Origem de “oceano das tempestades” na Lua

Usando dados da missão GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) da NASA, cientistas resolveram um mistério lunar quase tão antigo quanto a própria Lua.

© NASA/MIT (mapa da Lua)

A imagem acima mostra a Lua observada no visível (esquerda), mapa topográfico (centro, onde o vermelho é alto e o azul é baixo), e os gradientes de gravidade da missão GRAIL (direita). A região Procellarum é uma região grande de baixa topografia coberta por mares basálticos escuros. Os gradientes de gravidade revelam um padrão retangular gigante de estruturas que rodeiam a região.

As primeiras teorias sugeriram que o contorno escarpado de uma região da superfície da Lua conhecida como Oceanus Procellarum, ou Oceano das Tempestades, foi formado pelo impacto de um asteroide. Se esta teoria estivesse correta, a bacia formada seria a maior bacia de impacto de um asteroide na Lua. No entanto, os cientistas que estudam os dados da missão GRAIL acreditam ter encontrado evidências que o contorno escarpado desta região retangular, com aproximadamente 2.600 km de comprimento, é provavelmente o resultado da formação de antigas falhas.

"O lado visível da Lua é estudado há séculos e ainda continua a surpreender os cientistas que disponham das ferramentas certas," afirma Maria Zuber, pesquisadora principal da missão GRAIL, do Instituto de Tecnologia de Massachusetts em Cambridge, EUA. "Nós interpretamos as anomalias de gravidade descobertas pela missão GRAIL como parte do sistema de canalização do magma lunar que transportavam lava até à superfície durante antigas erupções vulcânicas."

A superfície do lado visível da Lua é dominado por uma área única chamada região Procellarum, caracterizada por baixas elevações, composição única e inúmeras planícies vulcânicas antigas.

As fendas estão enterradas sob planícies vulcânicas no lado visível da Lua e foram detectadas apenas nos dados de gravidade fornecidos pela missão GRAIL. Estas falhas inundadas por lava são totalmente diferentes de quaisquer outras características já descobertas em qualquer outro lugar na Lua e podem ao mesmo tempo ter-se assemelhado a zonas de falhas na Terra, Marte e Vênus.

Outra teoria, que surge de uma análise de dados mais recentes, sugere que esta região se formou como resultado da agitação no interior da Lua, o que levou a uma alta concentração de elementos radioativos que produzem calor na crosta e manto desta região. Os cientistas estudaram os gradientes nos dados de gravidade da GRAIL, que revelaram uma forma retangular em resultado de anomalias gravitacionais.

"O padrão retangular das anomalias gravitacionais foi completamente inesperado," afirma Jeff Andrews-Hanna, co-ipesquisador da GRAIL na Colorado School of Mines em Golden, EUA, e autor principal do estudo. "Usando os gradientes nos dados de gravidade para revelar o padrão retangular das anomalias, podemos agora ver claramente e completamente as estruturas que eram apenas sugeridas por observações à superfície."

O padrão retangular, com os seus cantos angulares e lados retos, contradiz a teoria de que Procellarum é uma antiga bacia de impacto, pois tal impacto criaria uma bacia circular. Em vez disso, a nova pesquisa sugere que processos por baixo da superfície da Lua dominaram a evolução desta região.

Ao longo do tempo, a região esfriou e contraiu, afastando-se dos seus arredores e criando fraturas parecidas às fissuras que se formam na lama quando seca, mas numa escala muito maior.

O estudo também observou uma semelhança surpreendente entre o padrão retangular das estruturas na Lua e aquelas que rodeiam a região polar sul da lua gelada de Saturno, Encélado. Ambos os padrões parecem estar relacionados com processos vulcânicos e tectônicos que operam nos seus respectivos mundos.

"Os nossos dados de gravidade estão abrindo um novo capítulo na história lunar, durante o qual a Lua era um lugar mais dinâmico do que o sugerido pela paisagem craterada que é visível a olho nu," afirma Andrews-Hanna. "São necessários mais estudos para compreender a causa deste padrão recém-descoberto de anomalias de gravidade, e as implicações para a história da Lua."

Lançadas como GRAIL A e GRAIL B em Setembro de 2011, as duas sondas, rebatizadas Ebb e Flow, operaram numa órbita quase circular perto dos pólos da Lua a uma altitude de aproximadamente 55 km até ao fim da missão em Dezembro de 2012. A distância entre as sondas gêmeas mudou ligeiramente quando sobrevoaram áreas de maior e menor gravidade provocadas por características visíveis, como montanhas e crateras, e por massas escondidas por baixo da superfície lunar.

As sondas gêmeas voaram numa órbita quase circular até ao final da missão no dia 17 de Dezembro de 2012, quando foram intencionalmente enviadas para a superfície da Lua. A NASA mais tarde designou o local de impacto em honra à falecida astronauta Sally K. Ride, a primeira mulher americana no espaço e que pertenceu à equipe da missão GRAIL.

