Mapeando uma fusão

Esta imagem incomum mostra-nos o resultado de uma colisão catastrófica entre duas galáxias, a qual ocorreu há cerca de um bilhão de anos atrás.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 7252)

Desta colisão resultou uma única galáxia de forma muito estranha chamada NGC 7252, à qual se deu a curiosa alcunha de galáxia “Átomos pela Paz”.

No coração deste resto de fusão podemos ver uma interessante “miniespiral”, um disco de gás brilhante em rotação, onde ocorre formação estelar intensa. Com o auxílio do instrumento VIMOS (Visible Multi-Object Spectrograph) montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos conseguiram medir o movimento do gás no interior deste disco, o que lhes permitiu mapear a sua rotação.

© Hubble/VLT (mapa do gás no interior da miniespiral da NGC 7252)

As regiões vermelhas indicam gás que se afasta de nós, enquanto as regiões azuis assinalam gás se movendo na nossa direção. Em conjunto, estas cores revelam o movimento de rotação contínuo do centro da galáxia, destacando igualmente duas correntes de gás quente a noroeste e a sudeste da região central. Estudos anteriores sugeriram que a espiral central se encontrava girando no sentido contrário à restante galáxia, no entanto comparando o movimento das estrelas em torno da galáxia com o gás ionizado por estrelas recém-formadas na miniespiral, foi possível comprovar agora que rodam na mesma direção.

A criação de um mapa tão detalhado foi possível graças ao IFU (Integral Field Unit) do VIMOS, que permitiu aos astrônomos estudar o gás na NGC 7252 numa visão de “mosaico”. Do mesmo modo que uma mosca vê o mundo, um IFU divide o objeto de estudo em muitas células, ou pixels, gerando um espectro para cada uma delas. A informação resultante é disposta num cubo de dados 3D, particularmente útil para estudar objetos extensos de uma só vez.

Fonte: ESO

Planetas TRAPPIST-1 são provavelmente ricos em água

Um novo estudo determinou que os sete planetas descobertos em órbita da estrela anã ultra fria próxima de nós TRAPPIST-1 são todos constituídos principalmente por rochas, e alguns poderão potencialmente ter mais água que a Terra. Este é o primeiro vislumbre da composição de exoplanetas do tamanho da Terra!

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do sistema planetário TRAPPIST-1)

As densidades dos planetas, agora conhecidas com muito mais precisão que anteriormente, sugerem que alguns destes corpos podem ter até 5% da sua massa sob a forma de água, cerca de 250 vezes mais que os oceanos da Terra. Os planetas mais quentes mais próximos da estrela têm provavelmente atmosferas densas de vapor e os mais distantes terão provavelmente superfícies geladas. Em termos de tamanho, densidade e radiação recebida da estrela, o quarto planeta a partir do interior é o mais semelhante à Terra. Parece ser o mais rochoso dos sete e tem potencial para ter água líquida em sua superfície.

Os planetas que se encontram em órbita da tênue estrela vermelha TRAPPIST-1, situada a apenas 40 anos-luz de distância da Terra, foram inicialmente detectados em 2016 pelo telescópio TRAPPIST-South instalado no Observatório de La Silla do ESO. No ano seguinte observações adicionais obtidas com telescópios em solo, incluindo o Very Large Telescope (VLT) do ESO, e com o telescópio espacial Spitzer da NASA, revelaram que existem sete planetas no sistema, cada um mais ou menos do tamanho da Terra. Este planetas receberam os nomes TRAPPIST-1b, c, d, e, f, g, h, por ordem crescente de distância à estrela central.

Agora foram obtidas mais observações, tanto por telescópios em solo, incluindo a infraestrutura SPECULOOS instalada no Observatório do Paranal do ESO, como pelos telescópios espaciais Spitzer e Kepler da NASA. Uma equipe de cientistas, liderada por Simon Grimm da Universidade de Berna, na Suíça, aplicou modelos computacionais muito complexos a todos os dados disponíveis e determinou as densidades dos planetas com muito mais precisão do que anteriormente.

A medição das densidades dos exoplanetas não é uma tarefa fácil, já que é preciso saber o tamanho e a massa dos planetas em questão. Os planetas TRAPPIST-1 foram descobertos pelo método dos trânsitos, a busca de pequenos decréscimos no brilho de uma estrela, que assinala o instante em que um planeta passa em frente ao seu disco e bloqueia parte da sua luz. Este método fornece uma boa estimativa do tamanho do planeta, mas medir a sua massa é mais difícil; se mais nenhum efeito estiver presente, planetas com massas diferentes têm as mesmas órbitas e não há uma maneira direta de os distinguir. No entanto, num sistema com múltiplos planetas há uma maneira, os planetas de maior massa perturbam mais as órbitas dos outros planetas do que os planetas mais leves, o que por sua vez afeta o momento em que ocorrem os trânsitos. A equipe liderada por Simon Grimm usou estes efeitos complicados e muito sutis para estimar as massas mais prováveis dos sete planetas, baseando-se numa grande quantidade de dados dos trânsitos e em análise de dados e modelos muito sofisticados.

Simon Grimm explica como é que são determinadas as massas dos planetas: “Os planetas TRAPPIST-1 estão tão próximos uns dos outros que interferem entre si gravitacionalmente, por isso os momentos em que passam em frente à sua estrela progenitora variam ligeiramente. Estas variações dependem das massas dos planetas, das suas distâncias e de outros parâmetros orbitais. Com um modelo de computador, simulamos as órbitas dos planetas até que os trânsitos calculados coincidissem com os valores observados, derivando assim as massas planetárias.”

As medições das densidades, quando combinadas com modelos das composições dos planetas, sugerem que os sete planetas TRAPPIST-1 não são mundos rochosos estéreis. Parecem conter quantidades significativas  de materiais voláteis, provavelmente água, correspondente, em alguns casos, a 5% da massa do planeta, uma quantidade enorme quando comparada com a Terra, que tem apenas cerca de 0,02% de água relativamente à sua massa!

