ao longo dos últimos 30 anos, os pesquisadores estudaram uma variedade de tipos estelares. Com base nos seus estudos, eles determinaram relações entre a idade estelar, a rotação, emissões de raios X e UV e a atividade estelar. Estes dados foram utilizados para analisar os efeitos da radiação altamente energética nas atmosferas planetárias e na possível vida.

Os resultados foram apresentados na 235.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Honolulu, Havaí.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Descoberto objetos exóticos perto do buraco negro da Via Láctea

Astrônomos do Galactic Center Orbits Initiative da UCLA (Universidade da Califórnia em Los Angeles) descobriram uma nova classe de objetos bizarros no centro da Via Láctea, não muito longe do buraco negro supermassivo chamado Sagitário A*.

© UCLA/Anna Ciurlo (ilustração de objetos G)

Estes objetos parecem-se com gás e comportam-se como estrelas. Eles parecem compactos na maioria das vezes e estendem-se quando as suas órbitas os aproximam do buraco negro. As suas órbitas variam entre 100 a 1.000 anos.

O pesquisadores identificaram um objeto incomum no centro da Via Látea em 2005, mais tarde apelidado G1. Em 2012, astrônomos na Alemanha fizeram uma descoberta intrigante de um objeto bizarro chamado G2, no centro da Via Láctea, que fez uma passagem íntima pelo buraco negro supermassivo em 2014. Pensa-se que o objeto G2 é provavelmente duas estrelas que têm vindo a orbitar o buraco negro em conjunto e que se fundiram numa estrela extremamente grande, envolta em gás e poeira espessos.

No momento da maior aproximação, G2 tinha uma assinatura realmente estranha, mas não parecia muito peculiar até chegar perto do buraco negro e ficar alongado, e muito do seu gás foi destruído. Deixou de ser um objeto bastante inócuo quando estava longe do buraco negro, para um realmente esticado e distorcido na sua maior aproximação, que perdeu o seu invólucro exterior e que agora está novamente ficando mais compacto.

Mas será que G2 e G1 são parte de uma classe maior de objetos? Em resposta a essa questão, o grupo de pesquisa divulgou a existência de mais quatro objetos que são denominados G3, G4, G5 e G6. Os pesquisadores determinaram cada uma das suas órbitas. Enquanto G1 e G2 têm órbitas semelhantes, os quatro novos objetos têm órbitas muito diferentes.

É possível que todos os seis objetos eram estrelas binárias, que se fundiram devido à forte força gravitacional do buraco negro supermassivo. A fusão de duas estrelas leva mais de um milhão de anos a ser concluída.

Notou-se que, embora o gás do invólucro exterior de G2 tenha sido esticado dramaticamente, a sua poeira dentro do gás não foi muito esticada. Algo deve ter mantido o tamanho compacto e permitido a sua sobrevivência ao encontro com o buraco negro. Isto é evidência de um objeto estelar dentro de G2.

Os cientistas fizeram observações com o Observatório W. M. Keck, no Havaí, e usaram a técnica de óptica adaptativa que corrige os efeitos de distorção da atmosfera da Terra em tempo real. Eles realizaram uma nova análise de 13 anos de dados do Galactic Center Orbits Initiative.

Em setembro de 2019, a equipe informou que o buraco negro estava ficando mais faminto e que não sabia exatamente porquê. O alongamento de G2 em 2014 pareceu retirar gás que pode ter sido engolido recentemente pelo buraco negro. As fusões de estrelas podem alimentar o buraco negro. 
A Terra está nos subúrbios em comparação com o Centro Galáctico, que fica a cerca de 26.000 anos-luz de distância. O centro da Via Láctea tem uma densidade estelar bilhões de vezes maior que a nossa parte da Galáxia. A atração gravitacional é muito mais forte e os campos magnéticos são mais extremos.

A equipe já identificou alguns outros candidatos que podem fazer parte desta nova classe de objetos e vai continuar a analisá-los.

A pesquisa foi publicada na revista Nature.

Fonte: University of California

WASP-12b está numa "espiral da morte"

A Terra está condenada, mas só daqui a 5 bilhões de anos.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do escaldante gigante gasoso WASP-12b e da sua estrela)

O nosso planeta será torrado à medida que o Sol se expande e se torna numa gigante vermelha, mas o exoplaneta WASP-12b, localizado a 600 anos-luz de distância na direção da constelação de Cocheiro, tem menos de um milésimo deste tempo: uns comparativamente insignificantes 3 milhões de anos.

