Buracos negros escondidos no Universo

A galáxia NGC 1068 ou M77 é mostrada a seguir com um buraco negro ativo em seu núcleo.

© Chandra (galáxia NGC 1068)

Astrônomos ao estudarem galáxias extremas semelhantes no infravermelho descobriram que o material que obscurece o núcleo pode estar localizado sobre uma região estendida, e não confinado em uma área pequena.

No centro da maioria das galáxias, incluindo a nossa Via Láctea existe um buraco negro supermassivo. O material que cai no interior do buraco negro aquece e pode irradiar de forma dramática, por vezes, também impulsiona a ejeção de jatos bipolares de partículas carregadas. Nesses chamados núcleos galácticos ativos (AGN) observou-se dois aspectos: brilhante, gás quente movendo-se rapidamente com características de emissão de poeira, ou poeira de absorção com modesto deslocamneto de gás.
De acordo com o modelo "unificado" do AGN, essas e a maioria das outras variações na aparência são principalmente devido ao ângulo em que uma galáxia e seu motor central são vistos. No primeiro caso, a galáxia é vista de frente, e com movimento rápido de gás perto do buraco negro é claramente visível. Neste último caso, toda a galáxia, bem como uma região obscurecida pela poeira em torno do buraco negro é visto de lado, tal região bloqueia a nossa visão do gás que se move rapidamente, ocorrendo absorção no infravermelho devido à poeira.

Os astrônomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) Andy Goulding, Bill Forman, Christine Jones, e Markos Trichas realizaram um estudo sobre a origem dessa absorção no infravermelho.

Eles utilizaram o espectrômetro infravermelho do telescópio espacial Spitzer para examinar a presença de poeira em todos os 20 AGNs próximos com colunas extremamente grandes de gás neutro (espessura Compton AGN).

Os espectros fornecem medidas quantitativas de formação de estrelas, bem como a absorção de poeira. Foi encontrado que, em uma minoria significativa de casos, a poeira absorvente é espalhada sobre uma região maior, em apoio de uma variante do modelo unificado. Os pesquisadores alertam que esses tipos de AGNs têm níveis anormalmente elevados de formação estelar.

Fonte: Astrophysical Journal

Um século da descoberta dos raios cósmicos

Os raios cósmicos são núcleos atômicos que viajam por milhões de anos com velocidades próximas da velocidade da luz até chegarem na Terra.

© NASA (colapso de estrela gigante emitindo raios cósmicos)

No início de agosto, os cientistas comemoram os 100 anos da sua descoberta, mas a história desses raios cósmicos começa bem antes.
Em 1780, um exímio cientista, o físico francês Charles-Augustin de Coulomb, percebeu que uma esfera eletricamente carregada perdia espontaneamente sua carga. Isto era estranho por que até então se pensava que o ar fosse um isolante, não um condutor.
Em 1860, Henri Becquerel descobriu a radioatividade, e que os raios X podiam ionizar o ar. O ar ionizado tornava-se então condutor. Em seguida, surgiu outro mistério: mesmo que você protegesse um condutor eletrificado com chumbo, ele continuava perdendo a carga. Como isto acontecia, quando se sabia que o chumbo barrava as radiações conhecidas?
O cientista austríaco Victor Hess descobriu que a ionização do ar era três vezes maior em grandes altitudes que ao nível do mar. Em 7 de agosto de 1912, viajando de balão de ar quente a 5.000 metros de altitude, ele fez medidas da ionização e descobriu que ela crescia com a altitude, descoberta que lhe rendeu um prêmio Nobel de Física em 1936. Hess concluiu que devia haver uma fonte radioativa extremamente poderosa penetrando a atmosfera, vinda de fora.
Nos anos seguintes, os cientistas descobriram que os raios cósmicos, como Robert Millikan os chamava, não eram raios, mas sim partículas com carga elétrica e muita energia. Na maioria prótons, elas atingiam a atmosfera e criavam uma cascata de subprodutos: fótons, elétrons e múons.
Se a natureza da radiação cósmica era conhecida, o mesmo não se podia dizer da origem destas partículas, ainda um mistério. Que fenômeno natural era este que arremessava uma partícula a velocidade muito próxima da velocidade da luz, e com até 100 bilhões de vezes mais energia que os nossos mais poderosos aceleradores de partículas?
Uma teoria proposta dizia que estas partículas eram aceleradas por explosões de supernovas, e também pelo vento estelar de estrelas supermassivas. Tudo que se precisava fazer para provar isso era encontrar uma galáxia que tivesse muitas estrelas em formação, como a galáxia M82, ou Galáxia do Charuto, que tem uma atividade de geração de novas estrelas muito intensa.

© Hubble (galáxia do Charuto)

Em 2009, vinte anos depois da teoria ser proposta, o telescópio VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) conseguiu confirmá-la.
Apesar da descoberta do VERITAS, ainda estão sendo feitos estudos para identificar a origem dos raios cósmicos mais poderosos que chegam ao nosso planeta, para confirmar a hipótese da origem das partículas. O Observatório Pierre Auger é um dos que está investigando esta origem. Ele é composto de 1.600 detectores Cherenkov espalhados em uma área de 3.000 km² na Argentina.
O sistema que controla todos estes detectores acabou também sendo usado em outra aplicação inusitada: controlar via rádio as sinalizações de uma linha de trem na Escócia. A segurança da linha de 700 quilômetros é um resultado indireto dos voos de balão de ar quente de Hess, um século atrás.

Fonte: ScienceDaily

Mistério das estrelas super massivas

Em 2010 os cientistas descobriram quatro estrelas de tamanho monstruoso, tendo a mais pesada cerca de 300 vezes a massa do Sol.

© Wikipédia (ilustração da estrela Wolf-Rayet R136a1)

Apesar de sua luminosidade incrível, estes objetos exóticos, localizados no aglomerado de estrelas gigantes R136 na galáxia vizinha Grande Nuvem de Magalhães, até agora não foi encontrado em nenhum outro lugar. Agora, um grupo de astrônomos da Universidade de Bonn tem uma nova explicação: as estrelas ultra massivas foram formadas a partir da fusão de estrelas mais leves em sistemas binários apertados. A equipe apresenta seus resultados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

A Grande Nuvem de Magalhães (LMC), que está a uma distância de 160.000 anos-luz, é a galáxia satélite mais próxima da Via Láctea e contém cerca de 10 bilhões de estrelas. A LMC tem regiões que formam muitas estrelas, com a mais ativa sendo a Nebulosa da Tarântula de 1.000 ano-luz de diâmetro, onde as quatro estrelas super massivas são encontradas.

Essa nuvem de gás e poeira é um local altamente fértil de estrelas na LMC também conhecida como 30 Doradus ou NGC 2070. Perto do centro, de 30 Doradus está a R136, o mais brilhante berçário estelar não só na LMC, mas em todo o "Grupo Local" de mais de 50 galáxias (incluindo a nossa) e do grupo das estrelas ultra massivas.
Até a descoberta desses objetos em 2010, as observações da Via Láctea e outras galáxias sugeriu que o limite superior para as estrelas que se formaram no Universo hoje foi de cerca de 150 vezes a massa do sol. Este valor representa um limite universal que parece aplicar-se a todas as estrelas do firmamento.
As quatro estrelas ultra brilhantes e massivas na R136 são uma exceção para esse limite amplamente aceito. A sua descoberta significa que o nascimento de estrelas na região de 30 Doradus está acontecendo de uma maneira muito diferente de outras partes do universo? Se assim for, seria desafiar a natureza universal do processo de formação de estrelas, uma premissa fundamental da astronomia moderna.
O grupo de Bonn, incluindo também o pesquisador líder Dr. Sambaran Banerjee, modelou as interações entre as estrelas em uma simulação de computador criando um conjunto de mais de 170.000 estrelas constituindo um agloamerado estelar virtual.

Efetuando os cálculos, observou que com tantas estrelas massivas em pares binários apertados e com frequentes encontros aleatórios, alguns dos quais resultaram em colisões onde duas estrelas se aglutinaram em objetos mais pesados.

Imagine duas estrelas volumosas perto uma da outra circulando entre si, mas onde a dupla fica separada pela atração gravitacional das suas estrelas vizinhas. Se sua órbita inicialmente circular é esticada o suficiente, então o choque acidental entre essas estrelas e as outras ao redor formam uma única estrela ultra massiva.
Apesar da física extremamente complicada que está envolvida no processo de colisão de duas estrelas muito maciças, foi possível encontrar esse modelo bastante convincente para explicar as monstruosas estrelas vistas na Nebulosa da Tarântula.

Fonte: Royal Astronomical Society

Estrela sugada por buraco negro

Uma estrela sugada por um buraco negro a 3,9 bilhões de anos-luz emitiu sinais pouco antes de desaparecer do Universo.

© NASA/M. Weiss (ilustração de um buraco negro)

Parte destes sinais de raios X atingiu a Terra no ano passado. Agora, cientistas conseguiram decifrar do que se tratavam. Os sinais mostravam pulsos de raios X que subiam e desciam de intensidade a cada 200 segundos. O que eles pensaram ser inicialmente a emissão de raios gama de uma fonte desconhecida acabou se mostrando um fenômeno inédito: era o primeiro pulso de raio X detectado de um buraco negro supermassivo; calcula-se que tenha de 0,5 a 5 milhões de vezes a massa do Sol, e tão distante de nós. Estima-se que estes sinais tenham sido enviados da fronteira mais próxima do buraco negro: um milhão de quilômetros do centro.
”A descoberta ajudará os astrônomos a entender melhor o que ocorre no horizonte de eventos do buraco negro antes de toda a matéria ser sugada”, disse Rubens Reis, pós-doutor na Universidade de Michigan, que fez parte da equipe de cientistas que analisou os dados.
A equipe analisou dados de dois observatórios de raios X: Suzaku, um satélite nipo-americano, e XMM-Newton, que é administrado pela ESA (Agência Espacial Europeia). Os sinais de oscilações quase periódicas, conhecidos pela sigla QPO, foram detectados pela primeira vez em 28 de março de 2011 pelo satélite Swift da NASA.
Esses sinais são características de discos de acreção, que são aglomerações de matérias que cercam os objetos mais compactos do Universo, como as estrelas anãs branca, as estrelas de nêutrons ou os buracos negros.
Até agora, o QPO só havia sido detectado um torno de um único buraco negro supermassivo e estava a 576 milhões de anos-luz da Terra, que é uma distância relativamente próxima. Agora, os sinais chegam de um buraco negro que está a 3,9 bilhões de anos-luz de nós.
A estrela passou por uma intensa turbulência no momento em que chegou perto do buraco negro e logo foi destruída. Alguns dos gases foram expelidos na direção do buraco negro e formaram um disco em torno dele. A parte interna do disco aqueceu rapidamente a milhões de graus, o suficiente para emitir raios X.
Ao mesmo tempo, por meio de processos ainda não completamente conhecidos, formaram-se jatos perpendiculares ao disco do buraco negro, ejetando matéria a uma velocidade de cerca de 90% da luz. Um desses jatos apontou diretamente para Terra, são os sinais captados recentemente pelos astrônomos. Sinais semelhantes foram vistos em torno de pequenos buracos negros em nossa própria galáxia, mas este é o primeiro pulso de um buraco negro tão grande e tão longe.
A Teoria Geral da Relatividade de Einstein prevê que há uma distância mínima em que a matéria pode orbitar estavelmente um torno de um buraco negro, antes de ser engolida. Cálculos da equipe sugerem que os restos da estrela estavam provavelmente a apenas um milhão de quilômetros do horizonte de eventos.

Fonte: Science

Encontrado progenitor de supernova?

Cientistas detectaram sinais emitidos por um sistema binário de estrelas que, acreditam, está prestes a se tornar uma supernova.

© NASA (remanescente de supernova Tycho)

As supernovas são explosões termonucleares de estrelas que propiciam episódios de extrema violência no Universo. Quando ocorrem, os sinais emitidos fornecem muitas informações. Foi por meio do estudo das supernovas, por exemplo, que possibilitou inferir que o Universo está se expandindo a taxas elevadas. No entanto, pouco é conhecido sobre o processo que precede a explosão. Mas isso está prestes a mudar.
Um sistema binário é formado por duas estrelas que orbitam em torno de um mesmo centro de massa, transferindo matéria da maior para a menor. Quando a massa da estrela anã atinge 1,4 vezes a do Sol, ela explode e produz a supernova.
Mas a grande questão é explicar qual a natureza da estrela doadora de massa, por que a estrela anã suga tanta matéria e se o processo como isso ocorre pode interferir nas características da explosão.
Há inúmeros sistemas binários no Universo, e os pesquisadores conseguiram identificar um potencial candidato a progenitor de uma supernova.
Neste sistema, chamado de QU Carinae, eles identificaram a presença de gás de sódio, o que é geralmente associado a ocorrência de uma supernova. O sistema contém uma estrela anã branca, que está acumulando massa de uma estrela gigante, e os gases de sódio foram detectados ao redor do sistema.

A pesquisa foi liderada por Stella Kafka, da Carnegie Institution.

"Entender esses sistemas, a natureza das duas estrelas, a maneira pela qual a massa é trocada, e a sua evolução a longo prazo nos dará uma visão abrangente sobre como binários podem criar uma das explosões mais importantes do universo", diz Stella Kafka, da Carnegie Institution for Science, líder da pesquisa, que teve a colaboração de Kent Honeycutt, da Universidade de Indiana, e Bob Williams, do Space Telescope Science Institute.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Evidência da forma de uma supernova

Uma equipe de astrônomos japoneses acredita ter descoberto a forma de uma supernova, explosão que ocorre quando a vida de uma estrela massiva chega ao fim.

© NAOJ (ilustração da estrutura de uma supernova em 3D)

O grupo afirma que as estrelas explodem em três dimensões, contrariando a teoria difundida de explosão bipolar. As observações foram feitas pela câmera e espectrógrafo óptico de objetos fracos (FOCAS) do telescópio Subaru do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ) no Havaí.

A supernova ocorre quando estrelas de massa superior a oito massas solares terminam suas vidas com uma explosão brilhante. A explosão resultante e a ejeção massiva de elementos enriquece a composição química do Universo, e acredita-se que possam espalhar ingredientes para a existência de vida. No entanto, os pesquisadores sabem pouco sobre como essas explosões ocorrem.

A teoria diz que as explosões aconteceriam de uma das duas formas: ou seriam explosões bipolares causada por rotação, ou explosões granulosas em três dimensões, impulsionadas por convecção. As últimas pesquisas indicam que a teoria tridimensional estaria correta.

Embora pareça fácil ver a forma de uma supernova simplesmente tirando uma fotografia dela, observá-la é uma tarefa desafiadora. Como a maioria das supernovas acontecem em galáxias a milhões, ou centena de milhões de anos-luz de distância, elas ficam parecidas com um ponto, ainda que elas se expandam em uma velocidade de 10 mil km/s.

A equipe japonesa usou um método especial de detecção para revelar a forma da supernova. Os astrônomos mediram a chamada "polarização", que fornece informações sobre a direção da vibração de ondas eletromagnéticas de vários tipos de explosões. Foram realizadas simulações numéricas para emissões, baseadas no que se sabe sobre supernovas, descobrindo padrões diferentes de polarização para explosões bipolares e granulosas.

Os astrônomos detectaram a polarização dos dois tipos de supernova, o que indicou que as supernovas não são, normalmente, redondas. Eles também descobriram que cada uma tem vários ângulos de polarização, o que consiste com a teoria das explosões em 3D.

Fonte: NAOJ

Um redemoinho azul no rio Eridano

Uma nova imagem obtida com o Very Large Telescope (VLT) do ESO mostra a galáxia NGC 1187.

© ESO (galaxia NGC 1187 e supernova SN 2007Y)

Esta espiral impressionante situa-se a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância na constelação do Eridano, o Rio. A NGC 1187 foi descoberta em Inglaterra por William Herschel em 1784. Duas explosões de supernova já foram observadas na NGC 1187 nos últimos trinta anos, sendo a última em 2007. Esta nova imagem da galáxia é a mais detalhada obtida até agora.

Vemos a galáxia NGC 1187 praticamente de face nesta nova imagem do VLT, o que nos dá uma perspectiva muito boa da sua estrutura em espiral. Podemos observar cerca de meia dúzia de braços espirais proeminentes, cada um contendo enormes quantidades de gás e poeira. As regiões azuladas nos braços em espiral indicam a presença de estrelas jovens nascidas de nuvens de gás interestelar.

Se olharmos na direção das regiões centrais, podemos ver o brilho amarelado do bojo da galáxia. Esta parte é praticamente toda constituída por estrelas velhas, gás e poeira. No caso da NGC 1187, em vez de um bojo redondo, temos uma sutil estrutura central barrada. Tais estruturas barradas atuam como um mecanismo que encaminha o gás dos braços espirais para o centro, aumentando a formação estelar nessa região.

Em torno do exterior da galáxia podemos observar muitas outras galáxias mais tênues e distantes. Algumas até brilham através do disco da própria NGC 1187. As suas tonalidades, principalmente vermelhas, contrastam com os aglomerados estelares de cor azul pálida pertencentes ao objeto muito mais próximo.

A NGC 1187 parece tranquila e imutável, no entanto viu já acontecer duas explosões de supernova desde 1982. As supernovas são explosões estelares muito violentas, que resultam da morte de uma estrela de elevada massa ou de uma anã branca num sistema binário. Uma classe de explosões de supernova ocorre no final da vida de uma estrela de elevada massa - estrelas com mais de oito massas solares - quando o seu combustível nuclear se esgota e a estrela já consegue contrabalançar o colapso gravitacional, produzindo assim uma explosão violenta. Alternativamente, pode também ocorrer uma explosão de supernova num sistema estelar binário, onde a anã branca rica em carbono-oxigénio suga matéria da sua estrela companheira de massa mais elevada. Se for transferida massa suficiente, a estrela começará a colapsar, produzindo uma explosão de supernova. As supernovas encontram-se entre os fenômenos mais energéticos do Universo e são tão brilhantes que muitas vezes se tornam, brevemente, mais brilhantes que toda a galáxia, antes de se desvanecerem ao longo de várias semanas ou meses. Durante esse curto espaço de tempo, uma supernova emite tanta energia como o Sol emitirá ao longo de toda a sua vida.

Em Outubro de 1982, a primeira supernova observada em NGC 1187, a SN 1982R, foi descoberta no Observatório de La Silla do ESO, e mais recentemente, em 2007, o astrônomo amador Berto Monard na África do Sul, descobriu outra supernova nesta galáxia, a SN 2007Y. Uma equipe de astrônomos posteriormente estudou detalhadamente e monitorizou a SN 2007Y durante um ano, utilizando muitos telescópios diferentes. Esta nova imagem da NGC 1187 foi produzida a partir de observações obtidas no âmbito deste estudo e podemos ver a supernova, muito depois do brilho máximo, próximo da parte de baixo da imagem.

Fonte: ESO

Detectado restos de supernova que explodiu

Há mais de 50 anos, uma supernova foi descoberta na galáxia espiral M83 a cerca de 15 milhões de anos-luz da Terra.

© Chandra (supernova  SN 1957D na galáxia M83)

Os astrônomos utilizaram o observatório de raios X Chandra da NASA para fazer a primeira primeira detecção de raios X emitidos pelos destroços dessa explosão.

A supernova é denominada SN 1957D por ser a quarta supernova descoberta em 1957, ela é uma das poucas localizadas fora da Via Láctea que são detectáveis, em comprimento de ondas ópticas e de rádio, décadas após a explosão ter sido observada. Em 1981, astrônomos viram o restante da estrela que explodiu em ondas de rádio, e em 1987 eles detectaram o restante em comprimentos de ondas ópticas, anos depois que a luz da explosão em si se tornou indetectável.

Uma observação relativamente curta, de aproximadamente 14 horas, do Chandra em 2000 e 2001 não detectou nenhum raio X do remanescente da SN 1957D. No entanto, uma observação muito maior realizada em 2010 e 2011, totalizando aproximadamente oito dias e meio, revelou a presença de emissão de raios X.

Essa nova imagem feita pelo Chandra da M83 é uma das observações mais profundas já feitas em uma galáxia espiral localizada além da nossa. Esse ponto de vista mostra a energia baixa, média e alta de raios observada, respectivamente, em vermelho, verde e azul.

Os novos dados dos restos da SN 1957D fornecem informações importantes sobre a natureza dessa explosão, que os astrônomos acreditam ter acontecido quando uma estrela massiva ficou sem energia e entrou em colapso. A distribuição dos raios X com energia sugerem que a supernova contém uma estrela de nêutrons, ou um pulsar, uma estrela densa que gira rapidamente formada quando o núcleo da estrela pré-supernova entrou em colapso.

Se esta interpretação for confirmada, o pulsar na SN 1957D é observado com idade de 55 anos, um dos mais jovens já vistos. O remanescente da SN 1979C, na galáxia M100, é outro candidato a mais novo pulsar, mas não existe certeza se há um buraco negro ou uma estrela de nêutrons no centro dessa supernova.

Fonte: NASA

Casulo abriga estrelas jovens

Na Terra, os casulos protegem as larvas enquanto elas transformam em borboletas, e estão associados à vida nova.

© ESO (nuvem RCW 88)

No espaço os casulos são os locais de nascimentos de novas estrelas. A nuvem vermelha na imagem divulgada pelo Observatório Europeu do Sul (ESO) é um exemplo dessas regiões de formação estelar.

Obtida com o instrumento EFOSC2, montado no New Technology Telescope do ESO, a imagem mostra uma nuvem chamada RCW 88, situada a cerca de dez mil anos-luz de distância e com uma dimensão de cerca de nove anos-luz. Ela é feita de hidrogênio gasoso brilhante, que rodeia as estrelas recém-formadas. As novas estrelas formam-se de nuvens de hidrogênio à medida que estas colapsam sob o efeito da sua própria gravidade. Algumas das estrelas mais desenvolvidas, que já brilham intensamente, podem ser vistas pela nuvem.

Estas estrelas jovens e quentes são muito energéticas e emitem enormes quantidades de radiação ultravioleta, o que faz com que os elétrons se libertem dos átomos de hidrogênio da nuvem, deixando apenas os núcleos positivamente carregados - os prótons. À medida que os elétrons são recapturados pelos prótons, emitem radiação H-alfa, a qual tem um brilho vermelho bastante característico.

Observar o céu através de um filtro H-alfa é o modo mais simples de os astrônomos descobrirem estas regiões de formação estelar.

Fonte: ESO

Órbitas de asteroides que podem ameaçar a Terra

A NASA divulgou um diagrama que ilustra as diferenças entre as órbitas de um típico asteroide próximo da Terra (em azul) e um asteroide potencialmente perigoso (PHA, na sigla em inglês, em vermelho).

© NASA (órbitas de asteroides próximo da Terra)

Os PHAs são um subconjunto de asteroides próximos da Terra (NEAs) e têm órbitas próximas à do nosso planeta, chegando a cerca de 8 milhões de km. Eles também são grandes o suficiente para sobreviver à passagem pela atmosfera terrestre e causar danos regionalmente, ou em maior escala.

O Sol fica no centro da população de asteroides, enquanto as órbitas de Mercúrio, Vênus e Marte estão em cinza na imagem divulgada. A órbita terrestre está destacada em verde entre Vênus e Marte. Como indica o diagrama, os PHAs tendem a ter órbitas mais semelhantes à órbita terrestre do que os asteroides próximos. As órbitas dos asteroides são obtidas através de simulações, descrevendo o como pode ser o caminho destes objetos em torno do Sol.

Os pontos ao fundo são baseados em dados do NEOWISE, o "caçador de asteroides" da NASA na missão WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), que varreu o Sol duas vezes com luz infravermelha, antes de entrar em modo de hibernação em 2011. Os pontos azuis e laranjas representam uma simulação da população de asteroides próximos da Terra e PHAs, respectivamente, que têm mais de 100 m.

O NEOWISE forneceu a melhor noção geral até o momento dos PHAs, refinando as estimativas de seu número, tamanhos, tipos, órbitas e riscos potenciais. A equipe do NEOWISE estima que de 20 a 30% dos PHAs que se pensou existir foram efetivamente descobertos em maio de 2012, data da imagem divulgada hoje.

Fonte: NASA

Aglomerado globular M68: diamantes no céu

Se você já olhou para o aglomerado globular Messier 68 (M68) através de um telescópio, você conheceu a vista magnífica que representa.

© Hubble (aglomerado globular M68)

Mas o telescópio espacial Hubble oferece uma espetacular imagem deste acampamento lotado de estrelas, parecendo diamantes cravejados no espaço. Este belo agrupamento de estrelas vem realizando um tipo de dança estelar durante 10 milhões de anos.

O aglomerado globular M68 está localizado na constelação de Hydra a uma distância de aproximadamente 33.000 anos-luz da Terra, e contém pelo menos 2.000 estrelas que são visíveis, incluindo 250 gigantes e 42 variáveis. Estende-se por 106 anos-luz de diâmetro. Ele foi descoberto por Charles Messier em 1780.
A atração gravitacional mútua entre as numerosas estrelas no aglomerado mantém os membros estelares aglutinados, permitindo que os aglomerados globulares perdurem por muitos bilhões de anos.
Os astrônomos podem medir as idades dos aglomerados globulares, olhando para a luz das suas estrelas constituintes.
Os elementos químicos deixam assinaturas nesta luz, revelando a composição química destas estrelas, geralmente elas contêm menos elementos pesados, como carbono, oxigênio e ferro. No Sol os elementos químicos mais abundantes são: hidrogênio (74,9%) e hélio (23,8%). Todos os metais compõem menos de 2% da massa solar, os mais presentes são: oxigênio (compondo cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), neônio (0,2%), e ferro (0,2%).

Fonte: Universe Today e Cosmo Novas

As estrelas mais brilhantes não vivem sozinhas

Um novo estudo que utilizou o Very Large Telescope (VLT) do ESO mostrou que a maioria das estrelas brilhantes de elevada massa, responsáveis pela evolução das galáxias, não vivem isoladas.

© ESO (ilustração de uma estrela vampira e sua vítima)

Quase três quartos destas estrelas têm uma companheira próxima, muito mais do que o suposto anteriormente. Surpreendentemente, a maior parte destes pares interagem de modo violento, ocorrendo, por exemplo, transferência de massa de uma estrela para a outra. Pensa-se que cerca de um terço destes pares acabará por se fundir, formando uma única estrela.

O Universo é um lugar muito diverso e muitas das estrelas são bastante diferentes do Sol. Uma equipe internacional utilizou o VLT para estudar estrelas do tipo O, as quais apresentam temperaturas, massas e luminosidades muito elevadas. A maioria das estrelas são classificadas de acordo com o seu tipo espectral ou cor. Este parâmetro está, por sua vez, relacionado com a massa das estrelas e a sua temperatura superficial. Partindo da mais azul (e portanto da mais quente e de maior massa) até a mais vermelha (e portanto a mais fria e de menor massa), a sequência de classificação mais comum é O, B, A, F, G, K e M. As estrela do tipo O têm uma temperatura superficial de cerca de 30.000 ºC ou mais, e possuem coloração azul pálido brilhante. A sua massa é 15 ou mais vezes a massa do Sol e e podem ser até um milhão de vezes mais brilhantes. Estas estrelas têm vidas curtas e violentas, desempenhando um papel fundamental na evolução das galáxias. Estão também ligadas a fenômenos extremos, tais como "estrelas vampiras", onde a estrela menor suga matéria da superfície da companheira maior, e explosões de raios gama.

© ESO (estrelas quentes e brilhantes do tipo O)

Os astrônomos estudaram uma amostra de 71 estrelas de tipo O, tanto isoladas como em sistemas binários em seis aglomerados estelares jovens próximos na Via Láctea. A maior parte das observações utilizou os telescópios do ESO, incluindo o VLT.

Ao analisar a radiação emitida por estes objetos com um detalhamento inédito, a equipe descobriu que 75% de todas as estrelas do tipo O fazem parte de um sistema binário, uma proporção mais elevada do que a suposta até agora, e a primeira determinação precisa deste valor. Mais importante ainda, a equipe descobriu que a proporção destes pares onde as estrelas se encontram suficientemente próximas uma da outra para que haja interação entre elas (quer através de fusão estelar quer através de transferência de massa pelas chamadas estrelas vampiras) é muito mais elevada do que a esperada, resultado que tem implicações profundas na nossa compreensão da evolução de galáxias.

As estrelas do tipo O constituem apenas uma fração de um por cento das estrelas no Universo, mas os fenômenos violentos a que estão associadas significam que têm um efeito desproporcional em seu meio circundante. Os ventos e choques que vêm destas estrelas podem tanto dar origem como interromper a formação estelar, a sua radiação faz com que as nebulosas brilhem, as suas supernovas enriquecem as galáxias com elementos pesados essenciais à vida, estando ainda associadas às explosões de raios gama, as quais se contam entre os fenômenos mais energéticos no Universo. As estrelas de tipo O estão por isso implicadas em muitos dos mecanismos que fazem evoluir as galáxias.

As fusões entre estrelas, as quais a equipe estima que serão o destino final de cerca de 20 a 30% das estrelas de tipo O, são fenômenos violentos. Mas mesmo o cenário comparativamente calmo de estrelas vampiras, que acontece em 40 a 50% dos casos, tem efeitos profundos no modo como as estrelas evoluem.

Até agora, os astrônomos pensavam que os sistemas binários de estrelas de elevada massa, onde as componentes orbitam muito próximo uma da outra, eram uma exceção, algo apenas necessário para explicar fenômenos exóticos, tais como binárias de raios X, pulsares duplos ou buracos negros binários. Este novo estudo mostra que, para interpretar corretamente o Universo, não podemos fazer esta simplificação: estas estrelas duplas de elevada massa não são apenas comuns, as suas vidas são também fundamentalmente diferentes daquelas que existem enquanto estrelas isoladas.

Por exemplo, no caso das estrelas vampiras, a estrela menor, de massa menor, rejuvenesce ao sugar hidrogênio fresco da sua companheira. A sua massa irá aumentar substancialmente e irá sobreviver à sua companheira, vivendo muito mais tempo do que uma estrela isolada com a mesma massa. Entretanto, a estrela vítima fica sem o seu envelope antes de ter oportunidade de se tornar numa supergigante vermelha luminosa. Em vez disso, o seu núcleo azul quente fica exposto. Deste fenômeno resulta que a população estelar de uma galáxia distante poderá parecer muito mais jovem do que é na realidade: tanto as estrelas vampiras rejuvenescidas como as estrela vítimas diminuídas tornam-se mais quentes e azuis em termos de cor, ficando portanto com a aparência de estrelas mais jovens. Saber a verdadeira proporção das estrelas binárias de elevada massa em interação é por isso crucial para se poder caracterizar corretamente estas galáxias longínquas. A existência deste número enorme de estrelas vampiras está de acordo com um outro fenômeno anteriormente inexplicável. Cerca de um terço das estrelas que explodem como supernovas têm, surpreendentemente, muito pouco hidrogênio. No entanto, a proporção de supernovas pobres em hidrogênio está de acordo com a proporção de estrelas vampiras encontradas neste estudo. Espera-se que as estrelas vampiras dêem origem a supernovas pobres em hidrogênio nas suas vítimas, uma vez que as camadas exteriores ricas em hidrogênio terão sido arrancadas pela gravidade da estrela vampira antes da vítima ter tido oportunidade de explodir como supernova.

A única informação que os astrônomos têm das galáxias distantes é fornecida pela radiação que chega aos telescópios. Sem fazer suposições sobre o que é responsável por esta radiação, não podemos tirar conclusões sobre a galáxia, tais como quão massiva ou jovem ela é. Este estudo mostra que a suposição frequente de que a maioria das estrelas existem de forma isolada pode levar a tirar as conclusões erradas.

Para compreender qual a proporção estes efeitos e como é que esta nova perspectiva afetará a nova visão da evolução galáctica, temos novos estudos deverão ser aplicados. Fazer a modelagem de estrelas binárias é algo complicado, por isso demorará algum tempo até que estas considerações sejam incluídas nos modelos de formação galáctica.

Os resultados serão publicados na edição de amanhã na revista Science.

Fonte: ESO

A arquitetura de um sistema planetário

Foram encontrados três exoplanetas que orbitam uma estrela em situação semelhante à da Terra.

© Nature (ilustração de três planetas orbitando a estrela Kepler-30)

Essa observação propicia novas condições que determinam a arquitetura de um sistema planetário.

No caso da Via Láctea, o equador do Sol e o plano orbital dos planetas estão praticamente alinhados, o que seria consequência da formação dos corpos em um único disco giratório gasoso. Isso permite, por exemplo, que possa haver luz e vida em uma extensa área do planeta, como ocorre com a Terra.

Muitos sistemas de exoplanetas, porém, não apresentam esse mesmo arranjo. Corpos gigantes e quentes, semelhantes a Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar, estão muitas vezes desalinhados. Alguns têm até órbitas retrógradas, ou seja, giram na direção contrária à rotação de sua estrela principal.

Os cientistas suspeitam que grandes inclinações nas órbitas são resultado das mesmas interações dinâmicas que produzem planetas parecidos com Júpiter.

Desta vez, o astrofísico Roberto Sanchis-Ojeda e colegas analisaram o trânsito dos planetas Kepler-30b, Kepler-30c e Kepler-30d ao observarem manchas sobre a estrela Kepler-30, de massa e raio semelhantes aos do Sol, só que mais jovem e com rotação mais rápida que a da nossa maior estrela.

Os pesquisadores mostram que a órbita dos três planetas desse sistema está alinhada com o equador estelar. Além disso, a órbita do trio está alinhada uns com os outros, em uma configuração parecida com a nossa. Nesse sistema, não há nenhum “Júpiter” quente e gasoso.

Os dados foram obtidos pelo telescópio Kepler, da agência espacial americana (NASA), captados durante dois anos e meio, em 27 trânsitos dos planetas pela estrela.

Fonte: Nature

Encontrado um pulsar muito jovem

Usando métodos engenhosos de análise de dados, os pesquisadores do Instituto Max Planck de Física Gravitacional e para Radioastronomia descobriram um pulsar nos dados do telescópio espacial de raios gama Fermi.

© NASA/Fermi/Cruz de Wilde (ilustração de um pulsar)

A imagem acima mostra a radiação gama (violeta) muito acima da superfície dos restos compactos da estrela, enquanto as ondas de rádio (verde) são emitidos ao longo dos pólos magnéticos sob a forma de um cone. A rotação varre as regiões de emissões em toda a linha de visão terrestre, fazendo a luz pulsar-se periodicamente no céu.

Os pulsares são astros cósmicos que giram sobre seus eixos muitas vezes por segundo, emitindo ondas de rádio e radiação gama no espaço. Os pulsares de raios gama são difíceis de serem identificados porque as suas características, tais como a sua posição no céu, o período de rotação e sua mudança no tempo, são desconhecidas. E os astrônomos podem apenas determinar a sua posição aproximada no céu a partir das observações originais do Fermi, requerendo uma grande quantidade de tempo de computação.

Esta é a única maneira de encontrar uma periodicidade oculta nos tempos de chegada dos fótons de raios gama. Mesmo computadores de alto desempenho rapidamente atingem o seu limite neste processo. Portanto, os pesquisadores usaram algoritmos originalmente desenvolvidos para a análise de dados de ondas gravitacionais para realizar uma caçada particularmente eficiente através dos dados do Fermi.

O pulsar recém-descoberto, denominado J1838-0537, é muito jovem, com menos  de 5.000 anos de idade. Ele gira sobre seu próprio eixo aproximadamente sete vezes por segundo e sua posição no céu está na direção da constelação Scutum.

Durante o período de observação, o pulsar experimentou alteração em sua rotação. Uma análise mais detalhada resolveu este mistério do pulsar J1838-0537; ele sofreu uma falha súbita, girando 38 milionésimos de um Hertz mais rápido do que antes. Essa diferença pode parecer desprezível, mas é a maior falha já medida para um pulsar de raios gama.

A causa exata das falhas observadas em muitos pulsares jovens é desconhecida. Os astrônomos consideram os "terremotos estelares" da crosta da estrela de nêutrons ou interações entre o interior superfluido estelar e a crosta possam ser as possíveis explicações.

Detectando um grande número de falhas fortes no pulsar possibilita aprender mais sobre a estrutura interna desses corpos celestes compactos.

Após a descoberta os pesquisadores apontaram o telescópio de rádio em Green Bank, West Virginia (EUA) na posição celestial do pulsar de raios gama. Na observação da fonte não encontraram quaisquer indícios de pulsações na região do rádio, indicando que o pulsar J1838-0537 é apenas um raro pulsar de raios gama.

Um artigo desta descoberta será publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Max Planck Institute

Tempestade de cometas ao redor de estrela

A ilustração abaixo mostra uma tempestade de cometas ao redor de uma estrela próxima da nossa conhecida como Eta Corvi.

© NASA (tempestade de cometas ao redor da estrela Eta Corvi)

Evidências que suportam essa ilustração veem de observações feitas com o telescópio espacial Spitzer da NASA, que com seus detectores infravermelhos registraram indicativos de que cometas foram recentemente disparados após a colisão de um corpo rochoso. Nessa concepção artística, um grande cometa é observado se chocando com um planeta rochoso, enviando gelo e poeira rica em carbono ao espaço, enquanto também se choca com a água e com os compostos orgânicos na superfície do planeta. Um brilhante flash vermelho  foi  registrado no momento do impacto do cometa com o planeta. A estrela amarela-branca Eta Corvi é mostrada à esquerda com muitos outros cometas indo em sua direção.

O Spitzer detectou assinaturas espectrais de gelo de água, de material orgânico e de rocha ao redor da Eta Corvi, ingredientes fundamentais para os cometas. Essa é a primeira vez que evidências como essas de uma tempestade de cometas foram registradas ao redor de uma estrela. A estrela Eta Corvi está na idade certa, cerca de um bilhão de anos, de ter a experiência de um bombardeamento de cometas como o que ocorreu no Sistema Solar quando ele tinha entre 600 e 800 milhões de anos de existência, momento esse da história planetária conhecido como Bombardeamento Denso Tardio.

Os cientistas dizem que este bombardeio foi disparado no nosso Sistema Solar pela migração dos planetas externos, que se chocaram com os cometas congelados enviando-os em direção à região interna do Sistema Solar. Os cometas se chocaram com a nossa Lua e atingiram os planetas internos. Esses cometas podem ter trazido materiais para a Terra que ajudaram a iniciar a vida.

Fonte: NASA