Calmaria depois da tempestade galáctica

O telescópio espacial Hubble registrou uma imagem, de uma galáxia difusa que provavelmente é a consequência de colisão galáctica ocorrida há muito tempo atrás.

© Hubble (galáxia elíptica SDSS J162702.56+432833.9)

Duas galáxias espirais, cada uma talvez parecida com a Via Láctea, se entrelaçaram por milhões de anos.

Nesse tipo de fusão, as galáxias originais normalmente são estiradas e destruídas à medida que elas giram ao redor de um centro comum de gravidade. Após algumas idas e vindas, essa tempestade estelar se acalma formando um novo objeto arredondado. O novo objeto celeste, catalogado como SDSS J162702.56+432833.9 é conhecido tecnicamente como uma galáxia elíptica.

Quando as galáxias colidem, um evento comum no Universo, uma nova explosão de formação de estrelas normalmente acontece à medida que nuvens de gás são esmagadas de forma conjunta. Nesse ponto, a galáxia tem uma tonalidade azul, mas a cor não significa que ela é fria, essa cor é o resultado do intenso calor gerado pelas estrelas brancas e azuis recém formadas. Essas estrelas não duram muito, e depois de alguns bilhões de anos, as tonalidades avermelhadas das estrelas velhas menores dominam o espectro de uma galáxia elíptica. O Hubble tem auxiliado nas observações das fusões de galáxias em todos os estágios do processo.

Na SDSS J162702.56+432833.9, algumas faixas de poeira notavelmente obscurecem partes da região central, azulada e conglomerada da galáxia. Essas linhas de poeira poderiam ser partes remanescentes dos braços espirais das galáxias recentemente destruídas.

Fonte: ESA

Galáxia distante vista por lente gravitacional

Lente gravitacional é uma ferramenta poderosa para os astrônomos, que lhes permitem explorar galáxias distantes com muito mais detalhes do que seria permitido.

© A. Zitrin (aglomerado MACS J0329.6-0211 e galáxia anã distante)

Sem essa técnica, as galáxias na borda do Universo visível são meras bolhas minúsculas de luz, mas quando ampliada dezenas de vezes possibilita explorar as propriedades internas estruturais mais diretamente.
Recentemente, astrônomos da Universidade de Heidelberg descobriram uma galáxia através da lente gravitacional que é uma das mais distantes já vistas, localizada à 12,8 bilhões de anos-luz sa Terra. No entanto, esta é notável por ser uma lente rara quádrupla.
As imagens desta descoberta interessante foram tiradas usando o telescópio espacial Hubble em agosto e outubro deste ano, utilizando um total de 16 diferentes filtros coloridos, bem como dados adicionais a partir do telescópio infravermelho Spitzer. O aglomerado no primeiro plano, MACS J0329.6-0211, está cerca de 4,6 bilhões de anos-luz distante. Na imagem acima, a galáxia de fundo foi dividida em quatro imagens, rotuladas pelas ovais em vermelho e marcadas de 1.1 a 1.4. Elas são ampliadas no canto superior direito.
Assumindo que a massa do aglomerado está concentrada ao redor das galáxias que estavam visíveis, a equipe tentou reverter os efeitos que o aglomerado teria pela galáxia distante, o que reverteria as distorções. A imagem restaurada, também corrigida para o redshift considerado, é mostrado na caixa inferior, no canto superior direito.
Depois de corrigir essas distorções, a equipe estimou que a massa total da galáxia distante é de apenas alguns bilhões de vezes da massa do Sol. Em comparação, a Grande Nuvem de Magalhães, um satélite anão da nossa própria galáxia, é cerca de dez bilhões de massas solares. O tamanho total da galáxia é pequeno também. Estas conclusões se encaixam bem com as expectativas de galáxias no Universo primitivo, que prevêem que as galáxias grandes no Universo de hoje foram construídos a partir da combinação de muitas galáxias menores.
A quantidade de elementos pesados na galáxia é significativamente menor do que estrelas como o Sol, que está de acordo com as expectativas. Esta falta de elementos pesados indica que deve haver poucos na forma de grãos de poeira. Essa poeira tende a ser um bloco forte com comprimentos de onda mais curtos de luz, tais como ultravioleta e azul. Sua ausência ajuda a dar à galáxia a sua tonalidade azul.
Formação estelar também é alta na galáxia. A taxa de produção de novas estrelas é um pouco maior do que em outras galáxias descobertas em torno da mesma distância, mas a presença de aglomerados mais brilhantes na imagem restaurada sugere que a galáxia pode estar passando por algumas interações, contribuindo para a formação de novas estrelas.

Fonte: Universe Today

Anéis em exoplanetas

Um novo estudo explora a presença de exoanéis em exoplanetas.

© Andy McLatchie (ilustração de um exoplaneta com seus anéis)

Os quatro planetas maiores em nosso Sistema Solar: Júpiter, Saturno, Urano, e Netuno têm anéis ao seu redor. A existência de um sistema de anéis em planetas gigantes fora do Sistema Solar deve ser possível. 

A ideia de detectar anéis em torno de planetas distantes surgiu em 2004. Então, Barnes & Fortney sugeriu que os anéis seriam potencialmente detectáveis ​​a partir do eclipse que causaria se a precisão fotométrica fosse uma parte de dez mil.

Um estudo realizado este ano por Schlichting & Chang demonstrou que, mesmo se o planeta girar alinhado com o plano da órbita, é bem possível que os anéis serão significativamente distorcidos devido às interações gravitacionais com a estrela.
O novo estudo, realizado  pelos pesquisadores brasileiros Luis Ricardo Moretto Tusnski do INPE (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais) e Adriana Valio do CRAAM (Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie), tenta responder a esta questão através da simulação de curvas de luz de um exoplaneta hipotético anéis. O primeiro resultado é que a área extra de superfície da estrela coberta pelos anéis reduz a luz detectada. No entanto, isso é difícil separar os efeitos de simplesmente ter um planeta maior que bloqueia a luz.
Um segundo efeito é baseado no formato da curva de luz (um gráfico do brilho em função do tempo) como o planeta começa e termina o trânsito.

© Tusnski & Valio (curva de luz de um exoplaneta com anéis)

Em suma, a natureza semi-transparente dos anéis faz com que a queda no arredondamento suave brilho, fora das bordas da curva de luz. Quando modelado contra um planeta que não tinham anéis, isso seria facilmente detectável por um instrumento como o telescópio Kepler.
Com tal precisão, sugerem que o Kepler deve ser mais do que capaz de detectar um sistema de anéis similares em tamanho e natureza como os de Saturno.

No futuro, os pesquisadores planejam utilizar seu modelo e os dados dos telescópios Kepler e CoRoT (COnvection ROtation and planetary Transits) para a procura de anéis e luas através da detecção de trânsitos planetários.

Fonte: Universe Today

Galáxias anãs revelam massa de matéria escura

Uma visão do Universo foi captada pelo telescópio espacial de raios gama Fermi, que mostra na imagem abaixo sete galáxias anãs, circulados em branco.

© Universidade Brown (Universo visto pelo telescópio Fermi)

As observações indicam que as galáxias anãs estão repletas de matéria escura porque o movimento das suas estrelas não podem ser totalmente explicado pela sua massa apenas, tornando-os locais ideais para procurar sinais de aniquilação de matéria escura.
Se a matéria escura existe, acredita-se que representam quase um quarto do Universo, os físicos da Universidade Brown criaram o maior limite para a sua massa. Os pesquisadores relatam que a matéria escura deve ter uma massa superior a 40 GeV (gigaelétron- volts), cujas colisões envolvem pesados quarks. A distinção é importante porque gera dúvidas sobre resultados recentes de experimentos subterrâneos que têm relatado a detecção de matéria escura.
Utilizando dados publicamente disponíveis coletados de um instrumento no telescópio espacial Fermi e uma nova abordagem estatística, o professor assistente Savvas Koushiappas da Universidade Brown e o estudante Alex Geringer-Sameth obtiveram a massa de partículas de matéria escura através do cálculo da taxa na qual as partículas aniquilam-se mutuamente em galáxias que orbitam a Via Láctea.
"O que descobrimos é se a massa de uma partícula é inferior a 40 GeV, então não pode ser a partícula de matéria escura," disse Koushiappas.
As medições das observações são importantes porque lançam dúvidas sobre resultados pesquisas recentes, que dizem ter encontrado matéria escura com massas variando de 7 a 12 GeV, menos do que o limite determinado pelos pesquisadores da Universidade Brown.
Se a massa de uma partícula de matéria escura for inferior a 40 GeV, significaria que a quantidade de matéria escura no Universo de hoje seria muito maior, e ele não poderia estar se expandindo a uma taxa acelerada observada, contrariando o Prêmio Nobel de Física de 2011, que foi concedido pela descoberta de que a expansão do Universo está acelerando.
Independentemente, a colaboração Fermi-LAT chegou a resultados semelhantes, utilizando uma metodologia diferente. Os trabalhos de colaboração serão publicados na mesma edição da Physical Review Letters.
Os físicos acreditam que tudo o que pode ser visto - planetas, estrelas, galáxias e outros objetos celestes – são constituídos apenas de 4% do Universo. Observações indicam que a matéria escura representaria cerca de 23% do Universo, enquanto a parte restante é constituída de energia escura, a força que pode causar a expansão acelerada do Universo. O problema é que a matéria escura e a energia escura não emitem radiação eletromagnética como as estrelas e planetas, pois elas podem ser evidenciadas apenas através de seus efeitos gravitacionais. Seu perfil sombrio e sua massa pesada são as principais razões por que a matéria escura é suspeita de ser uma partícula maciça de interação fraca (WIMP), o que torna muito difícil de estudar.
Quando uma WIMP e sua anti-partícula colidem em um processo conhecido como aniquilação, o detrito resultante é composto por quarks e léptons pesados. Quando um quark e seu anti-quark se aniquilam, eles produzem um jato de partículas que inclui fótons, ou luz.
Os pesquisadores estão observando sete galáxias anãs que são em grande parte desprovida de gás de hidrogênio e da matéria comum. Foram analisados dados de raios gama recolhidos ao longo dos últimos três anos pelo telescópio Fermi para medir o número de fótons nas galáxias anãs. A partir do número de fótons, foi possível determinar a taxa de produção de quark, permitindo estabelecer restrições sobre a massa de partículas de matéria escura e da velocidade com que elas se aniquilam.
Este é um momento muito importante em busca da matéria escura, porque muitas ferramentas experimentais estão finalmente alcançando teorias estabelecidas, começando realmente colocá-las à prova.

Um artigo será publicado em 1 de dezembro na Physical Review Letters.

Fonte: Daily Galaxy

Vida e morte estelar num aglomerado globular

Ums nova imagem do Telescópio Espacial Hubble da NASA mostra o aglomerado globular NGC 1846, localizado cerca de 160 mil anos-luz de distância na direção da constelação de Doradus.

© Hubble (aglomerado globular NGC 1846 e a nebulosa planetária)

O aglomerado globular NGC 1846 é uma coleção esférica de centenas de milhares de estrelas no halo exterior da Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia anã vizinha da Via Láctea que pode ser visto a partir do hemisfério sul.
As estrelas brilhantes envelhecidas estão no aglomerado em tons intensos de vermelho e azul. A maioria das estrelas de meia-idade, com vários bilhões de anos, são de cor esbranquiçada. Uma miríade de galáxias de fundo muito distante de diversas formas e estrutura estão espalhadas ao redor da imagem.
O objeto mais intrigante, no entanto, não parece pertencer ao aglomerado. É uma bolha verde em destaque perto do centro da parte inferior da imagem. Esta chamada "nebulosa planetária" é o rescaldo da morte de uma estrela.
A estrela central sucumbida pode ser vista dentro da bolha. É incerto se a nebulosa planetária é um membro da NGC 1846, ou simplesmente se encontra ao longo da linha de visão do aglomerado. Medições do movimento das estrelas no aglomerado e na estrela central da nebulosa planetária sugerem que poderia ser um membro do aglomerado.

Fonte: NASA

Bolha de gás brilhante ao redor de estrela

O Telescópio Espacial Hubble mostra a nebulosa M1-67 ao redor da estrela WR124, onde bolhas de gás brilhantes com 160 bilhões de quilômetros de largura localizada a 15.000 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Sagittarius.

© Hubble (nebulosa M1-67 ao redor da estrela WR124)

A estrela WR124 é envolta por aglomerados quentes de gás que estão sendo ejetados no espaço a velocidades superiores a 160.000 quilômetros por hora. A estrela massiva central é uma estrela do tipo Wolf-Rayet, uma estrela que pertence a uma classe extremamente rara de estrelas muito quentes de vida curta que está passando por uma violenta fase de transição, que é caracterizada pela forte emissão de massa.

As bolhas podem resultar de ventos estelares furiosos que não fluem de maneira suave no espaço, mas sim com instabilidades que fazem com elas se aglomerem em determinados locais. Cada bolha tem aproximadamente 30 vezes a massa da Terra.

Estima-se que a nebulosa tenha uma idade não maior que 10.000 anos, o que significa que ela é muito jovem e que ainda não se chocou com os gases em compressão no meio interestelar ao redor. À medida que as bolhas esfriam elas eventualmente se dissiparão no espaço e por isso não representam uma ameaça para as estrelas vizinhas.

Fonte: NASA

Método da existência de vida em exoplanetas

Um grupo de pesquisadores internacional divulgou o primeiro método de análise de exoplanetas para dizer se eles podem ou não abrigar vida.

© CfA (ilustração de um exoplaneta com luzes artificiais)

Os cientistas da NASA (agência espacial norte-americana), do DLR (centro aeroespacial alemão) e do projeto SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) - que busca por sinais de vida inteligente fora da Terra, defendem que a procura deve se basear em duas questões: se as condições encontradas na Terra podem existir em outros planetas e se o ambiente nesses mundos pode abrigar formas de vida diferentes das terrestres.

Para isso, eles criaram dois índices, que avaliam as condições de um exoplaneta para abrigar vida extraterrestre. O primeiro deles se chama Índice de Similaridade Terrestre (ESI) e classifica mundos parecidos com o nosso. Já o outro é o Índice de Habitabilidade Planetária (PHI), que avalia parâmetros químicos e físicos que poderiam dar origem a formas "menos" terrestres de vida em exoplanetas.

Atualmente, o número de exoplanetas conhecidos está em 600. A missão espacial Kepler, da NASA, encontrou 1.200 candidatos a exoplanetas em 2011 por meio de interferências na luz que vem de estrelas. Estes possíveis mundos fora do Sistema Solar ainda deverão ser confirmados.

Como o número de exoplanetas revelados não para de crescer, o interesse dos astrônomos começa a se voltar mais para aqueles que possam reunir conduições parecidas com as da Terra: presença de atmosfera, água líquida na superfície e uma temperatura amena.

Normalmente, mundos fora do Sistema Solar com essas condições encontram-se a distâncias convenientes em relação às estrelas que orbitam.

Mas os cientistas não querem se limitar a pesquisar apenas locais que tenham ambientes parecidos com o da Terra. Eles consideram que esta atitude seria uma "limitação" das possibilidades de estudos sobre exoplanetas e vida fora da Terra.

Por exemplo, Titã, a maior das luas de Saturno, que possui lagos com hidrocarbonetos que poderiam abrigar formas diferentes de vida. Eles também não descartam as chances de vida em exoplanetas sem estrelas ao seu redor.

Fonte: Astrobiology

Aceleradores de partículas cósmicos

As sondas espaciais da missão Cluster da ESA descobriram que os aceleradores de partículas cósmicos são mais eficientes do que se pensava.

© ESA (as quatro sondas da missão CLUSTER)

A descoberta revelou, pela primeira vez, as fases iniciais dos aceleradores naturais de partículas do Universo.

Todos os aceleradores de partículas necessitam de uma forma de iniciar o processo de aceleração.

Por exemplo, o Large Hadron Collider (LHC), recorre a uma série de pequenos aceleradores que põem as partículas em movimento antes de serem injetadas no anel principal, de 27 km de comprimento, onde atingem a velocidade desejada.

No espaço, grandes campos magnéticos guiam as partículas conhecidas como raios cósmicos ao longo do Universo a uma velocidade próxima à da luz, mas são pouco eficientes em dar o empurrão inicial.

Como as partículas de alta energia atingem a Terra, os cientistas sabiam que os aceleradores naturais funcionam, embora ainda não compreendessem como se dava essa aceleração inicial.

A missão Cluster mostrou que, também no espaço, ocorre um processo semelhante ao que acontece no LHC, com acelerações graduais.

As quatro sondas da missão Cluster passaram pela região conhecida como arco de choque magnético da Terra.

O alinhamento das quatro era quase perfeito, o que permitiu analisar o que se passava com os elétrons em escalas temporais muito curtas, de 250 ms (milissegundos) ou menos.

As medições mostraram que a temperatura dos elétrons aumenta bruscamente, criando condições favoráveis a uma aceleração em larga escala.

Já se suspeitava que o arco de choque magnético tinha esta capacidade, mas a dimensão do mesmo, bem como os detalhes do processo, eram difíceis de compreender.

A equipe de Steven Schwartz, do Imperial College, em Londres, usou os dados das sondas Cluster para estimar a espessura do arco de choque. Isto é importante porque, quanto mais fino o arco, mais fácil é acelerar as partículas.

"Com estas observações, descobrimos que o arco é o mais fino possível," diz Schwartz.

O arco tem cerca de 17 km; estimativas anteriores previam espessuras das camadas de choque acima da Terra de cerca de 100 km.

É a primeira vez que se vê com tal detalhamento a região inicial de aceleração das partículas cósmicas.

Este conhecimento é importante já que os arcos de choques estão por todo o lado no Universo; eles são criados sempre que um meio em movimento atinge um obstáculo ou outro fluxo.

O processo pode ser compreendido comparando-o com o que ocorre com um avião supersônico.

O avião atinge continuamente a atmosfera antes que as moléculas de ar consigam desviar-se, formando uma onda de choque à frente do avião, que provoca um som característico, conhecido como estrondo sônico.

No Sistema Solar, o Sol libera um vento solar acelerado e carregado eletricamente. Quando este vento solar encontra o campo magnético terrestre, forma-se um arco de choque permanente à frente do nosso planeta.

As sondas Cluster têm sido essenciais no estudo deste fenômeno - os cientistas acreditam que os novos resultados, mesmo obtidos para um ponto em particular, podem ser aplicáveis em larga escala.

Também se encontram arcos de choque em volta de estrelas em explosão, estrelas jovens, buracos negros e galáxias. Os cientistas suspeitam que estes possam estar na origem dos raios cósmicos de altas energias que preenchem o Universo.

A missão Cluster demonstrou que os arcos de choque muito finos podem ser vitais para desencadear o processo de aceleração nestes locais.

Fonte: ESA

Novos dados do buraco negro Cygnus X-1

Por intermédio de dados de telescópios que captaram sinais de frequência na região do rádio, óptico e raios-X telescópios foi possível revelar novos detalhes sobre o nascimento do famoso buraco negro no sistema Cygnus X-1 que ocorreu cerca de 6 milhões de anos atrás.

© Chandra (ilustração do sistema Cygnus X-1)

O sistema Cygnus X-1, está localizado perto de grandes regiões ativas de formação de estrelas na Via Láctea, e contém um buraco negro, em órbita estreita (cerca de 0,2 UA) com a estrela supergigante azul chamada HDE 226868. Este último estudo obteve valores notavelmente precisos de sua massa, rotação e distância da Terra.

© Chandra (Cygnus X-1)

Usando o telescópio de raios-X Chandra, o Rossi X-ray Timing Explorer, e o satélite Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics, os cientistas foram capazes de determinar o spin de Cygnus X-1 com uma precisão sem precedentes, mostrando que o buraco negro está girando muito próximo da sua taxa máxima. Seu horizonte de eventos – o ponto de não retorno para o material que cai no buraco negro - está girando em torno de mais de 800 vezes por segundo.
Usando observações ópticas da estrela companheira e seu movimento em torno de seu companheiro invisível, a equipe também fez a determinação mais precisa de sua massa, cerca de 14,8 vezes a massa do Sol.

A estimativa de distância de Cygnus X-1 também foi obtida utilizando  o National Radio Observatory's Very Long Baseline Array. A nova distância é de cerca de 6.070 anos-luz da Terra.

Fonte: The Astrophysical Journal

Galáxias reciclam gás interestelar

Os cientistas descobriram que as galáxias são especialistas em "reciclagem" já que reutilizam continuamente grandes volumes de hidrogênio e elementos pesados para criar novas gerações de estrelas.

© NASA (ilustração de uma galáxia espiral adquirindo gás)

Esta prática de "reciclagem" evita que algumas galáxias esvaziem seus "tanques de combustível" - de diferentes gases - e estendam sua etapa de formação de estrelas durante mais de dez bilhões de anos.

Um dos objetivos dos estudos era ver como galáxias como a Via Láctea somam massa com a formação de estrelas e suas descobertas são um desafio para os modelos teóricos sobre a função dos fluxos de gás na criação de galáxias.

A cor e a forma de uma galáxia são em grande parte controlados pelo gás que flui através de um extenso halo que existe a seu redor, composto de hidrogênio, hélio e elementos pesados como carbono, oxigênio, nitrogênio e neônio, em contraposição à matéria escura, que é o espaço desconhecido que também faz parte do Universo.

Suas conclusões se baseiam nas observações do Telescópio Espacial Hubble, em particular de um de seus instrumentos, o Espectrógrafo de Origens Cósmicas (COS) que ajudou a detectar o halo de gás que recobre a Via Láctea e outras 40 galáxias.

As observações de estrelas distantes com este instrumento mostram que uma grande massa de nuvens se precipita através do halo gigante da Via Láctea, o que favorece a formação de estrelas.

Estas nuvens de hidrogênio quente residem dentro do disco de 20 mil anos luz da Via Láctea e contêm material suficiente para gerar cem milhões de sóis.

Parte deste gás é material reciclado que está sendo continuamente alimentado pela formação de estrelas e a energia explosiva das estrelas novas e das supernovas, que geram gás quimicamente enriquecido de novo no halo.

Nicolas Lehner, da Universidade de Notre Dame em South Bend, Indiana; Jason Tumlinson do Space Telescope Science Institute em Baltimore, Maryland, e Todd Tripp da Universidade de Massachusetts em Amherst são os principais autores de três estudos.

"Nossos resultados confirmam a suspeita teórica de que as galáxias expulsam e podem reciclar o gás, mas também apresentam um novo desafio aos modelos teóricos para entender os fluxos de gás e sua integração com o panorama geral da formação de galáxias", assinalou Tumlinson em comunicado divulgado pela NASAa.

Fonte: Science

Visto disco em torno de um buraco negro

Uma equipe de cientistas usou o Telescópio Espacial Hubble da para observar um disco de acreção de um quasar - um brilhante disco de matéria que está sendo lentamente sugada para o buraco negro central da sua galáxia.

© NASA (quasar ampliado gravitacionalmente por uma galáxia)

Este estudo faz uso de uma nova técnica que usa lentes gravitacionais para dar um grande aumento de poder ao telescópio. A incrível precisão do método permitiu aos astrônomos medir diretamente o tamanho do disco e esboçar a temperatura ao longo de partes diferentes do disco. Estas observações mostram um nível de precisão equivalente à avistar grãos individuais de poeira na superfície da Lua.
Embora os próprios buracos negros sejam invisíveis, as forças que libertam provocam alguns dos fenômenos mais brilhantes do Universo. Os quasares são discos brilhantes de matéria que orbitam buracos negros supermassivos, aquecendo e emitindo radiação extremamente brilhante.
O disco de acreção no quasar tem um tamanho normal de alguns dias-luz, ou aproximadamente 100 bilhões de quilômetros de diâmetro, mas situam-se a bilhões de anos-luz de distância. Isto significa que o seu tamanho aparente, quando visto da Terra, é tão pequeno que provavelmente nunca teríamos um telescópio suficientemente poderoso para ver a sua estrutura diretamente.
Até agora, o ínfimo tamanho aparente dos quasares significava que a maioria do nosso conhecimento da sua estrutura interna era baseada em suposições teóricas, e não através de observações diretas.
Um método inovador foi empregado para estudar o quasar: usando as estrelas numa galáxia interveniente para observar características no disco do quasar que de outro modo seriam demasiado pequenas de observar. À medida que estas estrelas se movem em frente da luz do quasar, os efeitos gravitacionais ampliam a luz de diferentes partes do quasar, proporcionando informações detalhadas de uma linha que atravessa o disco de acreção.
A equipe observou um grupo de distantes quasares graças a lentes gravitacionais alinhadas a outras galáxias, produzindo algumas imagens do quasar.
Avistaram diferenças sutis em cor entre as imagens, e mudanças em cor ao longo do tempo das observações. Parte destas diferenças de cor são provocadas pelas propriedades da poeira nas galáxias intervenientes: a luz oriunda de cada uma das imagens ampliadas seguiu um percurso diferente pela galáxia, por isso as várias cores encapsulam informação acerca do material dentro da galáxia. A medição do modo como a poeira dentro destas galáxias bloqueia a luz, conhecida como lei da extinção, a tais distâncias é só por si um resultado importante do estudo.
Para um dos quasares estudados, no entanto, existem sinais claros que as estrelas na galáxia interveniente estavam passando através do percurso da luz do quasar. À medida que o efeito gravitacional da galáxia interveniente distorcia e ampliava a luz do quasar, também as estrelas desta galáxia distorciam sutilmente e ampliavam a luz de partes diferentes do disco de acreção à medida que passavam pelo percurso da luz do quasar.
Ao registar a variação em cor foi possível reconstruir o perfil de cores ao longo do disco de acreção. Isto é importante porque a temperatura de um disco de acreção aumenta com a proximidade ao buraco negro, e as cores emitidas pela matéria quente tornam-se mais azuladas quanto mais quentes forem. Isto permitiu medir o diâmetro do disco de matéria quente, e traçar a temperatura a distâncias diferentes do centro.
Descobriram que o disco mede entre quatro e onze dias-luz e diâmetro aproximadamente 100 a 300 bilhões de quilômetros. Embora esta medição mostre grandes incertezas, é mesmo assim extremamente precisa para um pequeno objeto a esta enorme distância, e o método mostra grande potencial para um crescimento na sua precisão futuramente.
As propriedades físicas dos quasares não são ainda bem compreendidas. Este resultado é muito relevante porque significa a possibilidade de obter dados observacionais da estrutura destes objetos.

Fonte: NASA

A evolução química das galáxias

Assim como o vento sopra a poeira na Terra, os ventos estelares sopram matéria para fora das estrelas ao longo da vida desses astros. O vento estelar interessa aos astrônomos porque é um fenômeno preliminar do que vai ocorrer no fim da vida da estrela.

© ESO (Nebulosa Helix)

Descobrir a composição química desses ventos e qual a influência dessa composição no processo de perda de material estelar é o projeto de doutorado de Graziela Keller.

O estudo é um dos que integram o Projeto Temático “Nebulosas fotoionizadas, estrelas e evolução química de galáxias”, coordenado por Walter Maciel, professor do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP, e financiado pela FAPESP.

Maciel está à frente de um grupo que estuda a evolução química das galáxias, ou seja, como os elementos químicos mudam com o tempo e com a posição dentro das galáxias. No Projeto Temático, o foco são as estrelas centrais de nebulosas planetárias.

“As mudanças vão depender da evolução com o tempo. Então, precisamos saber qual é a idade delas. Estamos calculando as variações da composição química, mas precisamos saber a que época da vida da galáxia elas se aplicam”, disse Maciel.

“A composição química atual da Via Láctea é diferente de 5 bilhões ou de 10 bilhões de anos atrás. Precisamos estudar objetos que tenham idades correspondentes a cada uma das fases da vida da galáxia e, para isso, é preciso calcular as idades de cada objeto em estudo”, explicou.

As estrelas centrais de nebulosas planetárias estudadas pelo grupo do IAG são fases muito evoluídas da vida de estrelas como o Sol. “Elas já perderam todo o ‘envelope’, isto é, a nebulosa planetária que estava ao redor delas. O que mostram agora em sua superfície é a composição química que antes ficava dentro da estrela, algo que não conseguimos enxergar”, disse Keller.

Ao observar essas estrelas, os pesquisadores obtêm informações que ajudam a testar e aperfeiçoar modelos de evolução e de estrutura de estrelas já descritos pela ciência.

A perda de material por meio dos ventos estelares se relaciona com a luminosidade das estrelas e, basicamente, é a decomposição da luz, por meio de espectroscopia, que conta do que uma estrela é feita. Com isso, cientistas calculam a metalicidade, ou seja, quais os elementos químicos a formam e em que quantidade. Esses dados podem ser usados para estimar a idade das estrelas.

Uma hipótese científica para explicar os ventos é a pressão de radiação: a luz gera uma pressão, empurrando o material das camadas mais externas da estrela. “Dependendo do elemento químico que estiver naquele material, a luz vai empurrar menos ou mais vento. Se soubermos quais são os elementos químicos presentes, podemos dizer se um modelo é capaz de gerar ou não a perda de massa que a gente observa”, disse Keller.

Para estudar os ventos, ela utilizou códigos de atmosferas estelares desenvolvidos por outros cientistas durante vários anos de estudo. Passou um ano na Universidade Johns Hopkins, nos Estados Unidos, para aprender a usar um programa computacional chamado CMFGEN, que a ajudou a fazer cálculos e determinar as características físicas de estrelas centrais de nebulosas planetárias.

“Esses códigos simulam o que estamos observando. Damos todas as características da estrela e o código nos devolve o espectro da estrela, ou seja, a divisão da luz nas diversas cores”, explicou Keller.

Comparando os espectros devolvidos pelos códigos com o espectro observado, é possível determinar a massa da estrela, sua gravidade superficial, temperatura, luminosidade, taxa de perda de massa, a velocidade do vento e a composição química. “Se pudermos saber quais são os elementos químicos presentes na superfície dessas estrelas, poderemos determinar quais mecanismos de perda de massa são capazes de acelerar o que a gente observa”, disse.

Ainda dentro de seu doutorado, Keller estudou as instabilidades causadas pelo mecanismo de aceleração do vento. A força que empurra o vento é proporcional à aceleração desse vento. Quanto mais rápido o vento, maior a força que o empurra e vice-versa.

Esse processo aumenta a velocidade até criar choques no vento, o que provoca as chamadas inomogeneidades – característica de um corpo que não tem as mesmas propriedades em todos os pontos. No caso do vento, a movimentação gera regiões mais rarefeitas intercaladas com regiões mais densas. Essas inomogeneidades impactam no que se observa da estrela.

Para estudar esse aspecto dos ventos estelares, Keller utilizou outro tipo de código computacional, o H-DUST, desenvolvido pelo pesquisador Alex Carciofi, também do IAG-USP. Ele serve para simular o que ocorre com a luz da estrela quando ela passa pela atmosfera da estrela, mas é tridimensional.

Esses dados poderão ser comparados com os gerados pelo código CMFGEN usado por ela nos Estados Unidos, mostrando se o que ela adotou como inomogeneidade dos ventos na primeira parte de seu doutorado está próximo da previsão mostrada pelo sistema tridimensional do código de Carciofi.

O Projeto Temático coordenado por Maciel desenvolveu também dois novos modelos para calcular a idade de estrelas localizadas no centro de nebulosas. A equipe já havia desenvolvido três métodos, cujos resultados foram publicados no início de 2010 na revista Astronomy and Astrophysics.

Inicialmente, eles analisaram uma amostra de 230 nebulosas entre as cerca de 2 mil nebulosas planetárias existentes na Via Láctea. Agora, no estudo “Kinematic Ages of The Central Stars of Planetary Nebulae”, publicado na edição impressa de outubro da Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, o grupo apresenta os resultados da aplicação dos métodos cinemáticos que desenvolveram para calcular a idade das estrelas.

“Pelo método cinemático, podemos calcular as idades com base em seus movimentos. As estrelas jovens em nossa galáxia giram em torno do centro da galáxia, mas não se movem muito na direção perpendicular. Com as estrelas mais velhas é o contrário: a velocidade maior se dá na direção perpendicular e menor na direção da rotação. Além disso, as velocidades das estrelas variam com o tempo de uma maneira conhecida”, explicou Maciel.

Os pesquisadores calcularam as idades para duas amostras, uma com 230 estrelas, montada pela própria equipe do IAG-USP, e outra de 900 estrelas de um catálogo internacional. Além de desenvolver os novos métodos, o objetivo dessa fase do estudo foi ampliar a amostra em relação ao trabalho já feito para comprovar a robustez do método desenvolvido pelos pesquisadores.

Assim como no primeiro estudo publicado em 2010, nesse segundo, usando amostras e métodos diferentes, os cientistas chegaram à conclusão de que a maior parte das estrelas centrais das nebulosas planetárias estudadas têm idades abaixo de 3 bilhões de anos. O Sol tem cerca de 4,5 bilhões de anos.

Fonte: FAPESP (Agência)

As nuvens frias de Carina

Utilizando a câmera LABOCA montada no telescópio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) instalado no planalto do Chajnantor nos Andes chilenos, uma equipe de astrônomos liderada por Thomas Preibisch (Universitäts–Sternwarte München, Ludwig-Maximilians-Universität, Alemanha), em estreita colaboração com Karl Menten e Frederic Schuller (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Alemanha), obteve imagens na região espectral do submilímetro.

© ESO (Nebulosa Carina)

Nestes comprimentos de onda a maior parte da radiação observada corresponde ao brilho tênue do calor irradiado pelos grãos de poeira cósmica. A imagem revela-nos assim as nuvens de poeira e gás molecular - essencialmente hidrogênio - a partir das quais se formam as estrelas. A -250º C os grãos de poeira estão muito frios e o tênue brilho que deles emana apenas pode ser visto nos comprimentos de onda submilimétricos, que são muito maiores que os da radiação visível. A radiação submilimétrica é por isso a chave para estudarmos como é que as estrelas se formam e como é que interagem com as nuvens que lhes dão origem.

As observações APEX LABOCA são visíveis a tons de laranja, combinadas com a imagem no visível do telescópio Curtis Schmidt, instalado no Observatório Interamericano de Cerro Tololo. O resultado é esta espetacular imagem de grande campo, que nos mostra as zonas de formação estelar em Carina. A nebulosa contém estrelas com uma massa total equivalente a mais de 25.000 sóis, enquanto a massa do gás e das nuvens de poeira corresponde a cerca de 140.000 sóis.

No entanto, apenas uma pequena fração do gás da Nebulosa Carina está em nuvens suficientemente densas para que se dê o seu colapso e consequentemente se formem novas estrelas num futuro imediato (em termos astronômicos isto corresponde ao próximo milhão de anos). A longo prazo, os efeitos dramáticos das estrelas de grande massa que já se encontram na região rodeadas pelas suas nuvens, podem fazer acelerar a taxa de formação estelar.

As estrelas de grande massa vivem no máximo apenas alguns milhões de anos (um tempo muito curto quando comparado com os dez bilhões de anos de vida do Sol), mas ao longo das suas vidas influenciam fortemente o meio onde estão inseridas. Quando jovens, estas estrelas emitem ventos estelares fortes e radiação que dão forma às nuvens que as rodeiam, e provavelmente comprimem-nas o suficiente para que se formem novas estrelas. No final das suas vidas, tornam-se muito instáveis, estando sujeitas a perdas consideráveis de material estelar, até às suas mortes que se dão sob a forma de violentas explosões de supernova.

Um bom exemplo deste tipo de estrelas violentas é a Eta Carinae, uma estrela brilhante amarelada situada no centro da imagem um pouco para cima e à esquerda. Esta estrela possui cerca de 100 vezes mais massa que o nosso Sol e encontra-se entre as estrelas mais brilhantes conhecidas. No próximo milhão de anos, mais ou menos, a Eta Carinae explodirá como supernova, seguida de mais supernovas com origem noutras estrelas de grande massa que se encontram na região.

Estas explosões violentas “rasgam” as nuvens de gás molecular que estão nas suas vizinhanças, mas assim que a onda de choque percorra mais de cerca de dez anos-luz, tornam-se mais fracas e podem, em vez de destruir, comprimir as nuvens que se encontram um pouco mais afastadas, dando origem à formação de uma nova geração de estrelas. As supernovas podem ainda produzir átomos radioativos de curta duração, que são incorporados nas nuvens que estão a colapsar. Existem evidências fortes de que semelhantes átomos radioativos foram incorporados na nuvem que colapsou para formar o nosso Sol e os planetas. Assim, a Nebulosa Carina pode ajudar-nos a melhor compreender a formação do nosso próprio Sistema Solar.

A Nebulosa Carina encontra-se a cerca de 7.500 anos-luz de distância na constelação do mesmo nome (Carina ou Quilha). É uma das nebulosas mais brilhantes do céu devido à sua grande população de estrelas de grande massa. Com uma dimensão de aproximadamente 150 anos-luz, é cerca de várias vezes maior que a bem conhecida Nebulosa de Orion. Embora se encontre várias vezes mais afastada de nós que a Nebulosa de Orion, o seu tamanho aparente no céu é aproximadamente o mesmo, fazendo com que seja uma das maiores nebulosas no céu.

O telescópio APEX de 12 metros de diâmetro é o percursor do ALMA, o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, um novo telescópio revolucionário que o ESO está construindo e opereando no planalto do Chajnantor, em colaboração com os seus parceiros internacionais. O APEX baseia-se numa única antena protótipo construída para o projeto ALMA, enquanto o ALMA será constituído por uma rede de 54 antenas de 12 metros de diâmetro e 12 antenas de 7 metros de diâmetro. Embora o ALMA vá ter uma resolução angular muito melhor que o APEX, o seu campo de visão é muito menor. Os dois telescópios são por isso complementares: por exemplo, o APEX descobrirá muitos objetos interessantes em vastas áreas do céu, enquanto que o ALMA poderá posteriormente estudá-los com todo o pormenor.

O APEX é um projeto de colaboração entre o Instituto Max-Planck para a Radioastronomia (MPIfR), o Observatório Espacial de Onsala (OSO) e o ESO. O telescópio é operado pelo ESO.

O projeto ALMA, uma infraestrutura astronômica internacional, é uma parceria entre a Europa, o Japão e a América do Norte, em cooperação com a República do Chile.  A construção e operação do ALMA é coordenada pelo ESO, em prol da Europa, pelo Observatório Nacional de Radioastronomia (NRAO), em prol da América do Norte e pelo Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ), em prol do Leste Asiático. O Joint ALMA Observatory (JAO) fornece uma liderança e direção unificadas na construção e operação do ALMA.

Fonte: ESO

O Sol laranja cintilante

O nosso Sol está se tornando um lugar bem agitado.

© Alan Friedman (o Sol laranja cintilante)

Somente na última semana, foram registradas no Sol um grande número de feições interessantes incluindo um dos maiores grupos de manchas solares já registrados, o AR 1339 que pode ser visto na imagem acima à direita. Somente no último ano, o Sol emergiu de um momento pouco comum de calmaria no seu período conhecido como de Mínimo Solar que durou anos. A imagem acima foi registrada em uma única cor de luz chamada de Hidrogênio Alfa, foi invertida e colorida de maneira falsa. Pode-se ver que espículas cobrem grande parte da face do Sol. O gradual aumento de brilho em direção às bordas do Sol é causado pelo aumento na absorção do gás solar relativamente frio e do chamado escurecimento do limbo. Um pouco acima das bordas do Sol, pode-se ver algumas proeminências em destaque cintilando, enquanto que as protuberâncias que aparecem na face do Sol são vistas como listras de luz. Possivelmente os aspectos visualmente mais interessantes de todas sejam as regiões magneticamente ativas contendo manchas solares frias. À medida que os ventos do campo magnético do Sol apontam para o Máximo Solar nos próximos anos, o aumento da atividade irá provavelmente criar momentos em que a face do Sol ficará cada vez mais complexa e repleta de atividades.

Fonte: NASA

A galáxia da Baleia

O Telescópio Espacial Hubble realizou uma espiada dentro da NGC 4631, melhor conhecida como Galáxia da Baleia.

© Hubble (NGC 4631)

Aqui, uma profusão de luzes provenientes de estrelas em nascimento acendem o centro da galáxia, revelando bandas de material escuro entre nós e as explosões de estrelas. A atividade da galáxia, ocorre em suas regiões externas onde existem menos estrelas e menos poeira, mas mesmo assim são regiões pontuadas por bolsões de formação de estrelas.

© NOAO (galáxia da Baleia e pequena galáxia elíptica NGC 4627)

A Galáxia da Baleia está localizada a aproximadamente 30 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Canes Venatici, os Cães de Caça. A Galáxia da Baleia, é uma galáxia espiral muito parecida com a Via Láctea. Do nosso ponto de vista, contudo, nós estamos vendo a Galáxia da Baleia de lado, vendo desse modo seu centro brilhante através dos braços espirais empoeirados. O bulbo central da galáxia e a aparência assimétrica de seu disco sugeria que a forma de uma baleia ou um arenque para os antigos observadores.

Muitas supernovas, explosões de estrelas quentes, azuis de curto período de vida e com no mínimo 8 vezes a massa do Sol, estão ocorrendo no centro da Galáxia da Baleia. A pirotecnia estelar tem preenchido a galáxia com gás quente, visível por telescópios que captam a radiação de raios-X por ela emitida como por exemplo, o telescópio da ESA XMM-Newton. A comparação das observações ópticas e infravermelhas realizadas pelo Hubble com outros telescópios sensíveis a diferentes comprimentos de onda da luz tem ajudado os astrônomos a reunir a história completa sobre esse fenômeno celeste.

A partir desses trabalhos de integração de informação os mecanismos que geram as explosões de estrelas na Galáxia da Baleia e em outras galáxias podem ser elucidados. A alimentação gravitacional no material intergaláctico, bem como os aglomerados causados pelas interações gravitacionais com as vizinhas galácticas, criam as áreas de maior densidade onde as estrelas começam a coalescer. Como as baleias azuis, as maiores criaturas da Terra, que podem devorar minúsculos pedaços de plâncton para sobreviver, a Galáxia da Baleia é envolta no gás e na poeira que fornece energia para uma alta taxa de formação de estrelas.

Fonte: ESA