Uma equipe de astrofísicos mostrou que WASP-12b está espiralando em direção à sua estrela hospedeira, rumo à sua destruição.

O WASP-12b é conhecido por ser um "Júpiter quente", um gigante gasoso como o nosso vizinho Júpiter, mas que está muito próximo da sua estrela progenitora, completando uma órbita em apenas 26 horas (em contraste, a Terra demora 365 dias; até Mercúrio, o planeta mais interior do Sistema Solar, demora 88 dias).

O problema é que à medida que WASP-12b orbita a sua estrela, os dois corpos exercem força gravitacional um sobre o outro gerando marés.

Dentro da estrela, estas ondas fazem com que se torne ligeiramente distorcida e oscile. Devido ao atrito, estas ondas colidem e as oscilações diminuem, um processo que gradualmente converte a energia orbital do planeta em calor dentro da estrela.

O atrito associado às marés também exerce um torque gravitacional no planeta, fazendo com que o planeta espirale para dentro. A medição da rapidez com que a órbita do planeta está encolhendo revela a rapidez com que a estrela está dissipando a energia orbital, o que fornece aos astrofísicos pistas sobre o interior das estrelas.

Quando os Júpiteres quentes atingem o limite de Roche, o limite de perturbação das marés de um objeto numa órbita circular, os seus invólucros podem ser despojados, revelando um núcleo rochoso parecido com uma super-Terra (ou talvez um mini-Netuno, caso possam reter um pouco da sua camada de gás)."

O WASP-12b foi descoberto em 2008 pelo método de trânsito, no qual é observado uma pequena queda no brilho de uma estrela quando um planeta passa à sua frente, de cada vez que completa uma órbita. Desde a sua descoberta, o intervalo entre quedas sucessivas diminuiu 29 milissegundos por ano.

Esta ligeira diminuição pode sugerir que a órbita do planeta está encolhendo, mas existem outras explicações possíveis: se a órbita de WASP-12b for mais oval do que circular, por exemplo, as mudanças aparentes no período orbital podem ser provocadas pela mudança de orientação da órbita.

A maneira de ter a certeza de que a órbita está realmente diminuindo é observar o planeta desaparecendo por trás da sua estrela, um evento conhecido como ocultação. Se a órbita está apenas mudando de direção, o período orbital real não muda, de modo que se os trânsitos ocorrem mais depressa do que o esperado, as ocultações deverão ocorrer mais lentamente. Mas se a órbita estiver realmente decaindo, o tempo dos trânsitos e das ocultações deve mudar na mesma direção.

Nos últimos dois anos, os pesquisadores recolheram mais dados, incluindo novas observações de ocultações feitas com o telescópio espacial Spitzer.

Esta descoberta vai ajudar os teóricos a entender o funcionamento interno das estrelas e a interpretar outros dados relacionados com as interações das marés.

O artigo científico foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Princeton University

Colisão iminente da Via Láctea já está produzindo novas estrelas

Os arredores da Via Láctea abrigam as estrelas mais antigas da Galáxia. Mas os astrônomos descobriram algo inesperado: um bando de estrelas jovens.

© NASA/D. Nidever (aglomerado Price-Whelan 1)

Ainda mais surpreendente, a análise espectral sugere que as estrelas jovens têm uma origem extragalática. As estrelas aparentemente formaram-se não a partir de material da Via Láctea, mas de duas galáxias anãs próximas conhecidas como Nuvens de Magalhães. Essas galáxias estão numa rota de colisão com a nossa. A descoberta sugere que um fluxo de gás que se estende a partir das galáxias está a cerca de metade da distância que se pensava ser necessária para colidir com a Via Láctea.

"É um grupo insignificante de estrelas, sendo inferior a alguns milhares de estrelas, mas tem grandes implicações além da área local da Via Láctea," diz o pesquisador principal Adrian Price-Whelan, cientista do Centro de Astrofísica Computacional do Instituto Flatiron em New York. O aglomerado também tem o seu nome: Price-Whelan 1.

As estrelas recém-descobertas podem revelar novas informações sobre a história da Via Láctea; podem, por exemplo, dizer se as Nuvens de Magalhães colidiram com a nossa Galáxia no passado.

Price-Whelan e colegas já tinham relatado anteriormente a descoberta de Price-Whelan 1 no dia 5 de dezembro de 2019 na revista The Astrophysical Journal e a sua subsequente análise espectroscópica das estrelas no dia 16 de dezembro, também na revista The Astrophysical Journal.

A identificação de aglomerados estelares é complicada porque a nossa Galáxia está repleta de objetos deste tipo. Algumas estrelas podem parecer próximas umas das outras no céu, mas na verdade ficam a distâncias drasticamente diferentes da Terra. Outras podem aproximar-se temporariamente, mas seguir em direções opostas. A determinação de quais as estrelas realmente agrupadas requer muitas medições precisas ao longo do tempo.

Price-Whelan começou com os dados mais recentes recolhidos pelo observatório espacial Gaia, que mediu e catalogou as distâncias e movimentos de 1,7 bilhões de estrelas. Ele analisou o conjunto de dados do Gaia em busca de estrelas muito azuis, raras no Universo, e identificou grupos estelares que se movem ao seu lado. Após a correspondência cruzada e a eliminação de aglomerados conhecidos, permaneceu apenas um.

O aglomerado recém-descoberto é relativamente jovem, com 117 milhões de anos, e fica nos arredores longínquos da Via Láctea.

O aglomerado habita uma região próxima de um "rio" de gás, denominado Corrente de Magalhães, que forma a extremidade mais distante da Grande e da Pequena Nuvem de Magalhães e alcança a Via Láctea. O gás neste fluxo não contém muitos metais, ao contrário dos gases nos confins da Via Láctea. Foi efetuada uma análise do conteúdo metálico das 27 estrelas mais brilhantes do aglomerado. Assim como a Corrente de Magalhães, as estrelas contêm níveis escassos de metais.

Os pesquisadores propõem que o aglomerado se formou à medida que o gás da Corrente de Magalhães passava pelos gases em torno da Via Láctea. Este cruzamento criou uma força de arrasto que comprimiu o gás da Corrente de Magalhães. Este arrasto, juntamente com as forças de maré do reboque gravitacional da Via Láctea, condensou o gás o suficiente para desencadear a formação estelar. Com o tempo, as estrelas aproximaram-se do gás circundante e juntaram-se à Via Láctea.

A presença das estrelas fornece uma oportunidade única. A medição da distância do gás à Terra é complexa e imprecisa, de modo que os astrônomos não tinham certeza de quão longe a Corrente de Magalhães estava de alcançar a Via Láctea. A distância das estrelas, por outro lado, é comparativamente trivial. Usando as posições e movimentos atuais das estrelas no aglomerado, os cientistas preveem que a orla da Corrente de Magalhães está a 90.000 anos-luz da Via Láctea. Este valor é aproximadamente metade da distância prevista anteriormente.

Se a Corrente de Magalhães estiver mais próxima, especialmente o braço principal mais próximo da nossa Galáxia, então é provável que seja incorporada à Via Láctea antes do previsto pelo modelo atual. Eventualmente, este gás se transformará em novas estrelas no disco da Via Láctea. De momento, a nossa Galáxia está consumindo gás mais depressa do que está sendo reabastecido. Este gás extra que está entrando ajudará a reabastecer este reservatório e a garantir que a Via Láctea continua prosperando e formando novas estrelas.

A distância atualizada da Corrente de Magalhães melhorará os modelos de onde as Nuvens de Magalhães estiveram e para onde estão indo. Os números aprimorados podem até resolver um debate sobre se as Nuvens de Magalhães já atravessaram antes a Via Láctea. Isto propiciará uma melhor compreensão da história e das propriedades da nossa Galáxia.

Fonte: Simons Foundation

Revelada linha interestelar de um dos blocos de construção da vida

O fósforo, presente no nosso DNA e nas membranas celulares, é um elemento essencial à vida tal como a conhecemos. No entanto, o modo como este elemento chegou à Terra primordial ainda é um mistério.

© ESA/ESO (moléculas que contêm fósforo na formação estelar e no cometa 67P)

Com o auxílio do poder combinado do ALMA e da sonda Rosetta, da Agência Espacial Europeia (ESA), os astrônomos traçaram agora a jornada do fósforo, das regiões de formação estelar até os cometas. Este trabalho de pesquisa mostra, pela primeira vez, onde as moléculas que contêm fósforo se formam, como esse elemento é transportado em cometas e como uma molécula em particular pode ter desempenhado um papel crucial no início da vida em nosso planeta.

Os novos resultados do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), do qual o Observatório Europeu do Sul (ESO) é parceiro, e do instrumento ROSINA a bordo da sonda espacial Rosetta da ESA, mostram que o monóxido de fósforo é uma peça chave no quebra-cabeça da origem da vida.

Com o auxílio do ALMA, que permitiu uma análise detalhada da região de formação estelar AFGL 5142, os astrônomos conseguiram localizar onde moléculas com fósforo, como o monóxido de fósforo, se formam.

Novas estrelas e sistemas planetários surgem em regiões semelhantes a nuvens de gás e poeira entre as estrelas, tornando essas nuvens interestelares os locais ideais para iniciar a busca pelos elementos essenciais da vida.

As observações do ALMA mostraram que moléculas que contêm fósforo são criadas quando estrelas massivas se formam. Correntes de gás emitidas pelas jovens estrelas massivas abrem cavidades nas nuvens interestelares e moléculas que contêm fósforo se formam nas paredes destas cavidades, através da ação combinada de choques e radiação da estrela bebê. Os astrônomos também mostraram que o monóxido de fósforo é a molécula portadora de fósforo mais abundante nas paredes das cavidades.

Depois de procurar com o ALMA esta molécula nas regiões de formação estelar, a equipe europeia passou a se concentrar em um objeto do Sistema Solar: o famoso cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. A ideia era seguir a trilha destes compostos contendo fósforo. Se as paredes da cavidade colapsarem para formar uma estrela, particularmente uma menos massiva como o Sol, o monóxido de fósforo pode congelar e ficar preso nos grãos de poeira gelados que permanecem em torno da nova estrela. Mesmo antes da estrela estar totalmente formada, estes grãos de poeira se juntam para formar seixos, rochas e, eventualmente, cometas, que se tornam transportadores de monóxido de fósforo.

A ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) colectou dados do 67P durante os dois anos em que Rosetta orbitou este cometa. Os astrônomos já tinham descoberto anteriormente traços de fósforo nos dados de ROSINA, mas não sabiam que molécula é que o teria transportado até lá.

Esta primeira observação de monóxido de fósforo num cometa ajuda os astrônomos a estabelecerem uma ligação entre as regiões de formação estelar, onde a molécula é criada, e a Terra.

Como muito provavelmente os cometas transportaram enormes quantidades de compostos orgânicos para a Terra, o monóxido de fósforo encontrado no cometa 67P poderá fortalecer a ligação entre cometas e a vida na Terra.

Leonardo Testi, astrônomo do ESO e gerente de operações do ALMA na Europa, conclui: “Compreender as nossas origens cósmicas, incluindo o quão comuns são as condições químicas favoráveis ao aparecimento de vida, é um tópico principal da astrofísica moderna. Enquanto o ESO e o ALMA se concentram nas observações de moléculas em sistemas planetários jovens distantes, a exploração direta do inventário químico dentro do nosso Sistema Solar se torna possível graças a missões da ESA, como Rosetta. A sinergia entre as principais instalações terrestres e espaciais do mundo, através da colaboração entre o ESO e a ESA, é um ativo poderoso para pesquisadores europeus e permite descobertas verdadeiramente transformadoras como a relatada neste artigo.”

Esta pesquisa foi apresentada em um artigo publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Hubble detecta os menores aglomerados conhecidos de matéria escura

Usando o telescópio espacial Hubble e uma nova técnica de observação, os astrônomos descobriram que a matéria escura forma aglomerados muito menores do que se pensava anteriormente.

© Hubble (quasares e suas galáxias hospedeiras)

Este resultado confirma uma das previsões fundamentais da teoria amplamente aceita da "matéria escura fria".

Todas as galáxias, de acordo com esta teoria, se formam e estão embebidas dentro de nuvens de matéria escura. A matéria escura propriamente dita consiste de partículas lentas, ou "frias", que se juntam para formar estruturas que variam de centenas de milhares de vezes a massa da Via Láctea até aglomerados não mais massivos do que um avião comercial.

A observação do Hubble fornece novas ideias sobre a natureza da matéria escura e de como se comporta.

A matéria escura é uma forma invisível de matéria que compõe a maior parte da massa do Universo e cria os andaimes sobre os quais as galáxias são construídas. Embora não é possível ver a matéria escura, os astrônomos podem detectar a sua presença indiretamente medindo como a sua gravidade afeta as estrelas e as galáxias. A detecção das formações menores de matéria escura, procurando estrelas incorporadas, pode ser difícil ou impossível, porque contêm muito poucas estrelas.

Embora já tenham sido detectadas concentrações de matéria escura em torno de galáxias grandes e médias, até agora ainda não tinham sido encontrados aglomerados muito menores de matéria escura. Na ausência de evidências observacionais de tais aglomerados de pequena escala, alguns pesquisadores desenvolveram teorias alternativas, incluindo "matéria escura quente". Esta ideia sugere que as partículas de matéria escura se movem rapidamente, passando depressa demais para se fundirem e formarem concentrações menores. As novas observações não suportam este cenário, descobrindo que a matéria escura é "mais fria" do que teria que ser na teoria alternativa da matéria escura quente.

A procura de concentrações de matéria escura sem estrelas provou ser um desafio. A equipe do Hubble, no entanto, usou uma técnica na qual não precisavam de procurar a influência gravitacional de estrelas como rastreadores de matéria escura. A equipe teve como alvos oito "candeeiros" cósmicos poderosos e distantes, chamados quasares, ou seja, regiões em torno de buracos negros ativos que emitem enormes quantidades de luz. Os astrônomos mediram como a luz emitida pelo oxigênio e neônio, em órbita de cada um dos buracos negros dos quasares, é distorcida pela gravidade de uma galáxia massiva no plano da frente, que atua como uma lupa.

Usando este método, foi descoberto grupos de matéria escura ao longo da linha de visão do telescópio até aos quasares, bem como dentro e ao redor das galáxias intervenientes. As concentrações de matéria escura detectadas pelo Hubble têm 1/10.000 a 1/100.000 vezes a massa do halo de matéria escura da Via Láctea. Muitos destes pequenos grupos provavelmente não contêm sequer galáxias pequenas e, portanto, seriam impossíveis de detectar pelo método tradicional de procurar estrelas embebidas.

Os oito quasares e galáxias estavam alinhados tão precisamente que o efeito de distorção, chamado lente gravitacional, produziu quatro imagens distorcidas de cada quasar. O efeito é como olhar para um espelho de uma casa de diversões numa feira. As imagens quádruplas de quasares são raras devido ao alinhamento quase exato necessário entre a galáxia em primeiro plano e o quasar no plano de trás. No entanto, os ipesquisadores precisaram de várias imagens para realizar uma análise mais detalhada.

A presença de aglomerados de matéria escura altera o brilho e a posição aparentes de cada imagem distorcida do quasar. Os astrônomos compararam estas medições com previsões de como as imagens dos quasares seriam sem a influência da matéria escura. Os pesquisadores usaram as medições para calcular as massas das pequenas concentrações de matéria escura. Para analisar os dados, os cientistas também desenvolveram elaborados programas de computação e técnicas intensivas de reconstrução.

Os pesquisadores usaram o instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble para captar a luz infravermelha próxima de cada quasar e para dispersá-la nas suas cores componentes para estudo com espectroscopia. As emissões únicas dos quasares de fundo são melhor observadas no infravermelho. As observações do Hubble, a partir do espaço, permitem fazer estas medições em sistemas de galáxias que não seriam acessíveis com telescópios terrestres de menor resolução, e a atmosfera da Terra é opaca à luz infravermelha.

As lentes gravitacionais foram descobertas através de levantamentos aqui na Terra, como o SDSS (Sloan Digital Sky Survey) e o DES (Dark Energy Survey), que fornecem os mapas tridimensionais mais detalhados do Universo já feitos. Os quasares estão localizados a aproximadamente 10 bilhões de anos-luz da Terra; as galáxias no plano da frente, a cerca de 2 bilhões de anos-luz. 

O número de pequenas estruturas detectadas no estudo fornece mais pistas sobre a natureza da matéria escura. No entanto, o tipo de partícula que compõe a matéria escura é ainda um mistério.

Os astrônomos poderão realizar estudos de acompanhamento da matéria escura usando telescópios espaciais de próxima geração como o JWST (James Webb Space Telescope) e o WFIRST (Wide Field Infrared Survey Telescope), ambos observatórios infravermelhos. O Webb será capaz de obter eficazmente estas medições para todos os quasares quadruplamente ampliados por lentes gravitacionais. A nitidez e o amplo campo de visão do WFIRST vão ajudar a fazer observações de toda a região do espaço afetada pelo imenso campo gravitacional de galáxias massivas e aglomerdos de galáxias.

A equipe apresentou os seus resultados na 235.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Honolulu, Havaí. Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Catálogo com abundância de galáxias

Este objeto brilhante, algo parecido com uma bolha, conforme observado pelo telescópio espacial Hubble, é uma galáxia chamada NGC 1803.

© Hubble (NGC 1803)

Esta galáxia está localizada a cerca de 200 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Pictor.

A NGC 1803 foi descoberta em 1834 pelo astrônomo John Herschel. O seu pai William e sua tia Caroline fizeram enormes contribuições para o campo da astronomia, e seus legados permanecem até hoje. William Herschel catalogou sistematicamente muitos dos objetos que viu no céu noturno, nomeou muitas luas no Sistema Solar, descobriram radiação infravermelha e muito mais. Caroline Herschel descobriu vários cometas e nebulosas. John pegou esse catálogo de objetos do céu noturno e o retrabalhou e expandiu em seu Catálogo Geral de Nebulosas e Aglomerados de Estrelas. Essa foi a base do sistema de catalogação ainda hoje usado pelos astrônomos (o Novo Catálogo Geral de Nebulosas e Aglomerados de Estrelas de Dreyer ou o Novo Catálogo Geral, abreviado).

Isso dá origem aos nomes NGC atribuídos a um grande número de galáxias, incluindo a NGC 1803. Esta galáxia é parte de um par galáctico. Foi descrito por Dreyer como sendo “fraco, pequeno e redondo”, e localizado próximo a uma estrela muito brilhante no sudeste. Esta estrela é de fato a galáxia lenticular PGC 16720, não visível nesta imagem.

Fonte: ESA

Localizado distante grupo de galáxias efetuando antiga mudança cósmica

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu o grupo galáctico mais distante até hoje. Com o nome EGS77, o trio de galáxias data de uma época em que o Universo tinha apenas 680 milhões de anos, ou menos de 5% da sua idade atual (13,8 bilhões de anos).

© NASA/ESA (ilustração do grupo de galáxias EGS77)

A inserção desta ilustração do grupo de galáxias EGS77 mostra os objetos rodeados por bolhas sobrepostas de hidrogênio ionizado. Ao transformar os átomos de hidrogênio, atenuantes de luz, em gás ionizado, pensa-se que a luz ultravioleta tenha formado bolhas destas por todo o Universo inicial, passando gradualmente de opaco a completamente transparente. O fundo da imagem desta composição de imagens no visível e no infravermelho próximo obtidas pelo telescópio espacial Hubble, inclui as três galáxias de EGS77 (círculos verdes).

Mais significativamente, as observações mostram que as galáxias participam numa ampla mudança cósmica chamada reionização. A era começou quando a luz das primeiras estrelas mudou a natureza do hidrogênio por todo o Universo, de maneira semelhante a um lago gelado que derrete na primavera. Isto transformou o cosmos inicial e escuro, que extingue luz, no que vemos hoje.

O Universo jovem estava cheio de átomos de hidrogênio, que atenuam a luz ultravioleta e bloqueiam a nossa visão das galáxias primitivas.  O EGS77 é o primeiro grupo de galáxias apanhado no ato de limpar esta neblina cósmica.

Apesar de galáxias individuais mais distantes já terem sido observadas, EGS77 é o grupo galáctico mais distante até ao momento, mostrando os comprimentos de onda específicos da luz ultravioleta distante revelada pela reionização. Esta emissão, chamada Lyman-alfa, é proeminente em todos os membros do EGS77.

Na sua fase inicial, o Universo era um plasma brilhante de partículas, incluindo elétrons, prótons, núcleos atômicos e luz. Os átomos ainda não podiam existir. O Universo estava num estado ionizado, semelhante ao gás dentro de um sinal de neon aceso ou tubo fluorescente.

Depois do Universo crescer e arrefecer durante cerca de 380.000 anos, os elétrons e prótons combinaram-se nos primeiros átomos, sendo mais de 90% deles hidrogênio. Centenas de milhões de anos mais tarde, este gás formou as primeiras estrelas e galáxias. Mas a própria presença deste gás abundante apresenta desafios para a detecção de galáxias no Universo primitivo.

Os átomos de hidrogênio absorvem e reemitem rapidamente a luz ultravioleta distante conhecida como emissão Lyman-alfa, que tem um comprimento de onda de 121,6 nanômetros. Quando as primeiras estrelas se formaram, parte da luz que produziram correspondia a este comprimento de onda. Como a luz Lyman-alfa interagiu facilmente com os átomos de hidrogênio, não podia viajar muito antes que o gás a dispersasse em direções aleatórias.

"A luz intensa das galáxias pode ionizar o hidrogênio circundante, formando bolhas que permitem que a luz das estrelas viaje livremente," disse Vithal Tilvi, pesquisador da Universidade Estatal do Arizona, EUA. "EGS77 formou uma grande bolha que permite que a sua luz viaje para a Terra sem muita atenuação. Eventualmente, bolhas como estas cresceram em todas as galáxias e preencheram o espaço intergaláctico, reionizando o Universo e abrindo caminho para a luz viajar através do cosmos."

O EGS77 foi descoberto como parte do levantamento Cosmic DAWN (Cosmic Deep And Wide Narrowband). A equipe fotografou uma pequena área na direção da constelação de Boieiro usando um filtro personalizado no instrumento NEWFIRM (Extremely Wide-Field InfraRed Imager) do NOAO (National Optical Astronomy Observatory), acoplado ao telescópio Mayall de 4 metros no Observatório Nacional de Kitt Peak, Arizona, EUA.

Dado que o Universo está se expandindo, a luz Lyman-alfa de EGS77 foi esticada durante as suas viagens, de modo que os astrônomos na verdade a detectaram no infravermelho próximo. Não podemos ver estas galáxias no visível porque esta luz começou em comprimentos de onda mais curtos que a Lyman-alfa e foi dispersa pela neblina de átomos de hidrogênio.

Para ajudar a selecionar candidatos distantes, os cientistas compararam as suas imagens com dados disponíveis publicamente da mesma região obtidas com os telescópios espaciais Hubble e Spitzer da NASA. As galáxias que aparecem brilhantes em imagens no infravermelho próximo foram marcadas como possibilidades, enquanto as que apareciam na luz visível foram rejeitadas por estarem demasiado próximas.

A equipe confirmou as distâncias das galáxias do grupo EGS77 usando o instrumento MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer for Infra-Red Exploration) no telescópio Keck I do Observatório W. M. Keck em Maunakea, Havaí. Todas as três galáxias mostram linhas de emissão Lyman-alfa em comprimentos de onda ligeiramente diferentes, refletindo distâncias ligeiramente diferentes. A separação entre galáxias adjacentes é de cerca de 2,3 milhões de anos-luz, ou um pouco mais perto do que a distância entre a Galáxia de Andrômeda e a Via Láctea.

O próximo telescópio espacial James Webb é sensível à emissão Lyman-alfa de galáxias ainda mais fracas a estas distâncias e pode encontrar mais galáxias no grupo EGS77.

Os astrônomos esperam que bolhas de reionização semelhantes desta época sejam raras e difíceis de encontrar. O planejado WFIRST (Wide Field Infrared Survey Telescope) da NASA poderá ser capaz de descobrir exemplos adicionais, iluminando ainda mais esta importante transição na história cósmica.


O artigo que descreve estes achados foi submetido à revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Rede LIGO-Virgo detecta outra colisão de estrelas de nêutrons

No dia 25 de abril de 2019, o Observatório LIGO captou o que pareciam ser ondulações gravitacionais de uma colisão de duas estrelas de nêutrons.

© LIGO/A. Simonnet (ilustração da colisão de duas estrelas nêutrons)

O LIGO faz parte de uma rede que inclui o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) e o detector europeu Virgo. Agora, um novo estudo confirma que este evento foi provavelmente o resultado de uma fusão de duas estrelas de nêutrons. Esta seria apenas a segunda vez que este tipo de evento foi observado em ondas gravitacionais.

A primeira observação deste tipo, realizada em agosto de 2017, fez história por ser a primeira vez que tanto ondas gravitacionais como luz foram detectadas a partir do mesmo evento cósmico. A fusão de 25 de abril, por outro lado, não resultou na detecção de qualquer luz. No entanto, através de uma análise apenas dos dados das ondas gravitacionais, foi descoberto que a colisão produziu um objeto com uma massa incomumente alta.

A partir de observações convencionais com luz, já são conhecidos 17 sistemas binários de estrelas de nêutrons na Via Láctea, sendo possível estimar as massas destas estrelas.

As estrelas de nêutrons são os remanescentes de estrelas moribundas que sofrem explosões catastróficas à medida que entram em colapso no final das suas vidas. Quando duas estrelas de nêutrons espiralam uma em direção à outra, sofrem uma fusão violenta que expele ondulações gravitacionais através do tecido do espaço e do tempo.

O LIGO tornou-se o primeiro observatório a detectar diretamente ondas gravitacionais em 2015; nesse caso, as ondas foram geradas pela feroz colisão de dois buracos negros. Desde então, o LIGO e o Virgo detectaram dúzias de candidatos a fusões de buracos negros.

A fusão de estrelas de nêutrons de agosto de 2017 foi captada pelos dois detectores LIGO, um em Livingston, no estado norte-americano de Louisiana, e o outro em Hanford, Washington, juntamente com uma série de telescópios espalhados por todo o mundo (as colisões de estrelas de nêutrons produzem luz e pensa-se que as colisões de buracos negros não). Esta fusão não foi visível claramente nos dados do Virgo, mas esse fato forneceu informações importantes que finalmente identificaram a localização do evento no céu.

O evento de abril de 2019 foi identificado pela primeira vez em dados apenas do detector LIGO Livingston. O detetor LIGO Hanford estava no momento temporariamente offline e, a uma distância de mais de 500 milhões de anos-luz, o evento era fraco demais para ser detectável nos dados do Virgo. Usando os dados de Livingston, combinados com informações derivadas dos dados do Virgo, a equipe reduziu a localização do evento para uma região do céu com mais de 8.200 graus quadrados em tamanho, ou cerca de 20% do céu. Em comparação, o evento de agosto de 2017 foi reduzido a uma região de apenas 16 graus quadrados, ou 0,04% do céu.

Os dados do LIGO revelam que a massa combinada dos corpos fundidos é de aproximadamente 3,4 vezes a massa do nosso Sol. Na Via Láctea, os sistemas binários de estrelas de nêutrons conhecidos combinam massas até 2,9 vezes a do Sol. Uma possibilidade para a massa extraordinariamente alta é que a colisão ocorreu não entre duas estrelas de nêutrons, mas entre uma estrela de nêutrons e um buraco negro, já que os buracos negros são mais massivos que as estrelas de nêutrons. Mas se fosse esse o caso, o buraco negro teria que ser excepcionalmente pequeno para a sua classe. Ao invés, os cientistas pensam que é muito mais provável que o LIGO tenha testemunhado a destruição de duas estrelas de nêutrons.

Pensa-se que os pares de estrelas de nêutrons se formem de duas maneiras possíveis. Podem formar-se a partir de sistemas binários de estrelas massivas que terminam as suas vidas como estrelas de nêutrons, ou podem surgir quando duas estrelas de nêutrons formadas separadamente se agrupam num ambiente estelar denso. Os dados do LIGO para o evento de 25 abril não indicam qual dos cenários é o mais provável, mas sugerem que são necessários mais dados e novos modelos para explicar a massa inesperadamente alta da fusão.

Os resultados foram apresentados no passado dia 6 de janeiro na 235.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Honolulu, Havaí. O estudo foi submetido à revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: California Institute of Technology