Os planetas mais interiores, TRAPPIST-1b e 1c, têm muito provavelmente núcleos rochosos e encontram-se rodeados por atmosferas muito mais espessas que a da Terra. O TRAPPIST-1d é o planeta mais leve com cerca de 30% da massa da Terra. Os cientistas não sabem precisar se possui uma grande atmosfera, um oceano ou uma camada de gelo.

Os pesquisadores ficaram surpreendidos por TRAPPIST-1e ser o único planeta do sistema ligeiramente mais denso que a Terra, o que sugere que possa ter um núcleo de ferro mais denso e que não tem necessariamente que possuir uma atmosfera espessa, um oceano ou uma camada de gelo. O fato de TRAPPIST-1e parecer ser muito mais rochoso em termos de composição que os demais planetas é algo que permanece um mistério. Em termos de tamanho, densidade e quantidade de radiação recebida da estrela, este é o planeta mais parecido com a Terra.

Os exoplanetas TRAPPIST-1f, g, h encontram-se suficientemente longe da estrela hospedeira para que a água esteja em forma de gelo em suas superfícies. Se possuirem atmosferas finas, provavelmente não conterão as moléculas pesadas que encontramos na Terra, como, por exemplo, dióxido de carbono.

“É interessante notar que os planetas mais densos não são os que se encontram mais próximos da estrela e que os planetas mais frios podem não conter atmosferas densas,” diz Caroline Dorn, da Universidade de Zurique, na Suíça.

O sistema TRAPPIST-1 continuará a ser alvo de intenso escrutínio no futuro com muitas infraestruturas no solo e no espaço, incluindo o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO e o telescópio espacial James Webb da NASA/ESA/CSA.

Este trabalho será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

A galáxia elíptica NGC 474

O que está acontecendo com a galáxia NGC 474?

© CFHT/J.-C. Cuillandre/G. A. Anselmi (NGC 474)

As múltiplas camadas de emissão aparecem estranhamente complexas e inesperadas já que em imagens menos profundas esta galáxia elíptica quase não apresenta feição alguma visível.

A causa das conchas não é conhecida, mas possivelmente caudas de maré relacionadas com detritos resultantes da absorção de numerosas galáxias pequenas nos últimos bilhões de anos. Outra hipótese é que as conchas podem ser como ondas num lago, onde a colisão que está acontecendo com a galáxia espiral vista logo acima está causando ondas de densidade que passam através da galáxia gigante.

Independente de qual seja a causa das conchas, a imagem acima aumenta o consenso de que no mínimo algumas galáxias elípticas se formaram num passado recente, e que os halos externos da maior parte das grandes galáxias não são realmente suaves, mas sim possuem complexidades induzidas por frequentes interações, e acreções com galáxias menores.

O halo da Via Láctea é um exemplo de uma complexidade inesperada. A NGC 474 se espalha por cerca de 250 mil anos-luz e está localizada a cerca de 100 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação Pisces.

Fonte: NASA

A Nebulosa da Bolha expandindo

A Nebulosa da Bolha (NGC 7635), está sendo empurrada para fora, pelo vento estelar emitido pela estrela BD+602522, visível em azul, na parte direita da imagem dentro da nebulosa.

© Göran Nilsson/Liverpool Telescope (Nebulosa da Bolha)

Ao lado, exite uma gigantesca nuvem molecular, visível na parte extrema direita da imagem em vermelho. Neste local do espaço, uma força irresistível encontra um objeto imóvel de uma forma interessante.

A nuvem é capaz de conter a expansão da bolha de gás, mas é explodida pela radiação quente da estrela central da bolha. A radiação aquece as regiões densas da nuvem molecular fazendo com que ela brilhe.

A Nebulosa da Bolha tem cerca de 10 anos-luz de diâmetro e é parte de um conjunto de estrelas e conchas muito mais complexas. A Nebulosa da Bolha pode ser vista com pequenos telescópios, quando apontados na direção da constelação de Cassiopeia.

Fonte: NASA

Vista incrível de Vênus

A sonda espacial japonesa Akatsuki não deveria ter sobrevivido após a explosão do motor ocorrida a sete anos atrás. No entanto, os engenheiros da Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA) recusaram-se a desistir.

© JAXA/Damia Bouic (Vênus)

A imagem composta acima foi efetuada usando o filtro UVI, onde muitos detalhes são revelados, especialmente em termos de atividade convectiva na atmosfera venusiana.

A Akatsuki não só sobreviveu à sua catástrofe do espaço profundo, mas agora está segura em órbita em torno de Vênus e produz imagens de tirar o fôlego de nuvens turbulentas em vários níveis dentro da atmosfera densa do planeta que nunca antes foram vislumbrados.

A Akatsuki deveria chegar a Vênus e entrar em órbita em 6 de dezembro de 2010, usando um inovador propulsor de cerâmica. Infelizmente, o disparo crucial do motor falhou de forma dramática, quando o fluxo de pressão inadequado no motor causou a elevação da temperatura do propulsor até o bico quebrar. A nave espacial autônoma desligou seu mecanismo quebrado apenas parcialmente.

Depois de determinar que o motor não era recuperável, a equipe da JAXA ventilou todo o propelente restante para acender a nave espacial e desenvolveu um plano corajoso para tentar a entrada em órbita pela segunda vez.

A Akatsuki esteve em Vênus desde 9 de dezembro de 2015 e em sua órbita final desde 4 de abril de 2016. Esta órbita muito elíptica tem um período de 10,5 dias, viajando de um periápice de cerca de 10.000 km até um apoápise de 360.000 km. O cientista do projeto Takeshi Imamura compara a missão a um satélite meteorológico para Vênus, situado acima de suas nuvens turbulentas, com um ponto de vista de vários dias em movimentos de nuvens.

A Akatsuki carrega cinco câmeras para ver Vênus em diferentes comprimentos de onda, cada uma penetrando a uma profundidade diferente dentro da atmosfera profunda do planeta. Estas imagens têm uma resolução maior do que as da Venus Express da ESA.

O crivo de imagem ultravioleta da Akatsuki registra nuvens de alta altitude, iluminadas pela luz solar, nos comprimentos de onda de 285 e 365 nanômetros. Ao longo das elevações de 65 a 75 km, estas nuvens consistem principalmente de ácido sulfúrico (H₂SO₄). Seus padrões são delineados pela presença de um "absorvente ultravioleta" ainda não identificado que é especialmente escuro nas imagens de 365 nm.

Enquanto isso, as imagens de comprimento de onda mais curto (285 nm) são mais sensíveis à presença de dióxido de enxofre (SO₂) que sobe de baixo para baixo, sobrevivendo na atmosfera superior apenas brevemente antes que a radiação solar ultravioleta quebre e a química atmosférica o recombine em outras moléculas.

As câmeras infravermelhas (IR1 e IR2) não precisam de luz solar para ver Vênus. Elas observam em comprimentos de onda em que a atmosfera quente irradia-se termicamente. A IR2 tem dois canais, 1,74 e 2,26 microns, que detectam o calor a uma altitude de 48 a 55 km acima da superfície. Vistas nestes comprimentos de onda, nuvens escuras de altitude mais elevadas que bloqueiam a visão da Akatsuki do brilho da atmosfera quente mais baixa. Os pesquisadores suspeitam que os movimentos das nuvens nestas altitudes de nível médio são mais sensíveis à topografia muito abaixo.

Infelizmente, as duas câmeras infravermelhas (IR1 e IR2) sofreram uma falha elétrica em dezembro de 2016. Mas a imagem de infravermelho de onda longa (LIR), a câmera Lyman-alpha (LAC) e a imagem ultravioleta (UVI) ainda funcionam.

No final de 2017, a missão fez seu primeiro lançamento de dados científicos no arquivo de dados da Akatsuki.

Fonte:

Modelando o Universo

Uma simulação do Universo com supercomputadores produziu novas informações sobre o modo como os buracos negros influenciam a distribuição da matéria escura, o modo como os elementos pesados são produzidos e distribuídos em todo o cosmos e sobre a origem dos campos magnéticos.

© Colaboração IllustrisTNG (simulação dos movimentos de gás nos filamentos cósmicos)

A imagem acima mostra uma renderização da velocidade do gás numa fina fatia com 100 kiloparsecs de espessura (no sentido da visão) centrada no segundo aglomerado de galáxias mais massivo no cálculo TNG100. Onde a imagem é preta, o gás dificilmente se move, enquanto as regiões mais claras têm velocidades que excedem 1.000 km/s. A imagem contrasta os movimentos de gás nos filamentos cósmicos contra os rápidos movimentos caóticos desencadeados pelo profundo e potencial poço gravitacional e pelo buraco negro supermassivo situado no centro.

Astrofísicos do Massachusetts Institute of Technology (MIT), da Universidade de Harvard, do Instituto Heidelberg de Estudos Teóricos, dos Institutos Max Planck para Astrofísica e Astronomia e do Centro de Astrofísica Computacional obtiveram novas informações sobre a formação e evolução das galáxias, desenvolvendo e programando um novo modelo de simulação para o Universo: "Illustris - The Next Generation" ou IllustrisTNG.

Mark Vogelsberger, professor assistente de física no MIT e no Instituto Kavli para Astrofísica e Pesquisa Espacial do MIT, tem vindo a desenvolver, testar e a analisar as novas simulações IllustrisTNG. Juntamente com os pós-doutorados Federico Marinacci e Paul Torrey, Vogelsberger tem usado a simulação IllustrisTNG para estudar as assinaturas observáveis de campos magnéticos de grande escala que permeiam o Universo.

Vogelsberger usou o modelo IllustrisTNG para mostrar que os movimentos turbulentos de gases quentes e difusos conduzem dínamos magnéticos de pequena escala que podem amplificar exponencialmente os campos magnéticos nos núcleos de galáxias, e que o modelo prevê com precisão a força observada destes campos magnéticos.

"A alta resolução do IllustrisTNG, combinada com o seu sofisticado modelo de formação galáctica, permitiu-nos explorar estas questões dos campos magnéticos em mais detalhe do que com qualquer outra simulação cosmológica anterior," comenta Vogelsberger.

O projeto IllustrisTNG é o sucessor da simulação original Illustris desenvolvida pela mesma equipe, mas foi atualizado para incluir alguns dos processos físicos que desempenham papéis cruciais na formação e evolução das galáxias.

Como o Illustris, o projeto modela uma peça em forma de cubo do Universo. Desta vez, o projeto seguiu a formação de milhões de galáxias numa região representativa do Universo com quase um bilhão de anos-luz de lado (a versão anterior, há quatro anos, media apenas 350 milhões de anos-luz de lado). A simulação hidrodinâmica IllustrisTNG é o maior projeto, até à data, do surgimento de estruturas cósmicas.

A rede cósmica de gás e de estrelas prevista pelo IllustrisTNG produz galáxias bastante parecidas em forma e tamanho com as galáxias reais. Pela primeira vez, as simulações hidrodinâmicas podem calcular diretamente o padrão detalhado de agrupamento de galáxias no espaço. Em comparação com os dados observacionais, incluindo os mais recentes grandes levantamentos galácticos como o SDSS (Sloan Digitized Sky Survey), o IllustrisTNG demonstra um elevado grau de realismo.

As simulações preveem como a teia cósmica muda ao longo do tempo, em particular em relação à estrutura subjacente da matéria escura do cosmos. "É particularmente fascinante que possamos prever com precisão a influência de buracos negros supermassivos na distribuição de matéria até grandes escalas. Isto é crucial para interpretar de forma confiável as próximas medições cosmológicas," realça Volker Springel, pesquisador principal do IllustrisTNG, cientista do Instituto Heidelberg de Estudos Teóricos da Universidade de Heidelberg e do Instituto Max Planck para Astrofísica.

Para o projeto, os pesquisadores desenvolveram uma versão particularmente poderosa do seu código AREPO de malha móvel e altamente paralela e usaram-no na máquina "Hazel-Hen" no Centro de Supercomputação em Stuttgart, o supercomputador mais rápido da Alemanha.

Para calcular uma das duas simulações principais, foram usados mais de 24.000 processadores ao longo de mais de dois meses.

"As novas simulações produziram mais de 500 terabytes de dados de simulação. A análise desta quantidade gigantesca de dados manter-nos-á ocupados nos próximos anos e promete muitas novas e interessantes ideias no que toca a diferentes processos astrofísicos," diz Springel.

Em outro estudo, Dylan Nelson, pesquisador do Instituto Max Planck para Astrofísica, foi capaz de demonstrar o importante impacto dos buracos negros nas galáxias.

As galáxias em evolução brilham no azul com suas jovens estrelas até que uma súbita mudança evolutiva apaga a formação estelar, de modo que a galáxia se torna dominada por velhas estrelas vermelhas e se junta a um cemitério cheio de galáxias antigas e moribundas.

"As únicas entidades físicas capazes de extinguir a formação estelar nas nossas grandes galáxias elípticas são os buracos negros supermassivos nos seus centros. Os fluxos ultrarrápidos destas armadilhas gravitacionais atingem velocidades até 10% da velocidade da luz e afetam os sistemas estelares gigantes bilhões de vezes maiores do que o próprio buraco negro, que é comparativamente pequeno," explica Nelson.

A simulação IllustrisTNG também melhora a compreensão da formação da estrutura hierárquica das galáxias. Os teóricos argumentam que as galáxias pequenas devem formar-se primeiro e depois se fundem em objetos cada vez maiores, impulsionados pela implacável atração da gravidade. As inúmeras colisões galácticas literalmente quebram galáxias e dispersam as suas estrelas em órbitas largas em torno das galáxias grandes recém-criadas, o que deveria dar-lhes um tênue brilho estelar de fundo.

Estes pálidos halos estelares previstos são muito difíceis de observar devido ao seu baixo brilho superficial, mas o modelo IllustrisTNG foi capaz de simular exatamente o que deve ser procurado.

"As nossas previsões podem agora ser sistematicamente verificadas pelos observadores," afirma Annalisa Pillepich, pesquisadora do Instituto Max Planck para Astronomia, que liderou outro estudo do IllustrisTNG. "Isto fornece um teste crítico para o modelo teórico da formação hierárquica das galáxias."

Foram publicados três artigos científicos que divulgam o novo trabalho na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Arp 142: o Pinguim e o Ovo

Esta imagem das distantes galáxias em interação, conhecidas coletivamente como Arp 142, lembra muito a imagem de um pinguim protegendo seu ovo.

© Hubble/Spitzer (Arp 142)

Dados dos telescópios espaciais Hubble e Spitzer da NASA foram combinados para mostrar estas galáxias em comprimentos de onda que vão desde o visível até o infravermelho do espectro.

Este par mostra duas galáxias que não poderiam parecer mais diferentes à medida que a atração gravitacional mútua, vagarosamente as aproxima cada vez mais.

O pinguim do par, é a NGC 2336, que foi provavelmente uma galáxia espiral com aspecto relativamente normal, achatada como uma panqueca, com braços espirais suavemente simétricos. Rica com estrelas quentes recém-formadas, vistas na luz visível do Hubble como filamentos azulados, sua foram agora se apresenta distorcida à medida que ela responde à força gravitacional da sua vizinha. Fios de gás misturados com poeira aparecem como filamentos avermelhados, que foram detectados nos comprimentos mais longos da luz infravermelha pelo Spitzer.

O ovo do par, é a galáxia NGC 2937, que se apresenta quase sem característica alguma. O brilho esverdeado distintamente diferente da luz das estrelas conta a história de uma população de estrelas muito mais velhas. A ausência de incandescência vermelha brilhante nos informa que já se passou muito tempo desde que ela perdeu seu reservatório de gás e poeira a partir do qual novas estrelas se formam. Embora esta galáxia esteja certamente reagindo à presença da sua vizinha, sua distribuição suave das estrelas obscurece quaisquer distorções óbvias de sua forma.

Eventualmente, estas duas galáxias irão se fundir formando um único objeto, com suas populações de estrelas, gás e poeira se misturando. Este tipo de fusão foi um passo significativo na história da maioria das grandes galáxias que observamos ao nosso redor no Universo próximo, inclusive para a Via Láctea.

Localizadas a uma distância de aproximadamente 23 milhões de anos-luz, estas duas galáxias estão cerca de 10 vezes mais afastadas de nós do que o nosso maior vizinho galáctico, a galáxia de Andrômeda. A faixa azul na parte superior da imagem é uma galáxia de fundo não relacionada, que está mais mais longe do que Arp 142.

A combinação de luz do espectro visível e infravermelho ajuda os astrônomos a obter dados da história complexa do ciclo de vida das galáxias. Enquanto esta imagem coleta dados dos telescópios Spitzer e Hubble para cobrir esta faixa de luz, espera-se que o telescópio espacial James Webb da NASA poderá cobrir estes comprimentos de onda e com uma clareza dramaticamente melhor.

Fonte: NASA

Sirius obscurecida revela o aglomerado Gaia 1

Se tem observado o céu noturno nas últimas semanas, é possível que tenha "tropeçado" numa estrela muito brilhante perto da constelação de Órion.

© H. Kaiser (Sirius e aglomerado Gaia 1)

Esta é Sirius, a estrela mais brilhante de todo o céu noturno, que é visível de quase todos os lugares da Terra, exceto das regiões mais setentrionais. É um sistema estelar binário e um dos mais próximos do nosso Sol, localizado apenas a oito anos-luz de distância.

Conhecida desde a Antiguidade, esta estrela desempenhou um papel fundamental na manutenção do tempo e da agricultura no antigo Egito, uma vez que o seu retorno ao céu estava ligado à inundação anual do Nilo. Na mitologia da Grécia Antiga, representava o olho da constelação de Cão Maior, o cão que segue diligentemente Órion, o Caçador.

As estrelas deslumbrantes, como Sirius, são uma bênção e uma maldição para os astrônomos. A sua aparência brilhante fornece muita luz para estudar as suas propriedades, mas também ofusca outras fontes celestiais que se encontram no mesmo ponto do céu.

É por isso que Sirius foi encoberta nesta imagem, obtida pelo astrônomo amador Harald Kaiser, no dia 10 de janeiro, a partir de Karlsruhe, uma cidade no sudoeste da Alemanha.

Assim que o brilho de Sirius é removido, um objeto interessante torna-se visível à sua esquerda: o aglomerado estelar Gaia 1, observado, pela primeira vez, no ano passado, utilizando dados do satélite Gaia da ESA.

Gaia 1 é um aglomerado aberto, uma família de estrelas nascidas ao mesmo tempo e mantidas unidas pela gravidade, e está localizado a cerca de 15.000 anos-luz de distância da Terra. O seu alinhamento, por acaso, ao lado de Sirius, manteve-o escondido a gerações de astrônomos, que têm varrido o céu com os seus telescópios nos últimos quatro séculos. Mas não para o olho inquisitivo do Gaia, que mapeou mais de um bilhão de estrelas na Via Láctea.

O Sr. Kaiser soube da descoberta deste aglomerado durante uma conversa pública sobre a missão do Gaia e esperou zelosamente por um céu claro para tentar observá-lo, usando o seu telescópio de 30 cm de diâmetro. Depois de cobrir Sirius no sensor do telescópio, criando o círculo escuro na imagem, conseguiu registar algumas das estrelas mais brilhantes do aglomerado Gaia 1.

Gaia 1 é um dos dois grupos de estrelas, anteriormente desconhecidos, que foram descobertos ao contar estrelas a partir do primeiro conjunto de dados de Gaia, que foi lançado em setembro de 2016. Os astrônomos estão ansiosos pelo segundo lançamento de dados do Gaia, planejado para 25 de abril, os quais oferecerão vastas possibilidades para novas e emocionantes descobertas.

Fonte: ESA

Grande Nuvem de Magalhães contém moléculas orgânicas complexas

A galáxia anã próxima conhecida como Grande Nuvem de Magalhães (GNM) é um local quimicamente primitivo.

© NRAO/ALMA/Blanco/Herschel/Spitzer (moléculas orgânicas na Grande Nuvem de Magalhães)

A imagem acima à esquerda no infravermelho longínquo mostra o todo da galáxia. A imagem ampliada mostra a região de formação estelar observada pelo ALMA. É uma combinação de dados infravermelhos do Spitzer e de dados no visível (H-alpha) obtidos pelo telescópio Blanco de 4 metros.

Ao contrário da Via Láctea, esta coleção semi-espiral de algumas dezenas de bilhões de estrelas não tem a rica abundância de elementos pesados da nossa Galáxia, como carbono, oxigênio e nitrogênio. Com esta escassez de elementos pesados, os astrônomos preveem que a GNM contenha quantidades comparativamente insignificantes de moléculas complexas à base de carbono. As observações anteriores da GNM parecem apoiar esta visão.

No entanto, novas observações com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) descobriram "impressões digitais" químicas surpreendentemente claras das moléculas orgânicas complexas metanol, éter dimetílico e formato de metilo. Embora as observações anteriores tivessem encontrado pistas de metanol na GNM, as últimas duas substâncias são na realidade descobertas sem precedentes e são tidas como as moléculas mais complexas já detectadas de forma definitiva fora da nossa Galáxia.

Os astrônomos descobriram o tênue "brilho" milimétrico das moléculas emanado por dois embriões densos de formação estelar na GNM, regiões conhecidas como "núcleos quentes". Estas observações podem fornecer informações sobre a formação de moléculas orgânicas complexas no início da história do Universo.

"Embora a Grande Nuvem de Magalhães seja um dos nossos companheiros galácticos mais próximos, esperamos que partilhe alguma estranha semelhança química com as galáxias jovens e distantes do Universo inicial," afirma Marta Sweiło, astrônoma do Goddard Space Flight Center da NASA.

Esta falta de elementos pesados é referenciada como "baixa metalicidade". São necessárias várias gerações de nascimentos e mortes estelares para semear uma galáxia com elementos pesados, que são então misturados na próxima geração de estrelas e se tornam nos blocos de construção de novos planetas.

"As galáxias jovens e primordiais simplesmente não tiveram tempo suficiente para se tornarem tão quimicamente enriquecidas," comenta Sewiło. "As galáxias anãs, como a GNM, provavelmente mantiveram esta mesma composição juvenil por causa das suas massas relativamente baixas, que reduzem severamente o ritmo de formação estelar."

"Devido à sua baixa metalicidade, a GNM fornece uma janela para estas primeiras galáxias adolescentes," realça Remy Indebetouw, astrônomo do NRAO (National Radio Astronomy Observatory). "Os estudos de formação estelar nesta galáxia fornecem as bases para avançar a nossa compreensão da formação estelar no Universo inicial."

Os astrônomos focaram o seu estudo na região de formação estelar N113 na GNM, uma das regiões mais ricas em gás e mais massivas da galáxia. Observações anteriores desta área com o telescópio espacial Spitzer da NASA e com o observatório espacial Herschel da ESA revelaram uma surpreendente concentração de objetos estelares jovens, protoestrelas que só agora começaram a aquecer os seus berçários estelares, fazendo com que brilhem intensamente no infravermelho. Pelo menos uma parte desta formação estelar é devida a um efeito de dominó, onde a formação de estrelas massivas desencadeia a formação de outras estrelas na mesma vizinhança geral.

Sewiło e colegas usaram o ALMA para estudar vários jovens objetos estelares nesta região a fim de melhor entender a sua química e dinâmica. Os dados do ALMA revelaram, surpreendentemente, as assinaturas espectrais reveladoras do éter dimetílico e do formato de metilo, moléculas que, até agora, nunca haviam sido detectadas tão longe da Terra.

As moléculas orgânicas complexas, aquelas com seis ou mais átomos, incluindo carbono, estão entre os blocos de construção básicos das moléculas essenciais para a vida na Terra e presumivelmente em outras partes do Universo. Embora o metanol seja um composto relativamente simples em comparação com outras moléculas orgânicas, é, no entanto, essencial para a formação de moléculas orgânicas mais complexas, como aquelas que o ALMA observou recentemente, entre outras.

Caso estas moléculas complexas possam formar-se prontamente em torno de protoestrelas, é provável que durem e se tornem parte dos discos protoplanetários de jovens sistemas estelares. Tais moléculas provavelmente foram entregues à Terra primitiva por cometas e meteoritos, ajudando a impulsionar o desenvolvimento da vida no nosso planeta.

Os astrônomos especulam que uma vez que as moléculas orgânicas se podem formar em ambientes quimicamente primitivos como o da GNM, é possível que a estrutura química para a vida tenha surgido relativamente cedo na história do Universo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Glória na escuridão

Nesta imagem de grande angular vemos uma nuvem escura de poeira cósmica, iluminada pela luz brilhante de estrelas jovens.

© ESO/VST (Lupus 3)

Esta nuvem densa é na realidade uma região de formação estelar chamada Lupus 3, onde estrelas extremamente quentes nascem a partir de massas de gás e poeira que estão colapsando. Esta imagem foi criada a partir de dados obtidos com o VLT Survey Telescope (VST) e com o telescópio MPG/ESO, tratando-se da imagem mais detalhada desta região obtida até hoje.

A região de formação estelar Lupus 3 situa-se na constelação do Escorpião, a apenas 600 anos-luz de distância da Terra. Faz parte de um complexo maior chamado Nuvens de Lupus, que retiram o seu nome da constelação adjacente do Lobo. As nuvens fazem lembrar fumaça ondulando contra um fundo de milhões de estrelas, no entanto o objeto é efetivamente uma nebulosa escura.

As nebulosas são enormes quantidades de gás e poeira situadas entre as estrelas, algumas prolongando-se ao longo de centenas de anos-luz. Apesar de muitas nebulosas se encontrarem completamente iluminadas pela intensa luz emitida por estrelas quentes, as nebulosas escuras envolvem a luz dos objetos celestes que se encontram dentro delas. São também conhecidas por nebulosas de absorção, uma vez que são constituídas por partículas de poeira densa e fria, que absorvem e dispersam a luz que passa através da nuvem.

Nebulosas escuras famosas incluem a Nebulosa Saco de Carvão e a Grande Fissura, que são suficientemente grandes para poderem ser vistas a olho nu, apresentando-se particularmente escuras contra o brilho da Via Láctea.

A Lupus 3 apresenta uma forma irregular, como uma cobra disforme que passeia pelo céu. Nesta imagem aparece-nos como uma região de contrastes, com trilhos escuros espessos colocados contra o brilho intenso das estrelas azuis resplandecentes situadas no centro. Tal como a maioria das nebulosas escuras, a Lupus 3 é uma região de formação estelar ativa, composta essencialmente por protoestrelas e estrelas muito jovens. Perturbações próximas podem fazer com que caroços mais densos da nebulosa se contraiam sob a sua própria gravidade, tornando-se quentes e com pressão elevada durante o processo. Eventualmente, das condições extremas destes núcleos em colapso, formam-se protoestrelas.

As duas estrelas brilhantes no centro da imagem sofreram este processo. No início das suas vidas, a luz que emitiam foi praticamente toda bloqueada pelo espesso véu da sua nebulosa hospedeira, sendo visíveis apenas com telescópios infravermelhos ou rádio. No entanto, à medida que cresciam tornando-se mais quentes e brilhantes, a sua intensa luz e fortes ventos estelares varreram o gás e a poeira da área ao redor, permitindo assim a sua emersão gloriosa da maternidade escura, e brilhando agora intensamente.

Entender as nebulosas é crucial para compreendermos os processos de formação estelar, efetivamente, pensa-se que o Sol se formou numa região de formação estelar muito semelhante a Lupus 3, há mais de 4 bilhões de anos atrás. Sendo uma das maternidades estelares mais próxima de nós, Lupus 3 tem sido objeto de muitos estudos; em 2013 o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla do ESO no Chile, capturou uma imagem menor das suas colunas escuras semelhantes a fumaça e das suas estrelas brilhantes, veja: Luz vinda da escuridão.

Fonte: ESO

Imagens mais nítidas obtidas com a câmera infravermelha do VLT

O Very Large Telescope VLT do ESO tem agora um segundo instrumento trabalhando com a poderosa Infraestrutura de Óptica Adaptativa (AOF).

© ESO/VLT/HAWK-I (região da Nebulosa da Tarântula)

O instrumento infravermelho HAWK-I (High Acuity Wide-field K-band Imager) vai a partir de agora poder beneficiar de imagens mais nítidas e tempos de exposição mais curtos, após a sua integração bem sucedida com a AOF, na sequência da primeira integração desta infraestrutura com o MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer). O comprimento de onda infravermelho permite observar além do gás e poeira interestelares, os quais bloqueiam a luz visível.

A AOF é um projeto de longa duração que está praticamente no final. Pretende fornecer correções de óptica adaptativa a todos os instrumentos montados num dos Telescópios Principais do Very Large Telescope (UT4, também conhecido por Yepun).

A óptica adaptativa trabalha no sentido de compensar os efeitos de distorção da atmosfera terrestre sobre as imagens obtidas. Este melhoramento permite agora ao HAWK-I obter imagens mais nítidas, necessitando também de menores tempos de exposição para obter os mesmos resultados que anteriormente. Ao usar a AOF, os astrônomos podem agora obter boa qualidade de imagem com o HAWK-I, mesmo quando as condições atmosféricas não são perfeitas.

Na sequência de uma série de testes sobre o novo sistema, a equipe de astrônomos e engenheiros foi recompensada com uma quantidade de imagens espetaculares, incluindo uma da região de formação estelar da Nebulosa da Tarântula na Grande Nuvem de Magalhães.

A AOF, responsável por estas observações, é composta por muitas partes que trabalham em conjunto, incluindo a Infraestrutura de Quatro Estrelas Guia Laser (4LGSF) e o espelho secundário deformável muito fino do UT4, o qual é capaz de alterar a sua forma. Com apenas 1 metro de diâmetro, trata-se do maior espelho de óptica adaptativa em operação no mundo, o que requer tecnologia de vanguarda para o seu funcionamento. O espelho foi montado no UT4 em 2016, substituindo o espelho secundário convencional original do telescópio. Foram desenvolvidas e estão agora em operação outras ferramentas que optimizam as operações da AOF, incluindo uma extensão do software Astronomical Site Monitor, que monitora a atmosfera com o intuito de determinar a altitude na qual está ocorrendo a turbulência e o LTCS (Laser Traffic Control System) que evita que outros telescópios observem na direção dos raios laser ou imagens formadas por eles na atmosfera, o que pode afetar as suas observações. A 4LGSF emite quatro raios laser de 22 watts para o céu, fazendo com que os átomos de sódio situados na atmosfera superior brilhem intensamente, formando assim estrelas guia artificiais.

Os sensores do módulo de óptica adaptativa GRAAL (GRound layer Adaptive optics Assisted by Lasers) usam estas estrelas guia artificiais para determinar as condições atmosféricas. O sistema AOF calcula mil vezes por segundo a correção que deve ser aplicada ao espelho secundário deformável do telescópio de modo a compensar os distúrbios atmosféricos.

O GRAAL corrige a turbulência na camada atmosférica até 500 metros por cima do telescópio, a camada base. Dependendo das condições, a turbulência atmosférica pode ocorrer a qualquer altitude, mas estudos mostraram que a maior parte dos distúrbios ocorrem precisamente na camada base da atmosfera.

As correções aplicadas pela AOF melhoram rápida e continuamente a qualidade da imagem ao concentrarem a luz para formar imagens mais nítidas, permitindo assim ao HAWK-I resolver detalhes mais finos e detectar estrelas mais fracas do que o que era possível anteriormente.

O MUSE e o HAWK-I não são os únicos instrumentos que beneficiarão da AOF; no futuro, o novo instrumento ERIS será também instalado no VLT. A AOF é um precursor de óptica adaptativa para a Extremely Large Telescope (ELT) do ESO.

Fonte: ESO

Uma gêmea quase idêntica da Via Láctea

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra uma galáxia espiral conhecida como NGC 7331.

© Hubble/D. Milisavljevic (NGC 7331)

Registrada pela primeira vez, pelo prolífico caçador de galáxia William Herschel em 1784, a galáxia NGC 7331 está localizada a cerca de 45 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Pegasus. Ela se apresenta parcialmente de frente para nós, mostrando seus braços que giram como um redemoinho ao redor da região central brilhante.

Os astrônomos obtiveram esta imagem usando a Wide Field Camera 3 (WFC3) do Hubble, enquanto observavam uma extraordinária estrela que explodia, uma supernova, que ainda pode ser vista como um pequeno ponto vermelho perto do núcleo central amarelado da galáxia. Denominada de SN2014C, ela evoluiu rapidamente a partir de uma supernova contendo muito pouco hidrogênio para uma rica em hidrogênio, em apenas um ano. Esta metamorfose raramente observada foi luminosa em altas energias e forneceu uma visão única das fases finais mal compreendidas das estrelas massivas.

A NGC 7331 é semelhante em tamanho, forma e massa com a Via Láctea. Ele também tem uma taxa de formação de estrelas comparável, hospeda um número similar de estrelas, tem um buraco negro supermassivo central e braços espirais parecidos. A principal diferença entre estas galáxias é que a NGC 7331 é uma galáxia espiral não barrada, ou seja, ela não tem um barra de estrelas, gás e poeira que corta seu núcleo, como acontece com a Via Láctea. Seu bulbo central também exibe um padrão de rotação peculiar e incomum, girando na direção oposta ao próprio disco galáctico.

Ao estudar galáxias semelhantes, realizamos um espelho científico permitindo-nos construir uma melhor compreensão do nosso ambiente galáctico que nem sempre podemos observar, e do comportamento galáctico e da evolução da galáxias como um todo.

Fonte: ESA

Um diamante bruto

Deixe seus olhos semiabertos, ou talvez não consiga ver!

© ESO/M. Bellazzini (Galáxia Anã Irregular do Sagitário)

Bem no centro desta imagem, obtida com o instrumento VIMOS montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, podemos ver a forma azul tênue e turva de uma galáxia distante chamada Galáxia Anã Irregular do Sagitário.

Descoberta em 1977 com o telescópio Schmidt de 1 metro instalado no Observatório de La Silla do ESO, a galáxia anã de forma irregular situa-se a aproximadamente 3 milhões de anos-luz de distância na constelação do Sagitário. Trata-se da galáxia mais distante pertencente ao Grupo Local de galáxias, do qual a Via Láctea faz parte.

Ao contrário das galáxias normais, as galáxias anãs são tipicamente menores, abrigando um número relativamente pequeno de estrelas. A atração gravitacional de galáxias próximas distorcem frequentemente as formas em disco ou esféricas destas frágeis galáxias; este processo pode aliás ser responsável pela forma ligeiramente retangular desta galáxia anã.

Fonte: ESO

Descobertas evidências de fortes ventos perto de buracos negros

Uma nova pesquisa mostra a primeira evidência de ventos fortes em torno de buracos negros ao longo de eventos explosivos e brilhantes nos quais os buracos negros consomem massa rapidamente.

© NASA/A. Simmonet (ilustração de ventos fortes ao redor de um buraco negro de massa estelar)

O estudo lança nova luz sobre o modo como a massa é transferida para os buracos negros e como podem afetar o ambiente ao seu redor.

"Os ventos devem expelir uma grande fração da matéria que um buraco negro podia comer," comenta Bailey Tetarenko, estudante de doutoramento da Universidade de Alberta.  "Num dos nossos modelos, os ventos removeram 80% da potencial refeição do buraco negro."

Os pesquisadores ao examinarem 20 anos de dados de três agências espaciais internacionais, usando novas técnicas estatísticas para estudar explosões oriundas de sistemas binários de raios X compostos por buracos negros de massa estelar. Viram evidências de ventos consistentes e fortes em torno de buracos negros durante as explosões. Até agora, os ventos fortes só haviam sido vistos em partes limitadas destes eventos. Também observaram que os buracos negros de massa estelar têm a capacidade de consumir tudo até um raio de 3 a 150 km, dependendo do seu tamanho.

Então, o que exatamente provoca estes ventos no espaço? Por enquanto, continua um mistério.

Pensa-se que os campos magnéticos desempenham uma função fundamental. Mas é necessário investigar muito mais para compreender estes ventos.

Um artigo do estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: University of Alberta

Tempestades de poeira ligadas à fuga atmosférica de Marte

Alguns especialistas em Marte estão ansiosos e otimistas para que uma tempestade de poeira, este ano, cresça tanto que seja capaz de escurecer os céus em todo o Planeta Vermelho. Este maior fenômeno no ambiente moderno de Marte poderá ser examinado como nunca antes, usando a combinação de naves atualmente em órbita.

© NASA/JPL-Caltech (tempestades de areia em Marte)

Duas imagens obtidas em 2001, pelo orbitador Mars Global Surveyor da NASA, que mostram uma mudança dramática na aparência do planeta quando neblina levantada por atividade de tempestades de areia no sul se tornou distribuída globalmente. As imagens foram obtidas com um mês de separação.

Um estudo com base em observações da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA, obtidas durante a mais recente tempestade global de poeira marciana, em 2007, sugere que estas tempestades desempenham um papel no processo contínuo de escape de gás no topo da atmosfera de Marte. Este processo transformou há muito tempo o Marte antigo, mais quente e mais úmido no Marte gelado e árido de hoje.

"Descobrimos que há um aumento no vapor de água na atmosfera média em ligação com as tempestades de areia," afirma Nicholas Heavens da Universidade de Hampton. "O vapor de água é transportado com a mesma massa de ar que sobe com a poeira."

Uma ligação entre a presença de vapor de água na atmosfera média de Marte, aproximadamente entre 50 e 100 km de altura, e a fuga de hidrogênio do topo da atmosfera já tinha sido detectada pelo telescópio espacial Hubble da NASA e pela sonda Mars Express da ESA, mas principalmente em anos sem as mudanças dramáticas produzidas por uma tempestade global de areia. A missão MAVEN da NASA chegou a Marte em 2014 para estudar o processo de escape atmosférico.

Nem todos os observadores de Marte estão entusiasmados com a ideia de uma tempestade global de poeira, que pode afetar negativamente as missões em curso. Por exemplo: o Opportunity, um rover movido a energia solar, teria que entrar em modo poupança de energia; os parâmetros do futuro "lander" InSight teriam que ser ajustados para uma entrada, descida e aterragem segura em novembro; e todas as câmaras nos rovers e orbitadores teriam que lidar com a baixa visibilidade.

Décadas de observações de Marte documentam um padrão de múltiplas tempestades regionais de poeira que surgem durante a primavera e durante o verão no hemisfério norte. Na maioria dos anos marcianos, que são quase duas vezes mais longos que os anos terrestres, todas as tempestades regionais se dissipam e nenhuma cresce até uma tempestade global. Mas tais expansões ocorreram em 1977, 1982, 1994, 2001 e 2007. A próxima temporada de tempestades marcianas de poeira deverá começar este verão e durar até ao início de 2019.

O instrumento MCS (Mars Climate Sounder) a bordo da MRO pode examinar a atmosfera para detectar diretamente partículas de poeira e gelo e pode, indiretamente, detectar concentrações de vapor de água a partir dos seus efeitos na temperatura. Os pesquisadores relatam que os dados do instrumento mostram ligeiros aumentos no vapor de água presente na atmosfera média durante tempestades regionais de poeira e revelam um salto acentuado na altitude alcançada pelo vapor de água durante a tempestade global de poeira de 2007. Usando métodos de análise recentemente refinados para os dados de 2007, os cientistas descobriram um aumento no vapor de água superior a 100 vezes na atmosfera média durante esta tempestade global.

Antes da MAVEN alcançar Marte, muitos cientistas esperavam ver uma perda de hidrogênio no topo da atmosfera a um ritmo bastante estável, com variações ligadas às mudanças no fluxo de partículas carregadas do vento solar. Os dados da MAVEN e da Mars Express não encaixam neste modelo, mostrando ao invés um padrão que parece mais relacionado com as estações marcianas do que com a atividade solar. Os pesquisadores indicam a elevação do vapor de água, até maiores altitudes, pelas tempestades de areia, como a chave provável para o padrão sazonal no escape do hidrogênio no topo da atmosfera. As observações da MAVEN durante os efeitos mais fortes de uma tempestade global de poeira podem aumentar a compreensão da sua possível ligação com a fuga de gás da atmosfera.

Um artigo deste estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory