ALMA mede o tamanho dos grãos de poeira dos planetas

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), pesquisadores conseguiram executar, pela primeira vez e com recurso à polarização de ondas de rádio, uma medição do tamanho preciso de partículas pequenas de poeira em torno de uma estrela jovem.

© NAOJ (ilustração de um anel de poeira ao redor de estrela jovem)

A alta sensibilidade do ALMA para a detecção de ondas de rádio polarizadas possibilitou este importante passo no rastreamento da formação de planetas ao redor de estrelas jovens.

Os astrônomos pensam que os planetas são formados a partir de gás e partículas de poeira, embora os detalhes do processo ainda não sejam bem conhecidos. Um dos principais enigmas é como partículas de poeira, tão pequenas quanto 1 micrõmetro, se agregam para formar um planeta rochoso com um diâmetro de 10 mil quilômetros. A dificuldade em medir o tamanho das partículas de poeira tem impedido rastrear o processo de crescimento da poeira.

Akimasa Kataoka, pesquisador da Universidade de Heidelberg e do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ), abordou este problema. Ele e os seus colaboradores previram teoricamente que, em torno de uma estrela jovem, as ondas de rádio espalhadas pelas partículas de poeira devem ter características únicas de polarização. Ele também notou que a intensidade das emissões polarizadas permite-nos estimar o tamanho das partículas de poeira muito mais eficazmente do que outros métodos.

Para testar a sua previsão, a equipe liderada por Kataoka observou a jovem estrela HD 142527 com o ALMA e descobriu, pela primeira vez, o padrão único de polarização no disco de poeira ao redor da estrela. Como previsto, a polarização tem uma direção radial na maior parte do disco, mas na sua extremidade, a direção torna-se perpendicular à direção radial.

Comparando a intensidade observada das emissões polarizadas com a previsão teórica, determinaram que o tamanho das partículas de poeira é no máximo de 150 micrômetros. Esta é a primeira estimativa do tamanho da poeira com base na polarização. Surpreendentemente, este tamanho estimado é mais de 10 vezes inferior ao que se pensava anteriormente.

"Nos estudos anteriores, os astrônomos estimaram o tamanho baseado em emissões de rádio assumindo partículas esféricas de poeira," explica Kataoka. "No nosso estudo, observamos as ondas de rádio dispersas através de polarização, que transportam informações independentes da emissão térmica de poeira. Esta grande diferença no tamanho estimado das partículas de poeira implica que a suposição anterior pode estar errada."

A ideia da equipe para resolver esta inconsistência é considerar partículas leves e de forma complexa, não poeira esférica simples. De uma perspetiva macroscópica, estas partículas são de fato grandes mas, de uma perspetiva microscópica, cada pequena parte de uma grande partícula de poeira dispersa ondas de rádio e produz características de polarização únicas. Para o estudo presente, os astrônomos obtiveram estas características "microscópicas" através de observações da polarização. Esta ideia pode conduzir na reconsideração da interpretação anterior dos dados observacionais.

"A fração de polarização das ondas de rádio do disco de poeira em torno da HD 142527 é de apenas alguns por cento. Graças à elevada sensibilidade do ALMA, foi detectado um sinal minúsculo com que fornece informações sobre o tamanho e forma das partículas de poeira," comenta Kataoka. "Este é o primeiro passo na análise da evolução da poeira com polarimetria e acredito que o progresso futuro será repleto de emoção."

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

A Nebulosa da Estrela Flamejante

Uma estrela fugitiva ilumina a Nebulosa da Estrela Flamejante nesta cena cósmica.

© Adam Block (IC 405)

Esta nebulosa está catalogada como IC 405 e suas nuvens interestelares de gás e poeira cósmica residem a cerca de 1.500 anos luz em direção à constelação de Auriga.

AE Aurigae, o objeto brilhante na parte superior esquerda da imagem, é uma estrela quente e massiva do tipo O que se move rapidamente pelo espaço, provavelmente foi expulsa devido a uma colisão de múltiplos sistemas estelares na vizinhança da Nebulosa de Órion há milhões de anos.

Agora, perto da IC 405, a radiação ultravioleta ionizante da estrela super veloz energiza o brilho avermelhado dos átomos excitados de hidrogênio cujos elétrons são ejetados e em seguida recombinam.

Sua intensa luz azulada é refletida através dos filamentos empoeirados da nebulosa. Como acontece com as estrelas muito massivas, AE Aurigae terá uma vida curta e sofrerá uma furiosa explosão de supernova, quando seu suprimento de combustível nuclear se esgotar.

Esta fotografia colorida telescópica mede aproximadamente 5 anos-luz à distância estimada da Nebulosa da Estrela Flamejante.

Fonte: NASA

O trânsito de um exoplaneta potencialmente parecido com a Terra

Um grupo de pesquisadores do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ), da Universidade de Tóquio, do Centro de Astrobiologia, entre outros, observou o trânsito de um exoplaneta potencialmente parecido com a Terra conhecido como K2-3d usando o instrumento MuSCAT acoplado ao telescópio de 18,8 metros do Observatório Astrofísico de Okayama.

© NAOJ (ilustração do sumário da pesquisa)

Um trânsito é um fenômeno no qual um planeta passa em frente da sua estrela progenitora, bloqueando uma pequena quantidade de luz da estrela, como uma sombra do planeta. Apesar de já terem sido observados milhares de trânsitos para outros planetas extrassolares, K2-3d é importante porque existe a possibilidade de que seja capaz de abrigar vida extraterrestre.

Através da observação detalhada do trânsito, usando a próxima geração de telescópios, como o TMT (Thirty Meter Telescope), os cientistas esperam poder estudar a atmosfera do planeta em busca de moléculas relacionadas com a vida, como por exemplo o oxigênio.

No entanto, com apenas as observações anteriores de telescópios espaciais, os cientistas não podem calcular com precisão o período orbital do planeta, o que torna mais difícil prever tempos exatos de trânsitos futuros. Foi possível medir o período orbital do planeta com uma grande precisão de aproximadamente 18 segundos. Isto melhorou muito a precisão da previsão para os futuros tempos do trânsito. Portanto, agora o momento exato para observar estes trânsitos será mais precisa com a próxima geração de telescópios. Este resultado é um passo importante na busca por vida extraterrestre no futuro.

O K2-3d é um exoplaneta localizado a cerca de 15 anos-luz de distância, descoberto pela missão K2 (Kepler 2) da NASA. O K2-3d tem 1,5 vezes o tamanho da Terra. Orbita a sua estrela, com metade do tamanho do Sol, a cada 45 dias, aproximadamente. Em comparação com a Terra, o planeta orbita muito perto da estrela (cerca de um-quinto da distância Terra-Sol). Mas, como a temperatura da estrela hospedeira é menor que a do Sol, os cálculos mostram que esta é a distância ideal para o planeta ter um clima relativamente quente como o da Terra. Há a possibilidade de que a água líquida possa existir à superfície do planeta, aumentando as hipóteses de vida extraterrestre.

A órbita do K2-3d está alinhada, de modo que a partir da Terra, transita (passa em frente) a sua estrela. Isto provoca diminuições curtas e periódicas no brilho estelar, pois o planeta bloqueia parte da luz. Este alinhamento permite com que a análise da composição atmosférica destes planetas, medindo com precisão a quantidade de luz bloqueada em diferentes comprimentos de onda.

A missão Kepler da NASA descobriu cerca de 30 planetas potencialmente habitáveis que também têm órbitas em trânsito, mas a maioria destes planetas orbitam estrelas mais tênues e distantes. Dada a sua proximidade com a Terra e o brilho da estrela, o K2-3d é um candidato mais interessante para estudos de acompanhamento detalhados. A diminuição de brilho da estrela hospedeira, provocado pelo trânsito do K2-3d, é pequena, apenas 0,07%. No entanto, espera-se que a próxima geração de grandes telescópios seja capaz de medir como esta diminuição de brilho varia com o comprimento de onda, permitindo estudar a composição atmosférica do planeta.

O período orbital do K2-3d é de aproximadamente 45 dias. Uma vez que o período de pesquisa da missão K2 é de apenas 80 dias para cada área do céu, os pesquisadores só conseguiram medir dois trânsitos nos dados do K2. Isto não é suficiente para medir com precisão o período orbital do planeta, assim a nas efemérides de trânsito haverá incertezas nos tempos previstos. Estas incertezas crescem à medida que tentam prever mais para o futuro. Portanto, foram necessárias observações adicionais do trânsito e ajustes das efemérides antes que os astrônomos perdessem os tempos do trânsito. Dada a importância do K2-3d, o telescópio espacial Spitzer observou dois trânsitos logo após a descoberta do planeta, elevando o total para quatro medições de trânsito. No entanto, a adição de uma única medição de trânsito, mais distante no futuro, pode ajudar a produzir uma efeméride significativamente melhorada.

Usando o telescópio refletor Okayama e o mais recente instrumento de observação, MuSCAT, a equipe observou um trânsito do K2-3d pela primeira vez com um telescópio terrestre. Embora uma diminuição de 0,07% no brilho esteja perto do limite do que pode ser observado com telescópios terrestres, a capacidade do MuSCAT em observar três bandas de comprimento de onda simultaneamente aumentou a sua capacidade para detectar o trânsito. Ao reanalisarem os dados do K2 e do Spitzer, em combinação com esta nova observação, foi melhorado consideravelmente a precisão das efemérides, determinando o período orbital do planeta até cerca de 18 segundos (1/30 da incerteza original). Estas efemérides melhoradas garantem que, quando a próxima geração de grandes telescópios entrarem em operação, saberemos exatamente quando observar os trânsitos. Assim, estes resultados ajudam a pavimentar o caminho para futuras pesquisas de vida extraterrestre.

A missão K2 da NASA continuará até pelo menos fevereiro de 2018 e espera-se que descubra mais planetas potencialmente habitáveis como K2-3d. Além disso, o sucessor do K2, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), será lançado em dezembro de 2017. O TESS irá pesquisar o céu inteiro durante dois anos e deverá detectar centenas de planetas pequenos como K2-3d perto do nosso Sistema Solar. Para caracterizar uma "segunda Terra" usando a próxima geração de grandes telescópios, será importante medir as efemérides e características dos planetas com observações adicionais de trânsitos usando telescópios terrestres de tamanho médio. A equipe continuará usando o MuSCAT para pesquisas relacionadas com a futura procura por vida extraterrestre.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

O menor asteroide conhecido

Astrônomos obtiveram observações detalhadas do menor asteroide conhecido.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um asteroide próximo à Terra)

Com 2 metros em diâmetro, a minúscula rocha espacial é pequena o suficiente para ser montada por uma pessoa numa sequência hipotética e espacial baseada na cena icônica do filme "Dr. Strangelove".

Curiosamente, o asteroide, de nome 2015 TC25, é também um dos mais próximos asteroides da Terra já descobertos. Usando dados de quatro telescópios diferentes, uma equipe de astrônomos liderada por Vishny Reddy, professor assistente do Laboratório Lunar e Planetário da Universidade do Arizona, divulga que TC25 reflete cerca de 60% da luz que incide sobre ele.

Descoberto pelo Catalina Sky Survey da mesma universidade em outubro desse ano, o 2015 TC25 foi estudado extensivamente com telescópios terrestres durante uma passagem rasante em que o microasteroide passou a 128.000 quilômetros da Terra, um-terço da distância à Lua.

Reddy argumenta que as novas observações do IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA e do Radar Planetário de Arecibo mostram que a superfície de 2015 TC25 é semelhante a um tipo raro de meteorito altamente refletivo chamado aubrite. Os aubrites consistem de minerais muito brilhantes, principalmente silicatos, formados num ambiente basáltico e livre de oxigênio a temperaturas muito altas. Apenas um em cada 1.000 meteoritos que caem na Terra pertencem a esta classe.

"Esta é a primeira vez que temos dados ópticos, infravermelhos e de radar sobre um asteroide tão pequeno, que é essencialmente um meteoroide," realça Reddy. "Podemos pensar nele como um meteorito que flutua no espaço e que não atingiu a atmosfera e alcançou o solo ainda."

Os pequenos asteroides próximos à Terra, como 2015 TC25, são da mesma gama de tamanhos que os meteoritos que caem na Terra. Estes objetos são descobertos com frequência, mas não se sabe muito sobre eles pois são difíceis de caracterizar. Através do estudo detalhado destes objetos, espera-se entender melhor os corpos de origem a partir dos quais estes meteoritos são originários.

Os asteroides são fragmentos remanescentes da formação do Sistema Solar que orbitam o Sol, na maior parte, atualmente entre as órbitas de Marte e Júpiter. Os asteroides perto da Terra são um subconjunto que atravessa o caminho do nosso planeta. Até agora, foram descobertos mais de 15.000 asteroides próximos à Terra.

Os cientistas estão interessados nos meteoroides porque são os percursores dos meteoritos que impactam a Terra.

"Se pudermos descobrir e caracterizar asteroides e meteoroides assim tão pequenos, então podemos entender a população de objetos que lhes deram origem: asteroides grandes, que têm uma probabilidade muito menor de colidir com a Terra," salienta Reddy. "No caso do 2015 TC25, a probabilidade de impactar com a Terra é bastante pequena."

A descoberta também é a primeira evidência para um asteroide que não tem o típico cobertor de poeira, chamado regolito, de asteroides maiores. Em vez disso, o 2015 TC25 é essencialmente rocha nua. A equipe também descobriu que é um dos asteroides mais velozes, em termos de rotação, já descobertos perto da Terra, completando uma volta sob si próprio a cada 2 minutos.

Provavelmente, o 2015 TC25 é o que os cientistas planetários chamam de monolítico, o que significa que é mais parecido com um tipo de objeto de "rocha sólida" do que com um tipo de objeto tipo "escombros" como muitos grandes asteroides, que muitas vezes consistem de muitos tipos de rochas unidas pela gravidade e atrito. Pensa-se que Bennu, o alvo da missão OSIRIS-REx, pertence a este último tipo.

No que diz respeito à origem do pequeno asteroide, Reddy pensa que provavelmente foi partido por outra rocha que colidiu com o seu progenitor, 44 Nysa, um asteroide do cinturão principal grande o suficiente para cobrir a maior parte de uma cidade.

Ser capaz de observar asteroides pequenos como este é como olhar para amostras no espaço antes que atinjam a atmosfera e alcancem o sol e também fornece um primeiro olhar de suas superfícies em estado puro antes de caírem pela atmosfera.

Um artigo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Univerdade do Arizona

Galáxias em Pegasus

Esta visão telescópica ampla e nítida revela galáxias espalhadas além das estrelas da Via Láctea no limite norte da constelação de Pegasus.

© Péter Feltóti (NGC 7331 e Quinteto de Stephan)

No canto superior direito destaca-se a NGC 7331. Localizada a 50 milhões de anos-luz de distância, a grande espiral é uma das galáxias mais brilhantes não incluída no famoso catálogo do século XVIII de Charles Messier. O grupo de galáxias distorcidas vistas na parte inferior esquerda é bem conhecido como o Quinteto de Stephan. Situado a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância, o quinteto ilustra de forma dramática uma colisão de galáxias múltiplas e suas poderosas e contínuas interações posadas para um breve instantâneo cósmico. No céu, o quinteto e a NGC 7331 estão separados por meio grau.

Fonte: NASA

Primeiros sinais de estranha propriedade quântica do espaço vazio?

Ao estudar a radiação emitida por uma estrela de nêutrons muito densa e fortemente magnetizada, astrônomos descobriram os primeiras indícios observacionais de um estranho efeito quântico, previsto inicialmente nos anos 1930.

© ESO/L. Calçada (ilustração da polarização da radiação emitida por uma estrela de nêutrons)

A polarização da radiação observada sugere que o espaço vazio em torno da estrela de nêutrons está sujeito a um efeito quântico conhecido por birrefringência do vácuo.

Uma equipe liderada por Roberto Mignani do Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) de Milão, Itália, e da Universidade de Zielona Gora, Polônia, utilizou o Very Large Telescope (VLT) do ESO, instalado no Observatório do Paranal no Chile, para observar a estrela de nêutrons RX J1856.5-3754, situada a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra. Este objeto faz parte do grupo de estrelas de nêutrons conhecidas por As Sete Magníficas. São estrelas de nêutrons isoladas, sem companheiras estelares, que não emitem ondas rádio (como os pulsares) e não estão rodeadas por material progenitor da supernova.

Apesar de ser uma das estrelas de nêutrons mais próximas de nós, a luminosidade muito baixa deste objeto faz com que os astrônomos apenas a possam observar no visível com o instrumento FORS2 montado no VLT, nos limites da atual tecnologia de telescópios.

As estrelas de nêutrons são restos de núcleos muito densos de estrelas massivas, pelo menos 10 vezes mais massivas que o Sol, que explodiram sob a forma de supernovas no final das suas vidas. Possuem também campos magnéticos intensos, bilhões de vezes mais fortes que o do Sol, que permeiam as suas superfícies exteriores e seus arredores.

Estes campos magnéticos são tão fortes que afetam inclusive propriedades do espaço vazio ao redor da estrela. Normalmente, o vácuo sugere-nos um espaço completamente vazio, onde a radiação viaja sem ser modificada. No entanto, em eletrodinâmica quântica — a teoria do vácuo que descreve a interação entre fótons de luz e partículas carregadas, tais como elétrons — o espaço encontra-se repleto de partículas virtuais que aparecem e desaparecem a todo o momento. Campos magnéticos muito intensos podem modificar este espaço, de tal maneira que este afeta a polarização da radiação que passa através dele.

De acordo com a eletrodinâmica quântica, um vácuo altamente magnetizado comporta-se como um prisma no que diz respeito à propagação da radiação, um efeito conhecido por birrefringência do vácuo. Entre as muitas previsões da eletrodinâmica quântica, a birrefringência do vácuo não teve ainda uma demonstração experimental. Tentativas de detectar este efeito em laboratório não deram qualquer resultado nos 80 anos que passaram desde a publicação do artigo científico de Werner Heisenberg (famoso pelo princípio de incerteza) e Hans Heinrich Euler.

“Este efeito pode ser apenas detectado na presença de campos magnéticos extremamente fortes, tais como os existentes em torno de estrelas de nêutrons, o que mostra, uma vez mais, como as estrelas de nêutrons são laboratórios valiosos para o estudo das leis fundamentais da natureza,” diz Roberto Turolla (Universidade de Pádua, Itália).

Após análise cuidadosa dos dados do VLT, Mignani e a sua equipe detectaram polarização linear, com um grau significativo de cerca de 16%, que pensam ser provavelmente devida ao efeito de birrefringência do vácuo ocorrendo no espaço vazio que rodeia RX J1856.5-3754.

Existem outros processos que podem polarizar a emissão estelar à medida que esta viaja pelo espaço. A equipe verificou outras possibilidades, por exemplo, a polarização criada pela dispersão da radiação em grãos de poeira, mas considerou pouco provável que dessem origem ao sinal de polarização observado.

“Até hoje, este é o objeto mais fraco para o qual foi medido um valor de polarização. Foi necessário utilizar um dos maiores e mais eficientes telescópios do mundo, o VLT, e técnicas de análise de dados precisas para aumentar o sinal emitido por uma estrela tão fraca,” disse Vincenzo Testa (INAF, Roma, Itália).

“A alta polarização linear que medimos com o VLT não pode ser explicada facilmente pelos nossos modelos, a menos que incluamos o efeito de birrefringência do vácuo previsto pela eletrodinâmica quântica,” disse Mignani.

“Este estudo do VLT é o primeiro resultado observacional que vai de encontro às previsões deste tipo de efeitos da eletrodinâmica quântica, originados por campos magnéticos extremamente fortes,” diz Silvia Zane (UCL/MSSL, Reino Unido).

“Medições de polarização com a nova geração de telescópios, tais como o European Extremely Large Telescope do ESO, podem desempenhar um papel crucial em testes de previsões da eletrodinâmica quântica de efeitos de birrefringência do vácuo em torno de muitas estrelas de nêutrons,” acrescenta Mignani.

“Estas medições, feitas agora pela primeira vez no visível, abrem também o caminho a medições semelhantes serem feitas em raios X,” acrescenta Kinwah Wu (UCL/MSSL, Reino Unido).

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Evidence for vacuum birefringence from the first optical polarimetry measurement of the isolated neutron star RX J1856.5−3754”, de R. Mignani et al., que será publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Resolvido o mistério das galáxias ultradifusas

Ao longo do último ano, pesquisadores observaram algumas galáxias muito tênues e difusas. As galáxias são tão fracas quanto galáxias anãs, mas estão distribuídas numa área tão grande quanto a Via Láctea.

© NAOJ/Subaru (galáxias ultradifusas)

Usando o Telescópio Subaru, astrônomos observaram 854 galáxias ultradifusas no aglomerado de galáxias Cabeleira de Berenice. Estas galáxias estão muito longe, cerca de 300 milhões de anos-luz e 332 delas são do tamanho da Via Láctea.

Tem sido um mistério, como galáxias tão tênues, com até 1.000 vezes menos estrelas do que a Via Láctea, ainda podem ser tão grandes. Agora, uma nova pesquisa do Instituto Niels Bohr mostra que se um grande número de supernovas explodirem durante o processo de formação estelar, isto poderá empurrar as estrelas e a matéria escura para fora, fazendo com que a galáxia se expanda.

As galáxias são coleções gigantescas de estrelas, gás e da chamada matéria escura. As galáxias menores contêm alguns milhões de estrelas, enquanto as maiores podem contar várias centenas de bilhões de estrelas. As primeiras estrelas já surgiram no Universo primitivo cerca de 200 milhões de anos após o Big Bang, formadas a partir dos gases hidrogênio e hélio. Estas nuvens gigantes de gás e poeira contraem-se e, eventualmente, o gás fica tão condensado que a pressão aquece o material, criando bolas brilhantes de gás e dando à luz novas estrelas. As estrelas agrupam-se em galáxias, as primeiras das quais eram uma espécie de "galáxias bebê".

A teoria dos astrônomos é que estas "galáxias bebê" gradualmente ficaram maiores e mais massivas através da constante formação de novas estrelas e através de colisão com galáxias vizinhas para formar galáxias novas e maiores. As maiores galáxias do nosso Universo atual têm estado, portanto, sob formação constante ao longo da história. A Terra e o nosso Sistema Solar encontram-se numa galáxia grande, a Via Láctea.

Mas as recém-descobertas galáxias tênues e ultradifusas eram difíceis de classificar e enquanto alguns pesquisadores pensavam que as galáxias difusas eram tão grandes como galáxias espirais mas com uma grande quantidade de matéria escura, outros pensavam que seria apenas um caso de galáxias anãs comuns.

Um projeto de pesquisa liderado por uma pesquisadora do Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhague tem sido capaz de recriar as características das galáxias observadas usando simulações computorizadas avançadas, realizadas em colaboração com a Universidade de Nova Iorque em Abu Dhabi.

© NIHAO/Hubble (simulação de galáxias ultradifusas)

"Ao recriarmos quase 100 galáxias virtuais, mostramos que quando há um grande número de supernovas durante o processo de formação estelar, isso poderá resultar na migração das estrelas e da matéria escura na galáxia para o exterior, fazendo com que a galáxia se expanda. Quando existe um pequeno número de estrelas numa grande área, isso significa que a galáxia torna-se tênue e difusa e, portanto, difícil de observar com telescópios," explica Arianna Di Cintio, doutorada em astrofísica, do Centro de Cosmologia Escura do Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhague.

O mecanismo que faz com que as estrelas se afastem do centro é o mesmo que é capaz de criar áreas com uma menor densidade de matéria escura. As muitas supernovas são tão poderosas que expelem o gás para o exterior da galáxia. Como resultado, tanto a matéria escura como as estrelas também migram na direção contrária à do centro galáctico, de modo que a galáxia se expande. O fato da galáxia se espalhar sobre uma área maior significa que se tornou mais difusa e indistinta.

"Se conseguirmos recriar galáxias ultradifusas com simulações de computador, isso prova que estamos no caminho certo com o nosso modelo cosmológico. Portanto, prevemos que existam galáxias ultradifusas em toda a parte, não só em aglomerados galácticos. Elas são dominadas pela matéria escura e só uma pequena porcentagem do seu conteúdo é composto por gás e estrelas e o mais importante é que são galáxias anãs com uma massa apenas cerca de 10 a 60 vezes inferior à de uma grande galáxia espiral, significativamente menos do que a Via Láctea, por exemplo," comenta Arianna Di Cintio.

Os cientistas esperam que das galáxias ultradifusas mais isoladas, as maiores possam conter mais gás. Portanto, estão iniciando estreitas colaborações com grupos de pesquisa que realizam observações de áreas muito distantes do céu com poderosos telescópios a fim de confirmar essas teorias.

"Vão abrir uma janela totalmente nova para a formação galáctica, e podem existir milhares de galáxias ultratênues à espera de serem descobertas," salienta Arianna Di Cintio, que está ansiosa por descobrir o seu número de estrelas, o seu conteúdo de elementos e como é que as galáxias ultradifusas sobrevivem em aglomerados de galáxias.

Os resultados foram publicados na revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Niels Bohr Institute

Supernova de baixa massa como estopim para a formação do Sistema Solar

Uma equipe de pesquisa liderada pelo professor Yong-Zhong Qian da Escola de Física e Astronomia da Universidade de Minnesota, EUA, usou novos modelos e evidências de meteoritos para mostrar que uma supernova de massa baixa desencadeou a formação do nosso Sistema Solar.

© NASA/Spitzer (complexo de gás e poeira na constelação do Cisne)

Há cerca de 4,6 bilhões de anos atrás, uma nuvem de gás e poeira, que eventualmente formou o nosso Sistema Solar, foi perturbada. O colapso gravitacional resultante formou o proto-Sol com um disco circundante onde os planetas nasceram. Uma supernova - a explosão de uma estrela no final do seu ciclo de vida - teria energia suficiente para comprimir tal nuvem de gás. No entanto, não havia evidências conclusivas para apoiar esta teoria. Além disso, a natureza da supernova desencadeadora permanecia elusiva.

Qian e colaboradores decidiram focar-se nos isótopos de curta duração presentes no início do Sistema Solar. Devido à sua pequena vida, estes núcleos só podiam ter vindo da supernova desencadeante. As suas abundâncias no início do Sistema Solar foram inferidas pelos seus produtos de decaimento nos meteoritos. Como detritos da formação do Sistema Solar, os meteoritos são comparáveis a tijolos e argamassa que sobram num local de construção. Eles dizem-nos a composição do Sistema Solar e, em particular, quais os isótopos de curta duração que a supernova desencadeadora forneceu.

Qian é especialista na formação de isótopos em supernovas. As suas pesquisas anteriores concentraram-se em vários mecanismos pelos quais estes ocorrem em supernovas de diferentes massas. A sua equipe inclui colaboradores da mesma universidade, da Universidade Monash, na Austrália e da Universidade da Califórnia, em Berkeley (EUA). Qian e o pós-doutorado Projjwal Banerjee perceberam que os esforços anteriores no estudo da formação do Sistema Solar estavam focados numa supernova de alta massa como "gatilho", o que teria deixado um conjunto de impressões digitais nucleares que não estão presentes no registo meteórico.

Os pesquisadores decidiram testar se uma supernova de baixa massa, cerca de 12 vezes mais massiva que o nosso Sol, podia explicar o registo de meteoritos. Começaram a investigação examinando o Berílio-10, um núcleo de curta duração com 4 prótons e 6 nêutrons, com 10 unidades de massa. Este isótopo encontra-se amplamente distribuído em meteoritos.

Na verdade, a ubiquidade do Berílio-10 era uma espécie de mistério. Muitos cientistas teorizaram que a espalação - o processo no qual as partículas altamente energéticas removem prótons ou nêutrons de um núcleo para formar novos núcleos - por raios cósmicos seria a responsável pelo Berílio-10 encontrado nos meteoritos. Esta hipótese envolve muitos trajetos incertos e presume que o Berílio-10 não pode ser fabricado em supernovas.

Usando novos modelos de supernovas, Qian e colaboradores mostraram que o Berílio-10 pode ser produzido por espalação de neutrinos tanto em supernovas de baixa massa como alta. No entanto, apenas uma supernova de massa baixa como "gatilho" para a formação do Sistema Solar é consistente com o registo meteórico em geral.

"Além de explicar a abundância do Berílio-10, este modelo de supernova de baixa massa também explicaria os isótopos de curta duração do Cálcio-41, do Paládio-107 e alguns outros encontrados em meteoritos. O que não consegue explicar deverá, então, ser atribuído a outras fontes que requerem um estudo detalhado," disse Qian.

A equipe pretende examinar os mistérios restantes dos núcleos de curta duração encontrados em meteoritos. O primeiro passo, no entanto, é corroborar ainda mais a sua teoria examinando o Lítio-7 e o Boro-11, produzidos juntamente com o Berílio-10 por espalação de neutrinos nas supernovas. Qian realçou que poderão examinar isto num artigo futuro e pediu aos cientistas que estudam meteoritos que examinem as correlações entre esses três isótopos recorrendo a medições precisas.

Os resultados foram publicados na revista científica Nature Communications.

Fonte: University of Minnesota

W5: A alma da formação estelar

Onde as estrelas se formam?

© José Jiménez Priego (W5)

Na maioria das vezes, as estrelas se formam em regiões energéticas onde o gás e a poeira escura são empurrados para uma mutilação caótica.

As estrelas massivas brilhantes, próximas ao centro de W5 (Westerhout 5), a Nebulosa da Alma, explodem e emitem radiação ionizante e ventos enérgicos. A radiação energética empurra para fora e evapora a maior parte do gás e da poeira circundantes, mas deixam pilares de gás atrás de densos nós protetores. Dentro desses nós, entretanto, novas estrelas podem ser geradas.

A imagem destaca o santuário interno de W5, uma arena que mede cerca de 1.000 anos-luz, rica em pilares de formação de estrelas.

A Nebulosa da Alma, também catalogada como IC 1848, fica a cerca de 6.500 anos-luz de distância em direção à constelação da Rainha da Aethopia (Cassiopeia). Provavelmente, em poucas centenas de milhões de anos, apenas um aglomerado de estrelas permanecerá. Então, essas estrelas se afastarão.

Fonte: NASA

Uma ponte cósmica entre galáxias espirais

Por que existe uma ponte entre essas duas galáxias espirais?

© Chris Kotsiopoulos (Arp 240)

Feita de gás e estrelas, a ponte fornece uma forte evidência de que esses dois imensos sistemas estelares passaram perto uma da outra e experimentaram violentas forças de maré induzidas pela gravidade mútua. O par de galáxias é conhecido como Arp 240, mas individualmente como NGC 5257 e NGC 5258.

A modelagem computacional e a idade dos aglomerados de estrelas indicam que as duas galáxias completaram uma primeira passagem perto de si há apenas 250 milhões de anos. As forças de marés gravitacionais não apenas puxaram a matéria, mas também comprimiram o gás e causaram a formação de estrelas em ambas as galáxias e na ponte incomum.

As fusões galácticas são processos comuns, o par de galáxias Arp 240 representa um instantâneo de uma breve fase desse processo inevitável. O par de galáxias Arp 240 está situado a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância da Terra, e pode ser visto com um pequeno telescópio apontado na direção da constelação de Virgem. As repetidas passagens devem resultar em uma fusão com o surgimento de uma única galáxia combinada.

Fonte: NASA

Descobertos três exoplanetas gigantes num sistema estelar binário

Uma equipe internacional de astrônomos dos Estados Unidos e do Chile detectou três planetas gigantes no sistema HD 133131, um par de estrelas gêmeas que se eclipsam mutuamente a cada 4.240 anos.

© Robin Dienel (ilustração de um sistema estelar binário e três exoplanetas)

O sistema HD 133131, também conhecido como HIP 73674, está localizado a aproximadamente 163 anos-luz da Terra. Este sistema binário foi descoberto em 1972 pelos astrônomos da Universidade do Chile Jurgen Stock e Herbert Wroblewski. Os cientistas estimam sua idade em 9,5 bilhões de anos, em comparação com 4,6 bilhões de anos para o nosso Sol.

Os dois componentes deste binário, HD 133131A e HD 133131B, são gêmeas de tipo espectral idêntico, G2V, que é o mesmo que o Sol.

As estrelas são separadas por apenas 360 UA (unidades astronômicas), tornando-as o par gêmeo mais estreitamente separado com os planetas detectados. O próximo sistema binário mais próximo que hospeda planetas é composto por duas estrelas que estão separadas a cerca de 1.000 UA.

A HD 133131A hospeda dois planetas moderadamente excêntricos. Os planetas possuem cerca de 1,4 e 0,6 vezes a massa de Júpiter, respectivamente, e orbitam sua estrela progenitora a 1,44 e 4,79 UA.

A HD 133131B hospeda um planeta que tem 2,5 vezes a massa de Júpiter e orbita sua estrela a uma distância de 6,4 UA.

O sistema HD 133131 também é incomum porque ambos os componentes são pobres em metal, o que significa que a maior parte de sua massa é hidrogênio e hélio, ao contrário de outros elementos como ferro ou oxigênio.

A maioria das estrelas que hospedam planetas gigantes é rica em metal. Somente seis outros sistemas binários pobres em metal com exoplanetas foram encontrados, tornando esta descoberta especialmente intrigante.

Os pesquisadores usaram análises muito precisas para revelar que as estrelas não são realmente gêmeas idênticas como se pensava anteriormente, mas têm composições químicas ligeiramente diferentes, tornando-as mais parecidas com o equivalente estelar de gêmeos fraternos.

Isto poderia indicar que uma estrela engoliu alguns planetas primordiais no início de sua vida, mudando ligeiramente sua composição. Alternativamente, as forças gravitacionais dos planetas gigantes detectados que permaneceram podem ter tido um forte efeito em pequenos planetas totalmente formados, lançando-os para a estrela ou para o espaço.

"A probabilidade de encontrar um sistema com todos esses componentes era extremamente pequena, então estes resultados servirão como uma importante referência para a compreensão da formação de planetas, especialmente em sistemas binários," disse a autora principal, a Dra. Johanna Teske, da Carnegie Institution for Science, em Washington.

A descoberta é a primeira detecção de exoplanetas feita com base apenas nos dados do Planet Finder Spectrograph, um espectrógrafo óptico de alta precisão operando com o telescópio Magellan II de 6,5 m no Observatório Las Campanas, no Chile.

"Estamos tentando descobrir se planetas gigantes como Júpiter têm frequentemente órbitas longas ou excêntricas. Se este for o caso, seria uma pista importante para descobrir o processo pelo qual nosso Sistema Solar se formou, e pode nos ajudar a entender onde os planetas habitáveis ​​são susceptíveis de serem encontrados," explicou Teske.

As descobertas foram aceitas para publicação no periódico Astronomical Journal.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Um ciclo de vida estelar

Um momento do ciclo de vida estelar foi captado numa nova imagem do observatório de raios X Chandra da NASA e do SMA (Smithsonian’s Submillimeter Array).

© Chandra/SMA (Cygnus X-3)

Uma nuvem que está gerando estrelas foi observada refletindo raios X de Cygnus X-3, uma fonte de raios X produzida por um sistema onde uma estrela massiva está lentamente sendo absorvida ou pelo seu buraco negro companheiro ou por uma estrela de nêutrons. Esta descoberta fornece uma nova maneira de estudar como as estrelas se formam.

Em 2003, astrônomos usaram a visão de raios X e de alta resolução do Chandra para encontrar uma misteriosa fonte de emissão de raios X localizada muito perto de Cygnus X-3. Em 2013, astrônomos anunciaram que a nova fonte era uma nuvem de gás e poeira.

Em termos astronõmicos, esta nuvem é bastante pequena, mede cerca de 0,7 anos-luz em diâmetro. Foi observado que esta nuvem está agindo como um espelho, refletindo alguns dos raios X gerados por Cygnus X-3 em direção à Terra.

As observações do Chandra relatadas em 2013 sugeriam que a nova fonte de raios X tinha uma massa entre duas e 24 vezes a do Sol. Isto sugeria que a nuvem era um "glóbulo de Bok", uma pequena nuvem densa onde as estrelas podem nascer. No entanto, eram necessárias mais evidências.

Para determinar a natureza desta fonte de raios X, os astrônomos usaram o SMA, uma série de oito antenas de rádio situadas no topo do Mauna Kea, no Havaí. O SMA encontrou moléculas de monóxido de carbono, uma pista importante de que a nova fonte de raios X era realmente um glóbulo de Bok. Além disso, os dados do SMA revelam a presença de um jato ou fluxo saindo dela, sinal de que uma estrela começou a formar-se lá dentro.

Normalmente, os astrônomos estudam os glóbulos de Bok observando a luz visível que bloqueiam ou a emissão rádio que produzem. Com esta fonte de raios X foi possível examinar este casulo interestelar numa nova maneira usando raios X, sendo a primeira vez que isto foi executado com um glóbulo de Bok.

A uma distância estimada de quase 20.000 anos-luz da Terra, o glóbulo de Bok é também o mais distante já visto.

As propriedades de Cygnus X-3 e a sua proximidade com o glóbulo de Bok também fornece a oportunidade de fazer uma medição muito precisa da distância, algo que é muitas vezes difícil em astronomia. Desde o início da década de 1970 que os astrônomos observam uma variação regular de 4,8 horas nos raios X de Cygnus X-3. O glóbulo de Bok, agindo como um espelho de raios X, mostra a mesma variação, mas ligeiramente atrasada porque o percurso que os raios X refletidos tomam é mais longo do que a linha reta entre Cygnus X-3 e a Terra.

Ao medir o atraso na variação periódica entre Cygnus X-3 e o glóbulo de Bok, os astrônomos foram capazes de calcular que a distância entre a Terra e Cygnus X-3 é de aproximadamente 24.000 anos-luz.

Dado que Cygnus X-3 contém uma estrela massiva, de curta duração, os cientistas pensam que deverá ter tido origem numa região da Galáxia onde as estrelas ainda são susceptíveis de se formar. Estas regiões são encontradas apenas nos braços espirais da Via Láctea. No entanto, a fonte Cygnus X-3 está localizada fora de qualquer um dos braços espirais da Via Láctea.

Os pesquisadores sugerem que a explosão de supernova que formou ou o buraco negro ou a estrela de nêutrons em Cygnus X-3 lançou o sistema binário para longe do seu lugar onde nasceu. Assumindo que Cygnus X-3 e o glóbulo de Bok formaram-se perto um do outro, estimam que Cygnus X-3 deve ter sido lançado a velocidades entre 640 mil e 3,2 milhões de quilômetros por hora.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado recentemente numa edição da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Chandra X-ray Center

Encontradas evidências de um oceano subterrâneo em Dione

Um oceano subterrâneo pode ter sido encontrado na lua Dione de Saturno.

© NASA/JPL-Caltech/Cassini (Dione)

Pesquisadores do Observatório Real da Bélgica usaram um modelo geofísico para interpretar informações sobre a força da gravidade no satélite Dione extraídas no ano passado pela sonda Cassini, projeto de colaboração entre a NASA, a Agência Espacial Europeia (ESA) e a Agência Espacial Italiana (ASI). Uma das explicações para o comportamento do satélite poderia ser a presença de um oceano imenso oculto sob uma camada de gelo de 62 km de espessura.

Dione é mais um da família de satélites como Titã, Encélado e Mimas, que tem em comum a provável presença de água líquida em quantidades consideráveis. A lua não possui rachaduras evidentes, entre outros indícios que estariam presentes se ela fosse feita de puro gelo.

"A interação entre a rocha e água fornecem nutrientes essenciais e são uma fonte de energia. Ambos são ingredientes da vida'', explicou um dos autores da pesquisa, o geofísico Attilio Rivoldini.

Os pesquisadores calcularam a profundidade que existe nos oceanos de Dione e Encélado. No entanto, este último seria mais perto da superfície do que se pensava.

Supor a composição química do interior de um astro a partir de informações sobre sua gravidade é um trabalho dificultoso. As informações coletadas pela Cassini assinalaram a presença de elementos radioativos no núcleo de Dione. A hipótese é que o calor emitido por eles aqueça o gelo o suficiente para transformá-lo em água. Se a pequena lua realmente não contiver nada além de água nos estados líquido e sólido em torno de seu núcleo rochoso, seu oceano teria impensáveis 100 quilômetros de profundidade. 

As conclusões foram publicadas no periódico Geophysical Reasearch Letters.

Fonte: Royal Observatory of Belgium

Quebrando o recorde do aglomerado de galáxias mais distante

A imagem abaixo contém o aglomerado de galáxias mais distante, uma descoberta feita usando dados do observatório de raio X de Chandra da NASA e de diversos outros telescópios.

© UltraVISTA/ALMA/Chandra (aglomerado de galáxias CL J1001)

O aglomerado de galáxias, conhecido como CL J1001+0220 (CL J1001, para abreviar), está localizado a cerca de 11,1 bilhões de anos-luz da Terra e pode ter sido capturado logo após o nascimento, um breve, mas importante estágio de evolução de aglomerado nunca visto antes.

O aglomerado de galáxias remoto foi encontrado em dados da pesquisa Cosmic Evolution Survey (COSMOS), um projeto que observa o mesmo remendo de céu em muitos tipos diferentes de luz, desde ondas de rádio até raios X. Esta imagem composta mostra o CL J1001 em raios X através do Chandra (roxo), dados infravermelhos da pesquisa UltraVISTA do ESO (vermelho, verde e azul) e ondas de rádio da Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) (verde). A emissão de raios X difusa provém de uma grande quantidade de gás quente, um dos elementos que definem um aglomerado de galáxias.

Além de sua extraordinária distância, o CL J1001 é notável por causa de seus altos níveis de formação de estrelas em galáxias perto do centro do aglomerado. Dentro de cerca de 250.000 anos-luz do núcleo do aglomerado, onze galáxias massivas são encontradas e nove destas exibem altas taxas de formação. Especificamente, as estrelas estão se formando no núcleo do aglomerado a uma taxa equivalente a cerca de 3.400 sóis por ano.

A grande quantidade de crescimento através da formação estelar nas galáxias no CL J1001 distingue-a de outros aglomerados de galáxias encontrados em distâncias de cerca de 10 bilhões de anos-luz e mais perto, onde pouco crescimento está ocorrendo. Estes resultados sugerem que galáxias elípticas em aglomerados podem formar suas estrelas através de rajadas mais violentas e mais curtas de formação estelar do que galáxias elípticas fora dos aglomerados.

O estudo mais recente mostra que o aglomerado de galáxias CL 1001 pode estar passando por uma transformação de um aglomerado de galáxias que ainda está se formando, conhecido como "protoaglomerado", para um maduro. Os astrônomos nunca encontraram um aglomerado de galáxias neste estágio preciso. Estes resultados também podem implicar que a formação de estrelas diminui em grandes galáxias dentro de aglomerados depois que as galáxias já se juntaram durante o desenvolvimento de um aglomerado de galáxias.

Um artigo descrevendo estes resultados apareceu no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A bolha num mar cósmico

Você vê a bolha no centro?

© Sébastien Gozé (NGC 7635)

Aparentemente à deriva em um mar cósmico de estrelas e gás brilhante, com aparência delicada e flutuante nesta visão de campo largo está a Nebulosa da Bolha, catalogada como NGC 7635.

Com cerca de 10 anos-luz de largura, a minúscula Nebulosa da Bolha e o maior complexo de nuvens de gás e poeira interestelar são encontradas a cerca de 11.000 anos-luz de distância, estendendo-se entre as constelações parentais Cepheus e Cassiopeia.

No canto superior esquerdo da imagem também pode ser visto o aglomerado estelar aberto M52, a cerca de 5.000 anos-luz de distância. A imagem em destaque mede cerca de dois graus no céu correspondente a uma largura de cerca de 375 anos-luz à distância estimada da Nebulosa da Bolha.

Fonte: NASA