A missão principal e a missão estendida das sondas GRAIL gerou o mapa de gravidade com a mais alta-resolução já obtida de um corpo celeste. O mapa irá proporcionar uma melhor compreensão de como a Terra e os outros planetas rochosos no Sistema Solar se formaram e evoluíram.

Os resultados foram publicados na edição online da revista Nature.

Fonte: NASA

A Nebulosa da Bolha

Soprada pelos ventos de uma estrela massiva, esta aparição interestelar tem uma forma surpreendentemente familiar.

© Bernard Michaud (Nebulosa da Bolha)

Catalogada como NGC 7635, ela também é conhecida simplesmente como a Nebulosa da Bolha. Embora pareça delicada, a bolha de 10 anos-luz de diâmetro mostra evidências de violentos processos em seu interior. Abaixo e à esquerda do centro da Bolha está uma estrela quente tipo O, várias centenas de milhares de vezes mais luminosa e aproximadamente 45 vezes mais massiva do que o Sol. Um feroz vento estelar e intensa radiação vinda da estrela sopraram a estrutura de gás brilhante contra o material mais denso de uma nuvem molecular circundante. A intrigante Nebulosa da Bolha está a cerca de 11.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Cassiopeia. Esta visão tentadora da bolha cósmica é composta a partir de dados de imagem de banda estreita, registrando a emissão dos átomos de hidrogênio e oxigênio ionizados da região composta de estrelas de aparência natural. Uma palheta de falsas cores do Hubble foi utilizada para criar esta imagem nítida e mostra emissões de átomos de enxofre, hidrogênio e oxigênio em tons de vermelho, verde e azul.

Fonte: NASA

Patos selvagens levantam voo em aglomerado aberto

O instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, obteve esta bela imagem salpicada de estrelas azuis de um dos aglomerados abertos mais ricos em estrelas que se conhece atualmente, o Messier 11 (M11), também conhecido por NGC 6705 ou Aglomerado do Pato Selvagem.

© ESO (Aglomerado do Pato Selvagem)

Este nome alternativo e evocativo para o NGC 6705, Aglomerado do Pato Selvagem, teve origem no século XIX. Quando se observa este aglomerado através de um pequeno telescópio vemos as estrelas mais brilhantes formando o padrão de um triângulo aberto no céu, que se assemelha a patos voando em formação.

O M11 é um aglomerado aberto, ou aglomerado galáctico como é algumas vezes referido, situado a cerca de 6.000 anos-luz de distância na constelação do Escudo. Foi inicialmente descoberto pelo astrônomo alemão Gottfried Kirch no Observatório de Berlim em 1681, que o observou através do telescópio apenas como uma mancha difusa. Só em 1733 é que esta "mancha" foi pela primeira vez vista com estrelas separadas pelo Reverendo William Derham da Inglaterra, tendo Charles Messier adicionado este aglomerado ao seu famoso catálogo em 1764.
Messier era um caçador de cometas e resolveu compilar um catálogo que o ajudasse a não confundir os cometas que pretendia descobrir e observar com outros objetos fixos e difusos (por exemplo, objetos que conhecemos hoje como sendo aglomerados, galáxias e nebulosas). Com estes objetos devidamente anotados e catalogados, evitava observá-los de modo acidental, não os confundindo assim com possíveis novos cometas. Este aglomerado estelar foi catalogado como o décimo primeiro de tais objetos, daí o nome Messier 11.
Os aglomerado abertos encontram-se tipicamente nos braços em espiral das galáxias espirais ou em regiões densas de galáxias irregulares, onde a formação estelar ainda acontece. O M11 é um dos aglomerados abertos mais compactos e ricos em estrelas, com uma dimensão de quase 20 anos-luz e acolhendo cerca de 3.000 estrelas. Os aglomerados abertos diferem dos aglomerados globulares, que tendem a ser muito densos, fortemente ligados pela gravidade e contêm centenas de milhares de estrelas muito velhas, algumas quase tão velhas como o próprio Universo.
Estudar os aglomerados abertos é uma boa maneira de testar as teorias de evolução estelar, uma vez que as estrelas aí contidas se formam a partir da mesma nuvem inicial de gás e poeira, consequentemente são muito parecidas umas com as outras, têm todas aproximadamente a mesma idade, composição química e encontram-se todas à mesma distância da Terra. No entanto, cada estrela no aglomerado tem uma massa determinada, com as estrelas mais massivas evoluindo muito mais depressa do que as de menor massa, uma vez que gastam todo o seu hidrogênio em muito menos tempo.
Deste modo, comparações diretas entre os diferentes estágios de evolução podem ser feitas num mesmo aglomerado: por exemplo, será que uma estrela com 10 milhões de anos e com a mesma massa que o Sol evoluirá de maneira diferente de uma outra estrela com a mesma idade mas com metade da massa? Assim, os aglomerados abertos propiciam aos astrônomos as “condições laboratoriais” mais favoráveis.
Uma vez que as estrelas no âmago dos aglomerados abertos estão pouco ligadas entre si, cada estrela é mais suscetível de ser ejetada para fora do grupo principal devido ao efeito da gravidade de objetos celestes vizinhos. O NGC 6705 tem já pelo menos 250 milhões de anos de idade, por isso é provável que dentro de mais alguns milhões de anos esta formação de “Patos Selvagens” se disperse, separando-se o aglomerado e desaparecendo no meio circundante.

