A mesma galáxia captada com filtros diferentes

Este emaranhado luminoso de estrelas e poeira é a galáxia espiral barrada NGC 1385, que fica a cerca de 30 milhões de anos-luz da Terra.

© Hubble (NGC 1385, vista com filtros extras)

A mesma galáxia foi tema de outra imagem do Hubble, mas as duas imagens são notavelmente diferentes. 

© Hubble (NGC 1385)

Esta imagem mais recente tem muito mais tons de vermelho rosado e âmbar, enquanto a imagem anterior era dominada por azuis frios. Esta variação cromática não é apenas uma escolha criativa, mas também técnica, feita de forma para representar a diferente quantidade e tipo de filtros utilizados na recolha dos dados que serviram para a confecção das respetivas imagens. 

É compreensível ficar um pouco confuso sobre como a mesma galáxia, fotografada duas vezes pelo mesmo telescópio, pode ser representada de forma tão diferente em duas imagens diferentes. A razão é que o Hubble está equipado com uma variedade de filtros. Estes componentes altamente especializados são alimentados por software e adicionados depois que a imagem é tirada fazendo com que as informações sejam perdidas da imagem, pois certas cores são exageradas ou reduzidas para efeito estético. 

Em contraste, os filtros do telescópio são peças de hardware físico que permitem apenas que comprimentos de onda de luz muito específicos entrem no telescópio à medida que os dados são coletados. Isto faz com que a luz se perca, mas significa que os astrônomos podem sondar partes extremamente específicas do espectro eletromagnético. Isto é muito útil por vários motivos; por exemplo, processos físicos dentro de certos elementos emitem luz em comprimentos de onda muito específicos, e os filtros podem ser otimizados para estes comprimentos de onda. 

Dê uma olhada na imagem atual e na imagem anterior da NGC 1385. Quais são as diferenças? Você consegue ver os detalhes extras devido ao uso de filtros na imagem atual? 

Fonte: ESA

Revelando os “ossos” da Mão Cósmica Fantasmagórica

Em 1895, Wilhelm Röntgen descobriu os raios X e os usou para obter imagens dos ossos da mão de sua esposa, dando início a uma ferramenta revolucionária de diagnóstico para a medicina.

© Chandra / IXPE (pulsar PSR B1509-58)

Agora, dois dos telescópios espaciais de raios X da NASA combinaram os seus poderes de imagem para revelar os "ossos" do campo magnético de uma notável estrutura em forma de mão no espaço. Juntos, estes telescópios revelam o comportamento de uma estrela morta em colapso que sobrevive através de plumas de partículas de matéria energizada e antimatéria. 

Há cerca de 1.500 anos, uma estrela gigante na nossa Galáxia ficou sem combustível nuclear para queimar. Quando isso aconteceu, a estrela entrou em colapso e formou um objeto extremamente denso chamado estrela de nêutrons. Estrelas de nêutrons em rotação com fortes campos magnéticos, ou pulsares, fornecem laboratórios para física extrema, com condições que não podem ser reproduzidas na Terra. 

Pulsares jovens podem criar jatos de matéria e antimatéria afastando-se dos polos do pulsar, junto com um vento intenso, formando uma “nebulosa de vento pulsar”. Em 2001, o observatório de raios X Chandra da NASA observou pela primeira vez o pulsar PSR B1509-58 e revelou que a sua nebulosa de vento pulsar (referida como MSH 15-52) se assemelha a uma mão humana. O pulsar está localizado na base da “palma” da nebulosa. MSH 15-52 está localizada a 16.000 anos-luz da Terra. 

Agora, o mais novo telescópio de raios X da NASA, o Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE), observou MSH 15-52 durante cerca de 17 dias, o período mais longo que já observou qualquer objeto desde que foi lançado em dezembro de 2021. 

O IXPE fornece informações sobre a orientação do campo elétrico dos raios X, determinada pelo campo magnético da fonte de raios X, ou seja, a polarização de raios X. Em grandes regiões do MSH 15-52 a quantidade de polarização é notavelmente alta, atingindo o nível máximo esperado do trabalho teórico. Para atingir esta força, o campo magnético deve ser muito retilíneo e uniforme, o que significa que há pouca turbulência nestas regiões da nebulosa do vento pulsar. 

Uma característica particularmente interessante da MSH 15-52 é um jato brilhante de raios X direcionado do pulsar para o “pulso” na parte inferior da imagem. Os novos dados do IXPE revelam que a polarização no início do jato é baixa, provavelmente porque esta é uma região turbulenta com campos magnéticos complexos e emaranhados associados à geração de partículas de alta energia. No final do jato, as linhas do campo magnético parecem endireitar-se e tornar-se muito mais uniformes, fazendo com que a polarização se torne muito maior.

Estes resultados implicam que as partículas recebem um impulso de energia em regiões turbulentas complexas perto do pulsar na base da "palma da mão" e fluem para áreas onde o campo magnético é uniforme ao longo do "pulso, dedos e polegar". 

Esta façanha possibilitou a descoberta da história de vida da matéria superenergética e das partículas de antimatéria em torno do pulsar. Isto nos ensina como os pulsares podem atuar como aceleradores de partículas. O IXPE também detectou campos magnéticos semelhantes para as nebulosas de vento dos pulsares Vela e Caranguejo, o que implica que podem ser surpreendentemente comuns nestes objetos. 

Fonte: Smithsonian Astrophysical Observatory

Descoberto que Dinkinesh afinal é um asteroide binário

No passado dia 1 de novembro, a NASA confirmou que a sua sonda espacial Lucy passou com sucesso pelo asteroide Dinkinesh, uma rocha espacial relativamente pequena situada no cinturão principal de asteroides entre Marte e Júpiter.

© NASA / Lucy (asteroide Dinkinesh e seu satélite)

É um marco na viagem da Lucy, uma vez que Dinkinesh é o primeiro de 10 asteroides que a sonda irá visitar nos próximos 12 anos. A missão Lucy faz parte do ambicioso esforço da NASA para desvendar os segredos do passado do nosso Sistema Solar. 

Embora a sonda espacial Lucy também passe por alguns asteroides relativamente próximos, como Dinkinesh, o principal objetivo da sonda é passar por alguns asteroides troianos mais distantes, que orbitam o Sol ao lado de Júpiter, como conjuntos de seixos presos às marés gravitacionais de um rochedo gigante. 

Os cientistas estão interessados em saber mais sobre estes troianos porque pensa-se que são relíquias antigas do Sistema Solar, como objetos extras que construiu os planetas.  A exploração do astro Dinkinesh mostrou que é um asteroide binário. Em alguns aspetos, estes asteroides são semelhantes ao binário próximo da Terra, Didymos e Dimorphos, que a DART viu, mas há algumas diferenças realmente interessantes para ser investigada. 

A seguir, a Lucy regressará à Terra para receber uma assistência gravitacional que a ajudará a aproximar-se do seu segundo alvo: o asteroide 52246 Donaldjohanson, assim chamado em homenagem da descoberta em 1974 do fóssil Australopithecus afarensis Lucy de 3,2 milhões de anos, pelo antropólogo americano Donald Johanson e pelo estudante Tom Gray em Hadar, no deserto de Afar, na Etiópia. O termo "Dinkinesh" é outro nome do fóssil Lucy e significa "és maravilhosa" em amárico.

Fonte: NASA

Quando astrônomos amadores apontam o caminho

Esta imagem mostra a galáxia espiral NGC 941, que fica a cerca de 55 milhões de anos-luz da Terra.

© Hubble (NGC 941)

Os dados usados para esta imagem foram coletados pela Advanced Camera for Surveys (ACS) do Hubble. A bela galáxia NGC 941 é sem dúvida a principal atração desta imagem; no entanto, esta galáxia de aspecto nebuloso não foi a motivação para o recolhimento de dados.

Esta distinção pertence a um evento astronômico que ocorreu na galáxia anos antes: a supernova SN 2005ad. A localização desta supernova desbotada foi observada como parte de um estudo de múltiplas supernovas ricas em hidrogênio, também conhecidas como supernovas do tipo II, a fim de compreender melhor os ambientes em que ocorrem certos tipos de supernovas. 

Embora o estudo tenha sido conduzido por astrônomos profissionais, a SN 2005ad deve a sua descoberta a um distinto astrônomo amador chamado Kōichi Itagaki, que descobriu mais de 170 supernovas. Isto pode levantar a questão de como um astrônomo amador poderia detectar algo como um evento de supernova antes dos astrônomos profissionais, que têm acesso a telescópios como o Hubble. A resposta é, em parte, que a detecção de supernovas é uma mistura de habilidade, facilidades e sorte.

A maioria dos eventos astronômicos acontecem ao longo de períodos de tempo que superam o tempo de vida humano, mas as explosões de supernovas são extraordinariamente rápidas, aparecendo muito repentinamente e depois aumentando e diminuindo o brilho ao longo de um período de dias ou semanas. Outro aspecto é que os astrônomos profissionais muitas vezes não passam muito tempo observando. Há uma grande competição por tempo em telescópios como o Hubble, e então os dados de algumas horas de observações podem levar semanas, meses, ou às vezes até anos, para serem processados e analisados em todo o seu potencial.

Astrônomos amadores podem passar muito mais tempo observando os céus e, às vezes, possuem sistemas extremamente impressionantes de telescópios, computadores e software que podem usar. Tantas supernovas são detectadas por amadores habilidosos como Itagaki que existe na verdade um sistema online configurado para reportá-las o Transient Name Server. 

Isto é uma grande ajuda para os astrônomos profissionais, porque com eventos de supernova o tempo é verdadeiramente essencial. Depois que a descoberta de SN 2005ab foi relatada, astrônomos profissionais foram capazes de acompanhar estudos espectroscópicos e confirmá-la como uma supernova tipo II, o que eventualmente levou à inclusão de sua localização neste estudo com o Hubble. Tal estudo não seria possível sem uma rica biblioteca de supernovas anteriores, construída com o olhar atento de astrônomos amadores. 

Fonte: ESA

Um novo sistema de sete planetas escaldantes

Um sistema de sete planetas escaldantes foi revelado pelo estudo continuado dos dados do telescópio espacial Kepler da NASA, já fora de serviço: cada um deles é banhado por mais calor radiante da sua estrela hospedeira, por área, do que qualquer planeta do nosso Sistema Solar.

© NASA / D. Rutter (ilustração do sistema Kepler-385)

Também ao contrário de qualquer dos nossos vizinhos imediatos, todos os sete planetas deste sistema, denominado Kepler-385, são maiores do que a Terra, mas menores do que Netuno. 

É um dos poucos sistemas planetários conhecidos que contém mais de seis planetas verificados ou candidatos a planeta. O sistema Kepler-385 está entre os destaques de um novo catálogo Kepler que contém quase 4,400 candidatos a planeta, incluindo mais de 700 sistemas multiplanetários. 

No centro do sistema Kepler-385 está uma estrela semelhante ao Sol, cerca de 10% maior e 5% mais quente. Os dois planetas interiores, ambos ligeiramente maiores do que a Terra, são provavelmente rochosos e podem ter atmosferas finas. Os outros cinco planetas são maiores, cada um com um raio cerca do dobro do tamanho da Terra, e espera-se que estejam envoltos em atmosferas espessas. 

A capacidade de descrever as propriedades do sistema Kepler-385 com tanto pormenor é uma prova da qualidade deste último catálogo exoplanetário. Enquanto os catálogos finais da missão Kepler se concentraram na produção de listas otimizadas para medir a frequência de planetas em torno de outras estrelas, este estudo concentra-se na produção de uma lista abrangente que fornece informações precisas sobre cada um dos sistemas, tornando possíveis descobertas como a de Kepler-385. 

O novo catálogo utiliza medições melhoradas das propriedades estelares e calcula com maior exatidão o percurso de cada planeta em trânsito através da sua estrela hospedeira. Esta combinação ilustra que, quando uma estrela acolhe vários planetas em trânsito, estes têm normalmente órbitas mais circulares do que quando uma estrela acolhe apenas um ou dois. As observações primárias do Kepler terminaram em 2013 e foram seguidas pela missão alargada do telescópio, denominada K2, que continuou até 2018. Os dados recolhidos pelo Kepler continuam revelando novas descobertas sobre a nossa Galáxia. Depois de a missão já nos ter mostrado que existem mais planetas do que estrelas, este novo estudo traça uma imagem mais detalhada do aspecto de cada um destes planetas e dos seus sistemas, contribuindo para informações dos muitos mundos para além do nosso Sistema Solar. 

Um artigo científico será publicado na revista The Planetary Science Journal. 

Fonte: University of the Pacific

A dançarina em Dorado

Esta imagem vibrante e de aparência dinâmica mostra a galáxia espiral NGC 1566, que às vezes é chamada informalmente de “Galáxia da Dançarina Espanhola”.

© Hubble (NGC 1566)

A galáxia deve seu apelido às linhas vívidas e dramáticas de seus braços espirais, que poderiam evocar as formas e cores do movimento de uma dançarina. 

A NGC 1566 é uma galáxia espiral fracamente barrada ou intermediária, o que significa que não tem uma estrutura em forma de barra claramente presente ou claramente ausente no seu centro.  Ela está localizada a cerca de 60 milhões de anos-luz da Terra, na constelação Dorado, e também é membro do grupo de galáxias Dorado. 

Grupos de galáxias são conjuntos de galáxias ligadas gravitacionalmente. Os grupos diferem dos aglomerados de galáxias em tamanho e massa: os aglomerados de galáxias podem conter centenas de galáxias, enquanto os grupos podem conter várias dezenas de galáxias. Não existe uma delimitação precisa entre a definição de um grupo de galáxias e um aglomerado de galáxias. Alguns astrônomos propuseram que as definições fossem aprimoradas, com uma sugestão de que agregações de galáxias com menos massa que 80 trilhões de sóis deveriam ser qualificadas como grupos de galáxias. 

O grupo Dorado teve uma adesão flutuante ao longo das últimas décadas, com vários dados alterando a sua lista de galáxias constituintes. Como exemplo da razão pela qual é tão difícil para os astrônomos identificar membros de grupos como o grupo Dorado, podemos imaginar a fotografia de um ser humano adulto e de um grande carvalho. Temos conhecimento prévio do tamanho aproximado da pessoa e da árvore, então se víssemos uma foto onde a pessoa aparecesse aproximadamente do mesmo tamanho da árvore, poderíamos adivinhar que, na realidade, a pessoa estava posicionada muito mais perto da câmera do que a árvore, dando a falsa impressão de que eram do mesmo tamanho. 

Ao estudar os membros de um grupo de galáxias, os astrônomos não estão necessariamente equipados com o conhecimento do tamanho das galáxias individuais e, por isso, têm de descobrir se as galáxias estão realmente relativamente próximas umas das outras no espaço, ou se algumas delas estão realmente muito mais próximas. ou muito mais longe. Isto tornou-se mais fácil com técnicas de observação mais sofisticadas, mas por vezes ainda representa um desafio. 

Fonte: ESA

Novas revelações do histórico remanescente de supernova

O telescópio IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA captou as primeiras imagens de raios X polarizados do remanescente de supernova SN 1006.

© Chandra / IXPE (SN 1006)

Na imagem os elementos vermelhos, verdes e azuis refletem os raios X de baixa, média e alta energia, respetivamente, tal como detectados pelo observatório Chandra. Os dados do IXPE, que medem a polarização dos raios X, são vistos em roxo no canto superior esquerdo, com a adição de linhas que representam o movimento para fora do campo magnético do remanescente.

Os novos resultados alargam o conhecimento dos cientistas sobre a relação entre os campos magnéticos e o fluxo de partículas altamente energéticas proveniente de estrelas em explosão. Os campos magnéticos são extremamente difíceis de medir, mas o IXPE fornece uma forma eficiente de os sondar. Agora é possível ver que os campos magnéticos de SN 1006 são turbulentos, mas também apresentam uma direção organizada. 

Situada a cerca de 6.500 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Lobo, a SN 1006 é tudo o que resta após uma explosão titânica, que ocorreu quando duas anãs brancas se fundiram ou quando uma anã branca retirou demasiada massa de uma estrela companheira.

Inicialmente detectada na primavera do ano 1006 por observadores na China, no Japão, na Europa e no mundo árabe, a sua luz foi visível a olho nu durante pelo menos três anos. Os astrônomos modernos continuam a considerá-la o evento estelar mais brilhante de que há registo na história. 

Desde o início da observação moderna, os pesquisadores identificaram a estranha estrutura dupla do remanescente, marcadamente diferente de outros remanescentes de supernova arredondados. Tem também "membros" brilhantes ou orlas identificáveis nas bandas de raios X e raios gama. 

A proximidade de remanescentes de supernovas brilhantes em raios X, como SN 1006, torna-o ideal para medições pelo IXPE, dada a combinação da sensibilidade do IXPE à polarização de raios X com a capacidade de resolver espacialmente as regiões de emissão, que é essencial para localizar locais de aceleração de raios cósmicos. 

Observações anteriores dos raios X de SN 1006 forneceram a primeira evidência de que os remanescentes de supernova podem acelerar radicalmente os elétrons e ajudaram a identificar nebulosas em rápida expansão em torno de estrelas que explodiram como um local de nascimento de raios cósmicos altamente energéticos, que podem viajar quase à velocidade da luz. 

Os cientistas depreenderam que a estrutura única de SN 1006 está ligada à orientação do seu campo magnético e teorizaram que as ondas de explosão da supernova, a nordeste e a sudoeste, movem-se na direção alinhada com o campo magnético e aceleram mais eficazmente as partículas de alta energia. As novas descobertas do IXPE ajudaram a validar e a clarificar essas teorias. 

As propriedades de polarização obtidas a partir da análise espectral-polarimétrica alinham-se notavelmente bem com os resultados de outros métodos e observatórios de raios X, sublinhando a confiabilidade e as fortes capacidades do IXPE. 

Pela primeira vez, foi mapeada as estruturas do campo magnético de remanescentes de supernova de energias mais elevadas com maior detalhe e precisão, permitindo compreender melhor os processos que conduzem à aceleração destas partículas. 

Os pesquisadores afirmam que os resultados demonstram uma ligação entre os campos magnéticos e o fluxo de partículas altamente energéticas do remanescente. Os campos magnéticos na concha de SN 1006 estão um pouco desorganizados, de acordo com os resultados do IXPE, mas ainda assim têm uma orientação preferencial. À medida que a onda de choque da explosão original passa pelo gás circundante, os campos magnéticos ficam alinhados com o movimento da onda de choque. As partículas carregadas são apanhadas pelos campos magnéticos em volta do ponto original da explosão, onde recebem rapidamente surtos de aceleração. Estas partículas de alta energia, por sua vez, transferem energia para manter os campos magnéticos fortes e turbulentos. 

O IXPE observou três remanescentes de supernovas: Cassiopeia A, Tycho e agora SN 1006, desde o seu lançamento em dezembro de 2021, ajudando os cientistas a desenvolver uma compreensão mais abrangente da origem e dos processos dos campos magnéticos que rodeiam estes fenômenos. 

Os cientistas ficaram surpreendidos ao descobrir que SN 1006 é mais polarizado do que os outros dois remanescentes de supernova, mas que todos os três apresentam campos magnéticos orientados de tal forma que apontam para fora do centro da explosão.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: NASA

Novas pistas para a formação e evolução das estrelas na Via Láctea

Após estudos comparativos de uma amostra de quase 50 aglomerados abertos de diferentes idades na Via Láctea, uma pesquisa mostra que, quando estes aglomerados estelares envelhecem, perdem a maioria dos seus membros menos massivos.

© IAC / D. López (Plêiades)

A pesquisa foi conduzida pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) e pela ULL (Universidad de La Laguna), com a colaboração da Universidade Politécnica de Cartagena, cujo resultado confirma que existem processos dinâmicos internos nos aglomerados abertos, causados pelas suas longas viagens através da Galáxia, que provocam a expulsão destas estrelas de baixa massa. O estudo utilizou dados do satélite Gaia da ESA. 

Um aglomerado aberto é um grupo de estrelas que se formou a partir de uma única nuvem molecular. Os exemplos mais conhecidos são as Plêiades (M45) e as Híades, que podem ser vistas a olho nu no céu de inverno. Os aglomerados abertos são constituídos por várias centenas a vários milhares de estrelas, que estão ligadas entre si pela gravidade, embora menos fortemente do que os aglomerados globulares. 

Dado que todas as estrelas de um aglomerado têm a mesma origem, idade e composição química, as suas propriedades são mais fáceis de determinar do que as de estrelas isoladas, o que torna os aglomerados muito úteis para o estudo da formação e evolução estelar. As estrelas nos aglomerados abertos compartilham também um movimento comum pelo espaço, derivado do movimento da nuvem molecular a partir da qual se formaram. O estudo deste movimento permite distinguir as estrelas de um determinado aglomerado de estrelas que se encontram ao longo da mesma linha de visão, mas que não fazem parte do mesmo, e saber com segurança que nasceram ao mesmo tempo, que estão a uma distância comum da Terra e que estão relacionadas entre si como um grupo. 

Uma equipe de cientistas liderada pela pesquisadora do IAC, Maruska Zerjal, utilizou as últimas medições do satélite Gaia da ESA para estudar os movimentos das estrelas que fazem parte de 50 aglomerados abertos a uma distância moderada do Sol. Ao escolher a amostra, foi estabelecido um limite de distância de 1.500 anos-luz e um limite de idade de 1 bilhão de anos, o que é 4,6 vezes inferior à idade do Sol. Dentro destes limites, foi possível detectar estrelas com pouca massa, menos de metade da massa do Sol, que são muito mais difíceis de detectar do que estrelas mais massivas e brilhantes.

Foi considerado este limite superior para a distância porque as estrelas de baixa massa são demasiado tênues para serem observadas como objetos isolados quando estão longe de nós, e para a idade porque sabe-se que em aglomerados muito antigos este tipo de estrelas é quase indetectável. 

Uma vez identificados os aglomerados, eles foram classificados em três grupos e analisadas a distribuição do brilho das estrelas que os compõem. Depois de analisar cada grupo, a equipe mostrou que nos aglomerados mais antigos estudados, entre 100 milhões e 800 milhões de anos, há uma perda constante das estrelas menos massivas. Os aglomerados mais jovens, por outro lado, apresentam todos uma distribuição estelar semelhante, com as mesmas proporções dos diferentes tipos de estrelas, desde as mais massivas e brilhantes às menos massivas e mais fracas.

Esta descoberta implica duas conclusões importantes. Em primeiro lugar, a distribuição da massa das estrelas em aglomerados jovens parece ser um fenômeno universal. Em segundo lugar, nos aglomerados abertos existem processos dinâmicos internos devido às suas longas viagens através da Galáxia, que os levam a perder estrelas de baixa massa.

O catálogo dos aglomerados analisados está disponível no arquivo astronômico público do CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg). Além disso, para tornar os resultados ainda mais acessíveis a um público mais vasto, a equipe desenvolveu um website interativo com todos os aglomerados e as estrelas que os compõem, o GAIA Open Clusters.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Os fantasmas de Cassiopeia

A Gama Cassiopeia brilha alto nos céus noturnos de outono do norte.

© G. Gruntz / J. Bax (IC 59, IC 63 & Gama Cassiopeia)

É a estrela pontiaguda mais brilhante neste campo de visão telescópico em direção à constelação de Cassiopeia. 

A estrela Gama Cassiopeia compartilha a cena de aparência etérea com nuvens interestelares fantasmagóricas de gás e poeira, com IC 59 (canto superior esquerdo) e IC 63, localizadas a cerca de 600 anos-luz de distância. 

No entanto, elas estão desaparecendo lentamente, erodindo sob a influência da radiação energética da Gama Cassiopeia quente e luminosa. Ela está fisicamente localizada a apenas 3 a 4 anos-luz da nebulosa. 

Um pouco mais próximo da estrela, IC 63 é dominado pela luz vermelha H-alfa emitida quando átomos de hidrogênio ionizados pela radiação ultravioleta da estrela se recombinam com os elétrons. Mais longe da estrela, IC 59 mostra proporcionalmente menos emissão de H-alfa, mas mais da tonalidade azul característica da poeira refletida pela luz estelar.

O vislumbre cósmico se estende por mais de 1 grau ou 10 anos-luz a uma distância estimada de Gama Cassiopeia.

Fonte: NASA

Uma dupla dinâmica … ou trio?

Esta imagem impressionante capta o par (ou o trio?) de galáxias em interação conhecido como Arp-Madore 2339-661.

© Hubble (Arp-Madore 2339-661)

Ele é assim chamado porque pertence ao catálogo Arp-Madore de galáxias peculiares. No entanto, esta peculiaridade particular pode ser ainda mais estranha do que parece à primeira vista, já que na verdade existem três galáxias interagindo aqui, e não apenas duas. 

As duas galáxias claramente definidas são NGC 7733 (menor, canto inferior direito) e NGC 7734 (maior, canto superior esquerdo). A terceira galáxia é atualmente referida como NGC 7733N, e pode realmente ser vista nesta imagem se você olhar atentamente para a parte superior do braço da NGC 7733, onde há uma estrutura semelhante a um nó visualmente notável, brilhando com uma cor diferente do braço. e obscurecido pela poeira escura. 

Isto poderia facilmente passar como parte de NGC 7733, mas a análise das velocidades e direções envolvidas na galáxia mostra que este nó tem um desvio para o vermelho adicional considerável, o que significa que é muito provavelmente a sua própria entidade e não parte de NGC 7733.

Este é na verdade um dos muitos desafios que os astrônomos observacionais enfrentam: descobrir se um objeto astronômico é realmente apenas um, ou se está na frente de outro, visto da perspectiva da Terra! 

Todas as três galáxias estão bastante próximas umas das outras, a cerca de 500 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Tucano, e estão a interagir gravitacionalmente umas com as outras. Na verdade, alguma literatura científica refere-se a eles como um “grupo em fusão”, o que significa que estão em vias de se tornarem, em última análise, uma entidade única.

Fonte: ESA

Galáxia espiral fracamente barrada

Esta imagem brilhante mostra a galáxia espiral IC 5332, que fica a cerca de 30 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Escultor, e tem uma orientação quase frontal em relação à Terra.

© Hubble (IC 5332)

Para explicar o que significa “de frente”, é útil visualizar uma galáxia espiral como um disco (extremamente) grande. Se a galáxia estiver orientada de modo que pareça circular e em forma de disco da nossa perspectiva aqui na Terra, então podemos dizer que ela está “de frente”. Em contraste, se for orientado de modo a parecer achatada e de formato oval, diríamos que é “de lado”. 

O principal é que a mesma galáxia pareceria extremamente diferente da nossa perspectiva, dependendo se estivesse de frente ou de lado, vista da Terra. Confira essas fotos anteriores do telescópio espacial Hubble para exemplos de outra galáxia espiral frontal e uma galáxia espiral quase lateral. 

A IC 5332 é designada como uma galáxia do tipo SABc no sistema De Vaucouleurs de classificação de galáxias. O ‘S’ é direto, identificando-a como uma galáxia espiral, o que claramente é, dados os braços bem definidos de estrelas brilhantes e a poeira mais escura que se curva para fora do núcleo denso e brilhante da galáxia. O ‘AB’ é um pouco mais complexo. Isso significa que a galáxia está fracamente barrada, o que se refere à forma do centro da galáxia. 

A maioria das galáxias espirais não espirala a partir de um único ponto, mas sim de uma estrutura alongada do tipo barra. As galáxias SAB, que também são conhecidas como galáxias espirais intermediárias, não têm uma forma de barra clara em seu núcleo, mas também não espiralam a partir de um único ponto, caindo em algum ponto intermediário.

O 'c' minúsculo descreve o quão firmemente enrolados estão os braços espirais: 'a' indicaria enrolados muito firmemente e 'd' enrolados muito frouxamente. Assim, IC 5332 é uma galáxia espiral intermediária em muitas frentes: fracamente barrada, com braços levemente enrolados e quase completamente de frente! 

Fonte: ESA

Detectada a mais distante explosão de rádio rápida

Uma equipe internacional de astrônomos detectou uma explosão de ondas de rádio cósmicas remota que durou menos de um milissegundo.

© ESO (ilustração de uma explosão de rádio rápida)

Esta imagem ilustra o percurso da explosão de rádio rápida (FRB, sigla do inglês para Fast Radio Burst), desde a galáxia distante onde teve origem até à Terra, num dos braços em espiral da Via Láctea

Esta FRB é a mais distante descoberta até à data. A sua fonte foi localizada pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO numa galáxia tão distante que a sua luz demorou 8 bilhões de anos para chegar até nós. Esta explosão é também uma das mais energéticas alguma vez observada; numa pequena fração de segundo foi liberado o equivalente à emissão total do nosso Sol em 30 anos. 

A descoberta da explosão, denominada FRB 20220610A foi feita em Junho do ano passado pelo radiotelescópio ASKAP na Austrália e bateu o anterior recorde de distância em 50%. 

Confirmando que as FRBs podem ser usadas para medir a matéria "em falta" entre as galáxias, fornecendo assim uma nova forma de "pesar" o Universo. Os atuais métodos para estimar a massa do Universo estão dando respostas contraditórias e pondo em causa o modelo padrão da cosmologia. Se for contada a quantidade de matéria normal no Universo, ou seja, os átomos que nos constituem, verifica-se que falta mais de metade do que deveria existir atualmente. Pensa-se que a matéria em falta está escondida no espaço entre as galáxias, mas pode estar tão quente e difusa que se torna impossível vê-la utilizando técnicas normais. As explosões de rádio rápidas detectam este material ionizado. Mesmo no espaço que está praticamente vazio, estes eventos conseguem perceber todos os elétrons, o que permite medir a quantidade de matéria existente entre as galáxias. 

Encontrar FRBs distantes é fundamental para medir com precisão a matéria em falta no Universo, como demonstrou o falecido astrônomo australiano Jean-Pierre ("J-P") Macquart em 2020. Ele mostrou que quanto mais distante se encontrar uma explosão de rádio rápida, mais gás difuso revelará entre as galáxias. Este fato é agora conhecido como a relação de Macquart. Algumas explosões de rádio rápidas recentes parecem quebrar esta relação. 

As medições recentes confirmam que a relação de Macquart se mantém para além de metade do Universo conhecido. Embora não é conhecido ainda o que causa estas enormes explosões de energia, este trabalho confirma que as explosões de rádio rápidas são acontecimentos comuns no cosmos e que é possível usá-las para detectar matéria entre as galáxias e assim compreender melhor a estrutura do Universo. 

Este resultado representa o limite do que é possível obter com os atuais telescópios, no entanto os astrônomos em breve disporão de instrumentos para detectar explosões ainda mais antigas e distantes, identificar as galáxias de origem e medir a matéria em falta no Universo. A organização internacional Square Kilometre Array Observatory (SKAO) está atualmente construindo dois radiotelescópios, na África do Sul e na Austrália, que serão capazes de encontrar milhares de FRBs, incluindo as muito distantes que não podem ser detectadas com as infraestruturas atuais. 

O Extremely Large Telescope do ESO, um telescópio de 39 metros que está sendo construído no deserto chileno do Atacama, será um dos poucos telescópios capazes de estudar as galáxias de origem de explosões ainda mais distantes do que a FRB 20220610A. 

Este trabalho de pesquisa foi descrito num artigo científico intitulado “A luminous fast radio burst that probes the Universe at redshift 1” publicado na revista Science. 

Fonte: ESO

Eclipse Anular do Sol

Hoje, o Brasil e as Américas serão brindados com um espetáculo celestial de tirar o fôlego: o Eclipse Anular do Sol.

© René Saade (eclipse anular do Sol)

Este fenômeno astronômico ocorre quando a Lua se alinha entre a Terra e o Sol, e o seu diâmetro aparente está menor do que o Sol. Assim, a sombra da Lua não cobre totalmente o Sol criando um "anel de fogo" no céu. 

O Brasil será um dos privilegiados a testemunhar esse evento, com destaque para as regiões Norte e Nordeste. Tanto no eclipse total quanto no anular a lua se alinha entre a Terra e o sol, bloqueando toda ou a maior parte da luz do sol em uma parte da superfície da Terra. A sombra mais escura, onde toda a luz solar é bloqueada, é chamada umbra. Em torno da umbra se define a sombra mais clara, a penumbra, onde a luz solar é parcialmente bloqueada e o eclipse é visto como parcial. Esse tipo de eclipse ocorre quando a Lua está em seu apogeu, o ponto mais distante de sua órbita da Terra, fazendo com que pareça menor do que o Sol no céu. 

A frequência com que os eclipses anulares do Sol ocorrem não é constante. O último eclipse anular do Sol ocorreu em junho de 2021, mas não foi visível do Brasil. O próximo eclipse deste tipo, após o de 14 de outubro, ocorrerá em 02 de outubro de 2024, será um eclipse parcial no Brasil e será visível apenas no centro-sul do país. Outro eclipse solar vai acontecer em 6 de fevereiro de 2027 e será visível de forma parcial em quase todo Brasil, com exceção da região norte, onde não será possível observá-lo.

Ressalta-se que em hipótese alguma se deve olhar diretamente para o Sol, nem mesmo com o uso de películas de raio X, óculos escuros ou outro material caseiro. A exposição, mesmo de poucos segundos, danifica a retina de modo irreversível. Existem duas formas de se observar o eclipse com segurança: direta ou indiretamente. A observação direta é aquela realizada com o uso de um instrumento especialmente adaptado para esse fim. Assim, o ideal é que se use filtros para a observação. Entretanto, também é importante o uso de filtros adequados e a observação não deve se estender por mais do que alguns segundos. A observação indireta é aquela feita através de uma projeção, sem o auxílio de qualquer instrumento óptico. Pode-se simplesmente usar um pedaço de papelão, como, por exemplo, uma tampa de caixa de pizza, e fazer um furo no meio. Coloca-se um papel branco no chão e direciona-se o furo para a direção do Sol. O eclipse é visto tranquilamente no papel no chão. 

O caminho de anularidade, ou seja, é a faixa da Terra de cerca de 200 km de largura onde o eclipse é visto como anular. Em localidades fora dessa faixa o eclipse será visto como parcial, sendo que quanto mais nos afastamos da faixa de anularidade menor será a porção do Sol coberta pela Lua. A faixa de anularidade passará pelos estados Amazonas, Pará, Maranhão, Piauí, Ceará, Tocantins, Paraíba, Pernambuco e Rio Grande do Norte. As capitais estaduais Natal (Rio Grande do Norte) e João Pessoa (Paraíba) são as únicas que estão no caminho da anularidade. O eclipse nos demais locais do território nacional será visto como parcial. 

A anularidade, onde o Sol forma um “anel de fogo” ao redor da Lua, será visível nos Estados Unidos, México, Belize, Guatemala, Honduras, Nicarágua, Costa Rica, Panamá, Colômbia e Brasil. Em outras partes das Américas, do Alasca à Argentina, um eclipse parcial será visível. O eclipse começará na parte da manhã do dia 14 de outubro e será primeiro observado na costa oeste dos Estados Unidos, no amanhecer, ou seja, o Sol estará ainda abaixo do horizonte. Com o passar das horas, o eclipse começa a ser visto nos outros países do continente americano, já mais alto no horizonte. 

O eclipse será visto por último no Brasil, já com o Sol a caminho do ocaso. Quanto mais a leste, mais o Sol estará próximo do horizonte oeste nos minutos da anularidade. o eclipse será visível em São Paulo, mas apenas de forma parcial. Cerca de 40% do Sol será coberto no ponto máximo do fenômeno. Em São Paulo, o fenômeno deve começar a ser visível às 15h40, será o momento do primeiro contato, quando a borda do Sol parece tocar a borda da Lua, e o fim será às 17h50. O ponto máximo do eclipse será visível às 16h49. Entretanto, o ponto máximo, quando o “anel de fogo” formado pelo Sol atrás da Lua será visível, terá apenas cerca de 5 minutos. No resto do Estado, se houver diferença em horários, deve ser de apenas alguns segundos. 

O Observatório Nacional, unidade de pesquisa do Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação (ON/MCTI), que completa 196 anos de história em 2023, está coordenando uma ação integrada nacional e internacional para observar e transmitir o Eclipse Anular do Sol. Nessa ação, os parceiros internacionais cederão as imagens do eclipse quando estiver ocorrendo na parte oeste dos EUA, parte da América Central e Colômbia. Quando a sombra da Lua atingir o Brasil será a vez dos astrônomos brasileiros cederem suas imagens para os parceiros internacionais Time and Date e NASA que tradicionalmente fazem a transmissão para o mundo. 

Esta ação é da maior importância para a Astronomia brasileira, que pela primeira vez está participando dessa integração. Para isso, os astrônomos brasileiros estarão distribuídos em diversos locais da faixa de anularidade captando imagens do eclipse quando estiver acontecendo naquele local. Para o público, esta ação transformará um evento de 4 minutos de duração em um grande evento de 6h de duração. A transmissão pelo canal do YouTube do ON terá início às 11h30 da manhã (Hora Legal de Brasília) quando o eclipse anular estará começando na costa oeste dos EUA, e vai acompanhar todo o percurso da anularidade até que chegue ao seu final na costa leste do Brasil em torno das 17h30 (Hora Legal de Brasília). Essa transmissão ao vivo poderá também ser utilizada por quem estiver promovendo eventos de observação pública em todo o país, seja do eclipse parcial, seja do eclipse anular. Dessa forma, mesmo que as condições climáticas no local sejam desfavoráveis ou que não haja óculos para todas as pessoas, será possível observar o eclipse em sua plenitude. 

Outras opções para acompanhar o eclipse são os canais: YouTube TimeandDate e YouTube da NASA.

Fonte: Observatório Nacional

Uma galáxia espiral com supernova

O que está acontecendo no braço desta galáxia espiral?

© Bernard Miller (NGC 1097 e SN 2023rve)

Uma supernova. No mês passado, a supernova SN 2023rve foi descoberta pelo Observatório Al-Khatim dos Emirados Árabes Unidos e mais tarde considerada consistente com a explosão mortal de uma estrela massiva, possivelmente deixando para trás um buraco negro. 

A galáxia espiral NGC 1097 está relativamente próxima a 45 milhões de anos-luz de distância e é visível com um pequeno telescópio em direção à constelação sul da Fornalha (Fornax).

A galáxia é notável não só pelos seus pitorescos braços espirais, mas também pelos tênues jatos consistentes com antigos fluxos estelares que sobraram de uma colisão galáctica, possivelmente com a pequena galáxia vista entre os seus braços, no canto inferior esquerdo. 

A imagem apresentada destaca a nova supernova piscando entre duas exposições tiradas com vários meses de intervalo. Encontrar supernovas em galáxias próximas pode ser importante para determinar a escala e a taxa de expansão de todo o Universo, um tema atualmente com tensão inesperada e de muito debate. 

Fonte: NASA

Nuvem de poeira da colisão entre dois planetas gelados

Pela primeira vez, astrônomos viram o brilho térmico de dois planetas gigantes gelados colidindo.

© Mark Garlick (ilustração da colisão de dois planetas gigantes)

Também puderam observar a nuvem de poeira resultante se movendo em frente da estrela progenitora vários anos mais tarde. Liderados pelo astrônomo Matthew Kenworthy, do Observatório de Leiden, os pesquisadores monitoraram as variações de brilho da estrela durante dois anos após esta ter começado a escurecer no visível. 

Foi descoberto, por coincidência, que a estrela tinha duplicado o seu brilho em comprimentos de onda infravermelhos três anos antes. A estrela chama-se ASASSN-21qj. O seu nome vem da rede de telescópios que descobriu pela primeira vez o desvanecimento da estrela em comprimentos de onda visíveis. A estrela foi estudada intensivamente por uma rede de astrônomos amadores e profissionais, que observaram as mudanças de brilho. 

Uma publicação casual de um pesquisador amador numa rede social levou à descoberta de que o sistema duplicou o seu brilho em comprimentos de onda infravermelhos cerca de três anos antes da estrela começar a desvanecer-se no visível. A missão norte-americana NEOWISE já tinha observado este fato. 

A explicação mais provável é que dois exoplanetas gigantes de gelo colidiram um com o outro, produzindo o brilho infravermelho captado pela missão NEOWISE, e que a nuvem de detritos em expansão daí resultante se deslocou para a frente da estrela cerca de três anos mais tarde, fazendo com que o brilho da estrela diminuísse nos comprimentos de onda visíveis. A temperatura e o tamanho do material incandescente e a quantidade de tempo que o brilho durou é consistente com a colisão de dois exoplanetas gigantes de gelo, como inferido nos cálculos e modelos de computador. 

Normalmente, os planetas gigantes escondem os seus elementos pesados sob espessas camadas de hidrogênio e hélio. No entanto, nesta colisão, o material do interior foi ejetado ou arrastado para as regiões exteriores do corpo criado pela fusão dos dois planetas. Neste processo foi liberado muito vapor de água que ajudou a arrefecer o corpo pós-impacto até 1000 K. 

Ao longo dos próximos anos, a nuvem de poeira começará se espalhar ao longo da órbita do remanescente da colisão, e uma dispersão de luz desta nuvem pode ser detectada tanto com telescópios terrestres como com o telescópio espacial James Webb. Em última análise, a nuvem de material em torno do remanescente pode condensar-se para formar um cortejo de luas que vão orbitar em torno deste novo planeta.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Universiteit Leiden