Fonte: ESO

Sinais de formação de sistema planetário em torno de estrela

Os planetas formam-se a partir de discos de gás e poeira que orbitam estrelas jovens.

© ESO/L. Calçada (ilustração de um disco protoplanetário)

Assim que a "semente" do planeta, composta por um pequeno agregado de poeira, é formada, continua a recolher material e esculpe uma cavidade ou lacuna no disco ao longo do seu percurso orbital.

Esta fase de transição entre o disco original e o sistema planetário, difícil de estudar e ainda muito pouco conhecida, é precisamente o que foi observado na estrela HD169142.

"Embora nos últimos anos tenham sido descobertos mais de 1.700 exoplanetas, poucos foram observados diretamente, e até o momento nunca tínhamos sido capazes de captar uma imagem inequívoca de um planeta ainda em formação," afirma Mayra Osorio, pesquisadora do Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC), autora principal de um dos artigos. "Em HD 169142 podemos na verdade estar vendo estas sementes de gás e poeira que mais tarde se transformarão em planetas."

A HD169142 é uma estrela jovem com duas vezes a massa do Sol e cujo disco se estende até 250 UA (1 UA, ou unidade astronômica, é uma unidade equivalente à distância entre a Terra e o Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros). O sistema encontra-se numa orientação ótima para o estudo da formação planetária porque é visto de face.

O primeiro artigo explora o disco de HD169142 com o radiotelescópio VLA (Very Large Array), que pode detectar grãos de poeira com centímetros de tamanho. Os resultados, combinados com dados infravermelhos que traçam a presença de poeira microscópica, revelam duas lacunas no disco, uma na região interior (entre 0,7 e 20 UA) e outra mais distante e menos desenvolvida entre 30 e 70 UA.

© VLA/VLT (imagem do disco de poeira ao redor da estrela HD 169142)

Imagem acima no comprimento de onda dos 7 mm mostra o disco de poeira ao redor da estrela HD 169142 com o VLA (Very Large Array). As posições dos candidatos a protoplanetas estão marcadas com os sinais de "+". A seção ampliada no canto superior direito mostra, à mesma escala, a brilhante fonte infravermelha na cavidade interior do disco, como observado pelo VLT no comprimento de onda de 3,8 micrômetros.

"Esta estrutura já sugeriu que o disco está sendo modificado por dois planetas ou objetos sub-estelares mas, adicionalmente, os dados de rádio revelam a existência de um aglomerado de material dentro da abertura exterior, localizado aproximadamente à distância da órbita de Netuno, que aponta para a existência de um planeta em formação," comenta Osorio.

O segundo estudo focou-se na busca de fontes infravermelhas nas lacunas do disco, usando o VLT (Very Large Telescope). Encontraram um sinal brilhante na abertura interna, que poderá corresponder a um planeta em formação ou a uma jovem anã branca (uma espécie de estrela falhada que nunca chegou a ter massa suficiente para iniciar as reações nucleares características das estrelas).

Os dados infravermelhos, no entanto, não reforçaram a presença de um objeto na abertura exterior como as observações no rádio sugeriram. Esta não-detecção pode ser devida a limitações técnicas: os cientistas calcularam que um objeto com uma massa entre 0,1 e 18 vezes a massa de Júpiter, rodeado por um invólucro frio, pode muito bem permanecer por detectar no comprimento de onda observado.

"Em observações futuras seremos capazes de verificar se o disco alberga um ou dois objetos. Em qualquer caso, a HD 169142 permanece um objeto promissor pois é um dos poucos discos de transição conhecidos e está nos revelando o ambiente onde os planetas se formam," conclui Osorio.

A pesquisa é discutida em dois artigos publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica da Andaluzia

Dois buracos negros dançando na galáxia 3C 75

O que está acontecendo no centro da galáxia ativa 3C 75?

© NASA/NRAO (galáxia 3C 75)

As duas fontes brilhantes no centro desta imagem composta em raios X (azul) e ondas de rádio (rosa) são buracos negros supermassivos co-orbitantes que fornecem energia à gigantesca fonte de ondas de rádio 3C 75. Cercados de gases emissores de raios X com temperaturas de muitos milhões de graus e detonando jatos de partículas relativísticas, os buracos negros supermassivos estão separados por 25.000 anos-luz. Localizados nos centros das duas galáxias em fusão no aglomerado de galáxias Abell 400, e se encontram a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância. Os astrônomos concluem que esses buracos negros supermassivos estão ligados pela gravidade em um sistema binário, em parte porque a aparência consistentemente varrida dos jatos muito provavelmente se dá pelo seu movimento conjunto à medida que aceleram através do gás quente do aglomerado a 1.200 quilômetros por segundo. Esses espetaculares objetos cósmicos em fusão são considerados comuns nos ambientes abarrotados dos aglomerados de galáxias no Universo distante. Supõe-se que em seus estágios finais, os objetos em fusão sejam fontes intensas de ondas gravitacionais.

Fonte: NASA

A NGC 206 e as nuvens estelares de Andrômeda

A grande associação estelar catalogada como NGC 206 situa-se dentro dos braços empoeirados da nossa vizinha cósmica, a Galáxia de Andrômeda (M31), uma galáxia espiral localizada a 2,5 milhões de anos-luz de distância.

© Subaru (NGC 206)

A NGC 206 está perto do centro superior da imagem espetacular acima, mostrando a extensão sudoeste do disco de Andrômeda, que é uma combinação notável de dados de observatórios espaciais e terrestres. As estrelas azuis e brilhantes da NGC 206 indicam sua juventude, possuindo menos de 10 milhões de anos de existência. Muito maior do que os aglomerados abertos de jovens estrelas encontrados no disco da nossa Via Láctea, a NGC 206 se estende por 4.000 anos-luz. Isso é algo comparável em tamanho aos gigantescos berçários estelares NGC 604, na galáxia espiral próxima M33, e à Nebulosa da Tarântula, localizada na Grande Nuvem de Magalhães. Locais de formação de estrelas dentro de Andrômeda são revelados pela emissão avermelhada de nuvens de gás hidrogênio ionizado.

Fonte: NASA

A grande e majestosa Nebulosa da Lagoa

A grande e majestosa Nebulosa da Lagoa é constituída de gás quente e poeira, sendo o lar de muitas estrelas jovens.

© Remus Chua (Nebulosa da Lagoa)

Extendendo-se por 100 anos-luz e a apenas 5.000 anos-luz de distância, a Nebulosa da Lagoa é tão grande e brilhante que pode ser vista sem telescópio na direção da constelação de Sagitário. Muitas estrelas brilhantes são visíveis na NGC 6530, um aglomerado aberto que se formou na nebulosa há apenas alguns milhões de anos. A nebulosa maior, também conhecida como M8 e NGC 6523, tem o nome de "Lagoa" devido à faixa de poeira vista à esquerda do centro do aglomerado aberto. Um brilhante nó de gás e poeira no centro da nebulosa é conhecido como Nebulosa da Ampulheta.

© ESO (Nebulosa da Lagoa)

A imagem acima é um panorama recém-lançado e montado digitalmente de M8, fotografado para o projeto GigaGalaxy Zoom pela Câmera de Campo Largo montada no Telescópio MPG/ESO de 2,2 metros do Observatório de La Silla, no Chile. A imagem tem três vezes o tamanho do diâmetro da Lua, enquanto a versão da imagem na sua resolução mais alta ocupa mais de 350 milhões de pixels. O processo de formação de estrelas continua na Nebulosa da Lagoa, conforme testemunham os muitos glóbulos lá existentes.

Fonte: NASA

Galáxias gigantes adquirem massa ao assimilar vizinhas mais pequenas

De acordo com cientistas australianos, as galáxias gigantescas do Universo pararam de fabricar as suas próprias estrelas e em vez disso alimentam-se de galáxias vizinhas.

© ICRAR/GAMA/Simon Driver e Aaron Robotham (milhares de galáxias em fusão)

Os astrônomos observaram mais de 22.000 galáxias e descobriram que, enquanto galáxias mais pequenas são muito eficientes na criação de estrelas a partir de gás e poeira, as galáxias mais massivas são muito menos eficientes na formação estelar, produzindo quase nenhumas estrelas novas, ao invés crescendo através da assimilação de outras galáxias.

O Dr. Aaron Robotham, do ICRAR (International Centre for Radio Astronomy Research - University of Western Australia), afirma que galáxias mais pequenas e "anãs" são devoradas pelas suas homólogas maiores. "Todas as galáxias começam pequenas e crescem através da acumulação de gás e poeira, transformando-os em estrelas de modo muito eficiente," acrescenta. "E de vez em quando são completamente canibalizadas por uma galáxia maior."

Robotham, que liderou a pesquisa, disse que a nossa própria Via Láctea está num ponto crítico e espera-se agora que cresça principalmente através da ingestão de galáxias mais pequenas, em vez de recolher gás. "A Via Láctea não se junta a outra galáxia grande há já muito tempo mas ainda é possível observar restos de todas as galáxias antigas que canibalizou," comenta. "A nossa Galáxia também vai absorver duas galáxias anãs próximas, a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães, daqui a aproximadamente quatro bilhões de anos." Mas o Dr. Robotham acrescenta que a Via Láctea eventualmente acabará por receber um castigo quando se fundir com a Galáxia de Andrômeda daqui a cerca de cinco bilhões de anos. "Tecnicamente, é Andrômeda que nos assimilará, porque é a mais massiva das duas," afirma.

Quase todos os dados da pesquisa foram recolhidos com o telescópio Anglo-Australiano na Nova Gales do Sul, como parte do estudo GAMA (Galaxy And Mass Assembly), liderado pelo professor Simon Driver do ICRAR. O estudo GAMA envolve mais de 90 cientistas e levou sete anos a ser concluído. Este estudo é um dos mais de 60 publicados que resultaram do esforço técnico, e outros 180 estão em andamento.

Robotham afirma que à medida que as galáxias crescem, têm mais gravidade e isso pode, portanto, puxar mais facilmente os seus vizinhos galácticos. A razão da formação estelar abrandar em galáxias gigantes é devida a eventos extremos de feedback numa região muito brilhante no centro das galáxias conhecida como núcleo galáctico ativo. "O tema é muito debatido, mas um mecanismo popular é que o núcleo galáctico ativo basicamente cozinha o gás e impede-o de arrefecer para formar estrelas," afirma Robotham.

Por fim, a gravidade faz com que todas as galáxias se agrupem intimamente em aglomerados e originem algumas galáxias super-gigantes, mas vamos ter que esperar bilhões de anos até isso acontecer.

O estudo foi publicado a semana passada na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, da Universidade de Oxford.

Fonte: ICRAR

Encontrado exoplaneta que faz estrela parecer mais velha

Um novo estudo usando dados do observatório de raios X Chandra da NASA tem mostrado que um planeta está fazendo a estrela que orbita parecer mais velha do que ela realmente é.

© NASA/CXC/M.Weiss (ilustração do sistema WASP-18)

A ilustração acima mostra a estrela WASP-18 e seu planeta WASP-18b. O WASP-18b é um Júpiter Quente, ou seja, um exoplaneta gigantesco que orbita sua estrela a uma distância bem próxima, e que está localizado a cerca de 330 anos-luz da Terra. Especificamente, a massa do WASP-18b é estimada em cerca de 10 vezes a massa do planeta Júpiter, e a sua órbita ao redor da sua estrela progenitora leva cerca de 23 horas. Em comparação, Júpiter leva cerca de 12 anos para dar uma volta ao redor do Sol.

Os novos dados do Chandra do sistema WASP-18 mostram que esse imenso planeta está tão perto de sua estrela que ele está causando uma diminuição no campo magnético da estrela. À medida que as estrelas envelhecem, sua atividade na emissão de raios X e sua atividade magnética diminui. Os astrônomos determinaram que a WASP-18 tem uma idade entre 500 milhões e 2 bilhões de anos, uma estrela considerada relativamente jovem. Com essa idade, os astrônomos esperavam que a WASP-18 emitisse muito mais raios X do que ela realmente emite.

Surpreendentemente, as longas observações do Chandra revelam que nenhuma quantidade raios X está sendo emitido pela WASP-18, como pode ser visto na imagem abaixo.

© DSS/Chandra (imagens no óptico e em raios X da estrela WASP-18)

O mesmo campo de visão mostra que na luz óptica da WASP-18 é uma brilhante fonte. Usando relações estabelecidas entre a atividade magnética e a emissão de raios X das estrelas nas suas idades, os pesquisadores concluíram que a WASP-18 é cerca de 100 vezes menos ativa do que ela deveria ser na sua idade estimada.

A baixa quantidade de atividade magnética da WASP-18 caracteriza a ausência de manchas solares e fortes flares na superfície da estrela. A fraca emissão de raios X da estrela tem relativamente pouco efeito na atmosfera externa do planeta próximo, dando a ele uma aparência simétrica. Em contraste, emissões de raios X bem mais fortes da estrela CoRoT-2a, estão erodindo a atmosfera do planeta próximo, produzindo um aspecto semelhante a uma cauda.

Forças de maré da atração gravitacional do massivo planeta, similar àquela que a Lua tem nas marés da Terra, mas numa escala bem maior, podem ser responsáveis por corromper o campo magnético da estrela. A intensidade do campo magnético na estrela, depende da quantidade de convecção, o processo com o qual o gás quente se move ao redor do interior estelar. A gravidade do planeta pode gerar movimentos de gás dentro da estrela que enfraquecem a convecção. Pelo fato da WASP-18 ter uma zona de convecção mais estreita do que a maior parte das estrelas, ela é mais vulnerável ao impacto das forças de maré que a puxam.

O efeito das forças de maré do planeta pode também explicar uma incomum alta quantidade de lítio encontrada em estudos ópticos anteriores da WASP-18. O lítio é normalmente abundante em estrelas mais jovens, mas com o passar do tempo a convecção leva o lítio para as regiões mais quentes e internas da estrela, onde ele é destruído pelas reações nucleares. Se existir menos convecção, o lítio não circula no interior da estrela, permitindo que ele sobreviva.

O primeiro autor do estudo é Ignazio Pillitteri do Instituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo, na Itália. Os co-autores, são Scott Wolk do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, Massachusetts, Salvatore Sciortino também do INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo na Itália e Victoria Antoci da Aarhus University da Dinamarca.

Os resultados dessa pesquisa foram publicados na revista Astronomy and Astrophysics.

Fonte: NASA

Núcleo pulsante poderoso de uma estrela

O ponto azul nesta imagem marca o local de um pulsar energético, o núcleo magnético de uma estrela que eclodiu numa explosão de supernova.

© NASA (PSR J1640-4631)

O NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA descobriu o pulsar através da identificação de seu pulso revelador, um pulso girante de raios X, que como um farol cósmico cruza Terra a cada 0,2 segundo.
O pulsar, chamado PSR J1640-4631, encontra-se no interior da Via Láctea, a cerca de 42.000 anos-luz de distância. Ele foi originalmente identificado por como uma fonte intensa de raios gama pelo Sistema High Energy Stereoscopic (HESS) na Namíbia. O NuSTAR ajudou a confirmar a fonte de raios gama associada a um pulsar.
Os outros pontos com coloração rosa nesta imagem mostram raios X de baixa energia detectados pelo observatório de raios X Chandra da NASA.
Nesta imagem, os dados do NuSTAR estão em azul e mostram raios X de alta energia com 3 a 79 keV (kiloelétron-volts), enquanto os dados do Chandra mostram raios X com 0,5 a 10 keV.
A imagem de fundo mostra a luz infravermelha que foi captada pelo telescópio espacial Spitzer também da NASA.

Fonte: NASA

Galáxia estranha esconde um buraco negro gigante

No coração de uma grande galáxia encontra-se um grande buraco negro, regiões tão densas com a matéria que nem mesmo a luz pode escapar de sua atração gravitacional. Pequenas galáxias provavelmente têm pequenos buracos negros.

© NASA (M60-UCD1)

A galáxia anã muito compacta, conhecida como M60-UCD1 (no detalhe), está localizado perto de uma galáxia elíptica maciça, a NGC 4649, também chamada de M60. A M60-UCD1 está localizada a cerca de 55 milhões de anos-luz da Terra, no aglomerado de Virgem. Apesar de sua postura diminutiva, a galáxia parece abrigar um buraco negro supermassivo, mais uma montagem em uma galáxia 80 vezes maior.

A descoberta pode ajudar a resolver um mistério de longa data sobre galáxias anãs muito compactas, que são densamente aglomerados esféricos de estrelas.

Os cientistas suspeitam que essas galáxias são os centros do que uma vez foram galáxias muito maiores. Após o ataque, o agrupamento central denso e seu buraco negro supermassivo eram tudo o que restava.

"Há muito poucas dessas galáxias anãs muito compactas e as pessoas têm debatido a natureza desses objetos por um longo tempo. Eles são apenas aglomerados de estrelas muito grandes, porque isso é realmente o que parece, ou são os núcleos despojados de galáxias? Este é o primeiro caso claro que é um núcleo da galáxia listrado, disse o astrônomo Amy Reines da Universidade Michigan.

A descoberta também significa que o Universo local pode ser repleto de muitos mais buracos negros supermassivos que pesquisas anteriores sugerem.

"Isso pode ser um sinal de uma fraca acreção do enorme buraco negro", disse o pesquisador Anil Seth da Universidade de Utah. "Mas também pode ser um buraco negro de massa estelar que está acumulando matéria rapidamente em sua superfície proveniente do meio circundante, ou uma estrela de nêutrons."

Seth e seus colegas usaram o telescópio Gemini, no Havaí e as imagens do telescópio espacial Hubble da NASA para medir o movimento das estrelas dentro da galáxia. Seus resultados apontam para um buraco negro com 15% da massa da galáxia. Normalmente, um buraco negro supermassivo é responsável por cerca de 0,5% da massa de sua galáxia hospedeira.

A pesquisa foi publicada na revista Nature.

Fonte: Discovery

A Nebulosa do Casulo em campo aberto

Nesse campo de visão repleto de estrelas e cobrindo mais de 2 graus dentro da constelação de Cygnus, a vista logo é atraída para a Nebulosa do Casulo.

© Federico Pelliccia (Nebulosa do Casulo)

Uma compacta região de formação de estrelas, o casulo cósmico pontua um longo rastro de nuvens de poeira interestelares obscurecidas. Catalogada como IC 5146, a nebulosa tem cerca de 15 anos-luz de largura e localiza-se a cerca de 4.000 anos-luz de distância da Terra. Como outras regiões de formação de estrelas, ela se destaca em vermelho, representando o brilho do gás hidrogênio excitado pelas estrelas jovens, quentes e azuis, a luz das estrelas refletidas pela poeira aparecem na borda de uma outrora invisível nuvem molecular. De fato, a brilhante estrela perto do centro dessa nebulosa tem provavelmente poucas centenas de milhares de anos de vida, alimentando o brilho nebular à medida que ela limpa uma cavidade na poeira e no gás da formação de estrelas da nuvem molecular. Mas os longos filamentos empoeirados que aparecem escuros nessa imagem feita na luz visível estão escondendo estrelas no processo de formação.

Fonte: NASA

O ALMA observa origem violenta de galáxias de disco

Durante décadas os cientistas acreditaram que da fusão de galáxias resultavam geralmente galáxias elípticas.

© ESO/NAOJ/NRAO (distribuição do gás molecular em 30 galáxias em fusão)

Agora, e pela primeira vez, os pesquisadores, com o auxílio do ALMA e um conjunto de outros radiotelescópios, descobriram evidências diretas de que as galáxias em fusão podem também dar origem a galáxias de disco e que este fenômeno é até bastante comum. Este resultado surpreendente pode explicar porque é que existem tantas galáxias espirais como a Via Láctea no Universo.

Uma equipe de pesquisa internacional liderada por Junko Ueda, pós-doutorando da Sociedade Japonesa  para a Divulgação da Ciência, fez observações surpreendentes que mostram que a maioria das colisões galácticas no Universo próximo, entre 40 e 600 milhões de anos-luz de distância da Terra, dão origem às chamadas galáxias de disco. As galáxias de disco, que incluem as galáxias espirais como a Via Láctea e as galáxias lenticulares, definem-se como possuindo regiões de gás e poeira em forma de panqueca e são bastante diferentes da categoria das galáxias elípticas.
É largamente aceito, há algum tempo, que as galáxias de disco em fusão dão eventualmente origem a uma galáxia de forma elíptica. Durante estas interações violentas as galáxias não ganham apenas massa quando fusionam ou se canibalizam uma à outra, mas também modificam a sua forma ao longo do tempo cósmico e por isso mudam de tipo.
Simulações de computador dos anos 1970 prediziam que a fusão entre duas galáxias de disco comparáveis entre si resultaria numa galáxia elíptica. As simulações apontam assim para que atualmente a maioria das galáxias sejam elípticas, o que contradiz as observações que mostram que mais de 70% das galáxias são de fato galáxias de disco. No entanto, algumas simulações mais recentes sugeriram que as colisões poderiam também dar origem a galáxias de disco.
De modo a identificar de maneira observacional as formas finais das galáxias depois da fusão, o grupo de cientistas estudou a distribuição de gás em 37 galáxias que se encontram nos estádios finais de fusão. Foi utilizado o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e vários outros radiotelescópios para observar a emissão do monóxido de carbono (CO), um indicador de gás molecular.

O trabalho da equipe é o maior estudo do gás molecular em galáxias feito até hoje e proporciona uma perspectiva única de como a Via Láctea se pode ter formado. O estudo revelou que quase todas as fusões mostram regiões de gás molecular em forma de panqueca e são por isso galáxias de disco em formação. Ueda explica: “Pela primeira vez temos evidências observacionais de que a fusão de galáxias resulta em galáxias de disco e não em galáxias elípticas. Este é um grande e inesperado passo em frente na compreensão do mistério do nascimento de galáxias de disco”. 
Há, no entanto, ainda muito por descobrir. Daisuke Iono, do NAOJ e da Graduate University for Advanced Studies, co-autor do artigo científico que descreve este trabalho, acrescenta: “No seguimento deste trabalho temos agora que nos focar na formação de estrelas nestas galáxias de disco, necessitando também de olhar para o Universo mais distante. Sabemos que a maioria das galáxias no Universo mais longínquo possui discos. No entanto, não sabemos se as fusões de galáxias são também responsáveis por isso, ou se estes objetos se formaram de gás frio que vai gradualmente caindo na galáxia. Talvez tenhamos descoberto um mecanismo geral que se aplica ao longo de toda a história do Universo”.

Os dados foram obtidos pelo ALMA; o Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy: uma rede milimétrica que consiste em 23 antenas parabólicas instaladas na Califórnia; o Submillimeter Array: uma rede submilimétrica que consiste em oito antenas parabólicas instaladas no Mauna Kea, Havaí; o Plateau de Bure Interferometer; o radiotelescópio de 45 metros do NAOJ Nobeyama Radio Observatory; o telescópio de 12 metros do National Radio Astronomy Observatory dos EUA; o telescópio de 14 metros do Five College Radio Astronomy Observatory dos EUA; o telescópio do IRAM de 30 metros e o Swedish-ESO Submillimeter Telescope para complementar os demais telescópios.

Fonte: ESO

M27: A Nebulosa do Haltere

O primeiro indício de que será de nosso Sol foi descoberto acidentalmente em 1764.

© Bill Snyder (M27)

Naquela época, Charles Messier estava compilando uma lista de objetos difusos que não devem ser confundidos com cometas. O objeto 27 na lista de Messier, agora conhecida como M27 (NGC 6853) ou a Nebulosa do Haltere (Dumbbell), foi a primeira nebulosa planetária descoberta, o tipo de nebulosa que nosso Sol produzirá quando a fusão nuclear cessar em seu núcleo. A M27 tem cerca de 10.000 anos de idade, e é uma das nebulosas planetárias mais brilhantes no céu, podendo ser vista na direção da constelação da Raposa (Vulpecula). Com seu brilho de magnitude aparente 7,5 e com diâmetro de cerca de 8 minutos de arco, é facilmente visível com binóculos e bastante observada por astrônomos amadores. A luz leva cerca de 1.000 anos para chegar até nós a partir da M27, mostrada acima em cores emitidas por hidrogênio e oxigênio. Compreender a física e a importância da M27 foi bem além da ciência do século 18. Ainda hoje, muitas coisas permanecem misteriosas sobre a nebulosa planetária bipolar como a M27, incluindo o mecanismo físico que expele o envelope gasoso exterior de uma estrela de baixa massa, deixando traços de raios X de uma anã branca quente.

Fonte: NASA

Hubble encontra companheira de supernova após duas décadas de busca

Com o telescópio espacial Hubble, astrônomos descobriram uma companheira estelar de um tipo raro de supernova.

© NASA/ESA/G. Bacon (ilustração da supernova 1993J)

A descoberta confirma a teoria de longa data de que a supernova, batizada SN 1993J, ocorreu dentro de um sistema binário, onde duas estrelas em interação provocaram uma explosão cósmica.

"É como uma cena de um crime onde finalmente identificamos o ladrão," afirma Alex Filippenko, professor de astronomia da Universidade da Califórnia, em Berkeley, EUA. "A estrela companheira roubou um monte de hidrogênio antes da estrela primária explodir."

A SN 1993J é um exemplo de supernova do Tipo IIb, explosões estelares invulgares que contêm muito menos hidrogênio do que aquele encontrado numa típica supernova. Acredita-se que a estrela companheira roubou a maior parte do hidrogênio antes da estrela principal explodir e que continuou queimando combustível mas como uma estrela superquente de hélio.

"É provavelmente necessário um sistema binário para que a estrela principal perca a maioria do seu invólucro de hidrogênio antes da explosão. O problema é que, até à data, têm sido difíceis de obter observações diretas da companheira, uma vez que é tão tênue relativamente à própria supernova," afirma Ori Fox, pesquisador da mesma universidade.

© NASA/ESA/A. Zezas/A. Filippenko (supernova SN 1993J dentro da galáxia espiral M81)

A SN 1993J reside na galáxia Messier 81 (M81), a cerca de 11 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Ursa Maior. Desde a sua descoberta há 21 anos atrás, que os cientistas procuram a estrela companheira. As observações com o Observatório W. M. Keck em Mauna Kea, no Havaí, sugeriram que a companheira desaparecida irradiava grandes quantidades de radiação ultravioleta, mas a área da supernova era tão lotada que os cientistas não podiam ter a certeza que estavam medindo a estrela certa.

A equipe combinou dados ópticos com imagens ultravioleta do Hubble para construir um espectro que combinava com o brilho previsto da estrela companheira, também conhecido como emissão contínua. Os cientistas só recentemente foram capazes de detectar esta radiação diretamente.

"Nós fomos capazes de obter esse espectro UV com o Hubble. Este mostra conclusivamente que temos um excesso de emissão contínua no ultravioleta, mesmo após a luz das estrelas ter sido subtraída," afirma Azalee Bostroem do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore (EUA).

Os astrônomos estimam que ocorre uma supernova a cada segundo em algum lugar no Universo, mas ainda não entendem completamente como as estrelas explodem. Serão precisas mais pesquisas para melhor compreender as propriedades desta estrela companheira e os diferentes tipos de supernovas.

Os resultados deste estudo foram publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA