Uma protoestrela que pisca periodicamente

O telescópio espacial Hubble revelou uma sequência de imagens de uma 'protoestrela', que pisca periodicamente, um estranho fenômeno visto apenas outras três vezes.

© NASA/ESA/R. Hurt (ilustração da protoestrela piscante)

Esta 'protoestrela' emite explosões de luz exatamente a cada 25,34 dias, que se propagam através da poeira e do gás que a rodeiam.

O objeto, denominado LRLL 54361, foi descoberto pelo telescópio espacial Spitzer, e está numa região de formação estelar chamada IC 348, localizada a 950 anos-luz de distância.

© Spitzer (região IC 348)

O objeto provoca um efeito de luz estroboscópica devido às interações entre duas estrelas recém-nascidas, que estão gravitacionalmente unidas entre si, e uma ilusão ótica conhecida como "eco de luz".

© Hubble (eco de luz)

"A 'protoestrela' mostra variações de luz tão brilhantes em um período de tempo tão preciso, que é difícil de explicar", disse James Muzerolle, do Instituto de Ciência de Telescópios Espaciais de Baltimore.

Apesar das erupções de gás que saem da 'protoestrela', estas palpitações são realmente brilhos de luz que se propagam através da poeira e do gás, e são refletidas em direção ao observador. "Não há verdadeiro movimento físico dentro da nuvem durante este tempo".

O raro fenômeno ocorre exclusivamente em sistemas de estrelas duplas e provavelmente é parte de uma fase temporária do início da vida de uma estrela.

O telescópio espacial Hubble viaja em órbita a 610 quilômetros da Terra e proporciona uma inovadora e mais precisa visão das estrelas.

Os astrônomos continuarão monitorando o objeto LRLL 54361 usando outros telescópios, incluindo o telescópio espacial Herschel, e esperam poder obter medidas mais diretas da estrela binária e sua órbita.

Fonte: NASA

Uma erupção antes da supernova

Cientistas registraram uma erupção de uma estrela pouco mais de um mês antes de ela explodir como uma supernova.

© Hubble (supernova Cassiopeia A)

Já se acreditava que esse tipo de evento ocorria antes de uma grande explosão estelar, mas o registro do fenômeno pode ajudar os astrônomos a preverem quando esses cataclismos ocorrerão.

Os pesquisadores utilizaram arquivos do grupo Palomar Transient Factory (PTF), que busca por supernovas tipo II no céu, liderados por Eran Ofek, do Instituto Weizmann, em Israel.

Se essas estrelas de grande massa, quando explodem seu núcleo rico em ferro, emitirem hidrogênio, elas serão consideradas uma supernova do tipo II. Se a linha de emissão for estreita, ela é chamada do tipo IIn (narrow). Os cientistas acreditam que essa linha ocorre porque o hidrogênio emitido tem que passar por uma fina camada de matéria emitida anteriormente pela estrela. Contudo, até agora não havia evidências que apoiassem essa teoria.

Para isso, a equipe utilizou durante quase quatro anos um telescópio robótico montado no observatório Palomar, na Califórnia, para fazer a varredura no céu noturno. A cada observação, o equipamento enviava os dados a centenas de quilômetros, para o Laboratório Nacional Berkeley, onde computadores analisavam os dados em busca de eventos que interessassem à pesquisa. Os cientistas poderiam acessar os resultados pela internet.

Em 25 de agosto de 2010, os computadores terminaram sua busca. O telescópio havia registrado, a meio bilhão de anos-luz da Terra, uma supernova do tipo IIn na constelação de Hércules, a supernova SN2010mc. Logo depois, Ofek liderou uma busca por eventos em registros anteriores do PTF na mesma vizinhança estelar e achou um possível precursor para a supernova que havia ocorrido 40 dias antes da explosão.

Os astrônomos desenvolveram um modelo em um computador para testar a previsão feita pela teoria e os registros do telescópio. Eles concluíram que a estrela ejetou o equivalente a 100 vezes a massa do Sol em uma concha que se expandiu a 2 mil km/s, 40 dias antes de explodir como supernova.

Quando ocorreu a explosão, o material passou por camadas de destroços anteriores, mostrando uma variedade de brilho que funcionou como um registro do passado da estrela. Ao analisar estes dados, os cientistas criaram um modelo do que teria ocorrido: ondas gravitacionais teriam levado a sucessivos episódios de perda de massa pela estrela e que culminaram no colapso e explosão do núcleo.

Devido à pequena diferença de tempo entre a "erupção final" e a explosão de supernova, observa-se que há uma ligação causal. Isso pode ter grande importância em estudos futuros sobre os processos "gatilhos" das supernovas.

A análise desse primeiro caso ajudou a identificar outros do mesmo tipo e muitos outros ainda podem ser descobertos. "Apesar de o projeto PTF não coletar mais dados a cada noite, nós ainda nos apoiamos nos recursos do NERSC (Centro de Computação de Pesquisa Científica em Energia, em Berkeley, onde os dados estão guardados)  para peneirar nossos arquivos", diz Peter Nugent, pesquisador de Berkeley.

Fonte: Nature

As asas da Nebulosa da Gaivota

Esta nova imagem do ESO mostra parte de uma nuvem de poeira e gás brilhante chamada Nebulosa da Gaivota.

© ESO (Nebulosa da Gaivota)

Estendendo-se entre as constelações do Cão Maior e do Unicórnio, no céu austral, a Nebulosa da Gaivota é uma enorme nuvem constituída praticamente só por hidrogênio gasoso. É um exemplo do que os astrônomos chamam de região HII. Estrelas quentes formam-se no interior das nuvens e emitem radiação ultravioleta intensa, o que faz com que o gás circundante brilhe intensamente.
O tom avermelhado da imagem é um sinal da presença de hidrogênio ionizado. Os astrônomos usam o termo HII para se referirem ao hidrogênio ionizado e HI para o hidrogênio atômico. O átomo de hidrogênio é constituído por um elétron ligado a um próton, mas no caso do gás estar ionizado, os átomos separam-se em elétrons livres e íons positivos que, neste caso, são apenas os prótons isolados.

A Nebulosa da Gaivota, conhecida pelo nome formal de IC 2177, é um objeto complexo com a forma de um pássaro, constituído por três grandes nuvens de gás: Sharpless 2-292 forma a cabeça; esta imagem mostra parte de Sharpless 2-296, que forma as enormes “asas”; e finalmente Sharpless 2-297, que constitui um pequeno nó na ponta da “asa” direita da gaivota. Estes objetos têm o nome oficial de Sh 2-292, Sh 2-296 e Sh 2-297, respectivamente.
Estes objetos fazem parte do catálogo de nebulosas Sharpless, uma lista de mais de 300 nuvens de gás brilhantes, compilada pelo astrônomo americano Stewart Sharpless nos anos 1950. Antes da publicação do catálogo, Sharpless era um estudante de pós-graduação no Observatório de Yerkes, perto de Chicago, EUA, onde juntamente com alguns colegas publicou um trabalho observacional que ajudou a demonstrar que a Via Láctea é uma galáxia espiral com enormes braços curvos.
As galáxias espirais podem conter milhares de regiões HII, a maioria das quais se concentra ao longo dos braços em espiral. A Nebulosa da Gaivota situa-se num dos braços em espiral da Via Láctea. No entanto, isto não acontece em todas as galáxias; embora as galáxias irregulares tenham regiões HII, estas se encontram espalhadas pela galáxia, e nas galáxias elípticas estas regiões parecem nem existir. A presença de regiões HII indica que existe formação estelar intensa em uma galáxia.
Esta imagem de Sharpless 2-296 foi obtida pela câmera Wide Field Imager (WFI), uma enorme câmera montada no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla do ESO, no Chile. A imagem mostra uma pequena parte da nebulosa, uma nuvem enorme que está formando estrelas quentes no seu interior a uma elevada taxa. Podemos ver Sharpless 2-296 iluminada por várias estrelas jovens particularmente brilhantes. Vemos também muitas outras estrelas espalhadas por toda a parte, incluindo uma tão brilhante que se destaca como o “olho” da gaivota em imagens que mostram a região completa.
Imagens de grande angular desta região do céu mostram uma imensidão de interessantes objetos astronômicos. As estrelas jovens brilhantes no interior da nebulosa fazem parte da região de formação estelar próxima CMa R1, na constelação do Cão Maior, que se encontra repleta de estrelas e aglomerados brilhantes. Próximo da Nebulosa da Gaivota encontramos a Nebulosa do Capacete de Thor, um objeto que foi observado com o Very Large Telescope (VLT) do ESO por ocasião do 50º Aniversário do ESO, em 5 de outubro de 2012, com o auxílio de Brigitte Bailleul - vencedora do concurso “Tuíte até ao  VLT!”.

Fonte: ESO

Fusão de buracos negros gerou raios gama

Uma explosão próxima de raios gama de curta duração pode ser a causa de uma intensa radiação de alta energia que atingiu a Terra no século VIII, de acordo com uma nova pesquisa liderada pelos astrônomos Valeri Hambaryan e Neuhӓuser Ralph doInstituto de Astrofísica da Universidade de Jena, na Alemanha.

© NASA/GSFC (simulação de uma fusão de buracos negros)

Em 2012, o cientista Fusa Miyake anunciou a detecção de altos níveis do isótopo carbono-14 e berílio-10, em anéis de árvores formadas em 775 DC, o que sugere que uma explosão de radiação atingiu a Terra no ano 774 ou 775. O carbono-14 e berílio-10 se formam quando a radiação vinda do espaço colide com átomos de nitrogênio, que depois decaem a estas formas mais pesadas de carbono e berílio.
A pesquisa anterior descartou a explosão nas proximidades de uma estrela massiva (supernova), pois nada foi gravado em observações no momento e nenhum vestígio foi encontrado. Foi considerado também se uma tempestade solar poderia ter sido a causa, mas estes não são poderosos o suficiente para causar o excesso observado de carbono-14. Flares grandes tendem a ser acompanhada por ejeções de material da corona do Sol, levando às auroras, mas novamente não há registros históricos que sugerem tal ocorrência.
Os pesquisadores analisaram uma crônica anglo-saxônica que descreve um “crucifixo vermelho” visto depois do pôr do Sol e sugeriram que isso poderia ser uma supernova. Mas esta data de 776 é tarde demais para dar conta dos dados de carbono-14 e ainda não explica por que nenhum vestígio foi detectado. Os Drs. Hambaryan e Neuhӓuser têm outra explicação, consistente com as medições de carbono-14 e a ausência de quaisquer eventos gravados no céu. Eles sugerem que dois remanescentes estelares compactos, ou sejam, buracos negros, estrelas de nêutrons ou anãs brancas, colidiram e se fundiram juntos. Quando isto acontece, um pouco de energia é libertada sob a forma de raios gama, a parte mais enérgica do espectro electromagnético, que inclui a luz visível.
Nessas fusões, a explosão de raios gama é intensa, mas curta, geralmente com duração de menos de dois segundos. Estes eventos são vistos noutras galáxias muitas vezes em cada ano, mas, em contraste com explosões de longa duração, sem qualquer luz visível correspondente. Se esta for a explicação para a explosão de radiação 774/775, a concentração das estrelas não pode ser mais do que cerca de 3.000 anos-luz, ou teria conduzido à extinção de alguma vida terrestre.
Com base nas medições de carbono-14, Hambaryan e Neuhӓuser acreditam que a rajada de raios gama foi originada em um sistema entre 3.000 e 12.000 anos-luz do sol. Se eles estiverem certos, então isso poderia explicar porque não existem registros de uma supernova ou exibição de auroras. Outro trabalho sugere que um pouco de luz visível é emitida durante curtas explosões de raios gama que podem ser observadas em um evento relativamente perto. Porém, podem ser vistas apenas por alguns dias e serem facilmente debilitadas.
Os astrônomos também podem olhar para o objeto resultante da fusão, um buraco negro de 1.200 anos de idade ou estrela de nêutrons com 3,000 a 12.000 anos-luz do Sol, mas sem o gás e poeira característica de um remanescente de supernova.

“Se a explosão de raios gama tivesse ocorrido muito mais perto da Terra teria causado danos significativos para a biosfera”, diz Neuhӓuser. Mas, até mesmo milhares de anos-luz de distância, um evento semelhante recente pode causar estragos com os sistemas eletrônicos sensíveis que as sociedades avançadas dependem. O desafio agora é estabelecer o quão raro são tais picos de carbono-14, ou quantas vezes tais rajadas de radiação atingiu a Terra. Nos últimos 3.000 anos, a idade máxima de árvores vivas, hoje, apenas um evento parece ter ocorrido.
A imagem no topo da página é uma simulação de uma fusão de buracos negros empregar ambos os campos magnéticos e os efeitos do gás ionizado no disco de acreção (cores mais avermelhadas correspondem à maior densidade). Este quadro mostra a cena em duas órbitas da simulação. O campo magnético inicial do gás é amplificada por 100 vezes.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Estrela é capaz de gerar muitos planetas

Astrônomos do observatório Herschel da ESA descobriram uma estrela com massa suficiente para gerar 50 planetas do tamanho de Júpiter, apesar de ser vários milhões de anos mais velhas do que as demais estrelas que geralmente geram planetas.

© ESA/C. Carreau (ilustração de um disco estelar)

Os cientistas chegaram a essa conclusão após conseguirem medir de maneira precisa a massa do seu disco protoplanetário, um disco de material em volta de uma estrela, geralmente, recém-formada, que contém todos os ingredientes para a construção de planetas. Eles são compostos principalmente de hidrogênio gasoso molecular frio, que é altamente transparente e essencialmente invisível.

Utilizando esta técnica, uma massa substancial de gás foi detectada em um disco cercando TW Hydrae, uma estrela jovem de apenas 176 anos-luz de distância, na constelação de Hidra.

“Nós não esperávamos encontrar tanto gás em torno desta estrela de 10 milhões de anos de idade”, disse Edwin Bergin, professor da Universidade de Michigan e principal autor da pesquisa.

Segundo os astrônomos, esse tipo de disco maciço em torno da TW Hydrae é incomum para estrelas desta idade. Isso porque, dentro de alguns milhões de anos, mais material normalmente é incorporado à estrela central.

“Esta estrela tem uma massa muito maior do que a necessária para fazer nosso próprio Sistema Solar e poderia fazer um sistema muito mais exótico, com planetas mais massivos do que Júpiter”, acrescenta Bergin.

Em um estudo anterior do observatório Herschel, os cientistas já haviam identificado a TW Hydrae como uma estrela possuidora de um disco com água suficiente para encher o equivalente a milhares de oceanos da Terra.

Agora, o novo método revela que o volume de materiais disponíveis, incluindo água, pode ter sido subestimado neste e em outros sistemas.

“Com uma massa mais precisa, podemos aprender mais sobre esse sistema com relação a seu potencial de gerar planetas e a disponibilidade de ingredientes capazes de suportar um planeta com vida", acrescenta o professor Bergin.

Fonte: G1 e Nature

Medida exata da massa de buracos negros

Um grupo de cientistas europeus desenvolveu um novo método para determinar com exatidão a massa dos buracos negros localizados no centro das galáxias.

© NASA/ESA (galáxia NGC 4526)

O modelo permitiu aos pesquisadores calcularem que o buraco negro situado no núcleo da galáxia NGC 4526, a cerca de 55 milhões de anos luz da Terra, tem uma massa 450 milhões de vezes maior que a do Sol.

Para determinar a massa desse buraco negro, o grupo liderado por Timothy Davis, do Observatório Austral Europeu em Garching, na Alemanha, estudou os efeitos desse corpo celeste nas nuvens de gás molecular que o rodeiam.

Segundo os pesquisadores, é possível usar esse mesmo método para precisar a massa dos buracos negros no centro de muitas das galáxias próximas. Davis e sua equipe desenvolveram modelos que predizem o movimento das nuvens de gás diante da presença ou da ausência de um buraco negro. A partir da mudança de posição dos gases causada pelo buraco negro, é possível calcular sua massa.

Os buracos negros são regiões do espaço com uma concentração de massa tão elevada que seu campo gravitacional não permite que nada escape, nem mesmo a luz, o que dificulta qualquer medição direta de suas propriedades.

"O número de buracos negros que foram medidos com exatidão até agora é pequeno, e os métodos para fazer isso são limitados", argumentaram os cientistas. A estimativa exata da massa dos buracos negros facilitará a compreensão sobre como algumas galáxias se formaram.

As massas dos buracos negros no centro de galáxias guardam uma relação direta com uma série de propriedades das galáxias, o que sugere que ambos poderiam ter evoluído de forma conjunta.

Para fazer o cálculo, foi usada uma nova geração de interferômetros, que medem com maior precisão a luz de galáxias distantes que chega à Terra.

Graças a essa tecnologia, os pesquisadores que usaram, entre outros, o telescópio Alma, localizado no deserto chileno do Atacama, dizem que as medições podem se repetir com um tempo de observação de cerca de 5 horas.

"O uso de gás molecular como referência deve permitir estimar a massa de buracos negros em centenas de galáxias, muito mais do que é possível com as técnicas atuais", afirmaram os cientistas.

Fonte: G1 e Nature

A Nebulosa Escura Doodad

A encantadora Nebulosa Escura Doodad deriva através do céu do hemisfério sul da Terra, um alvo realmente tentador para aqueles que usam binóculos para observar o céu na constelação da Musca (Mosca).

© Ivan Eder (Nebulosa Escura Doodad)

A nuvem cósmica empoeirada é vista contra o rico campo estelar um pouco ao sul da proeminente nebulosa do Saco de Carvão e do Cruzeiro do Sul. Se esticando por aproximadamente 3 graus através da cena, a Nebulosa Escura Doodad parece estar pontuada na sua extremidade sul (parte inferior esquerda) pelo aglomerado globular estelar NGC 4372. Claro, que o aglomerado NGC 4372 flutua ao redor do halo da Via Láctea, um objeto de segundo plano localizado a 20.000 anos-luz de distância e que somente por coincidência junta-se à nossa visada para a Nebulosa Escura Doodad. A silhueta bem definida da Nebulosa Escura Doodad pertence à nuvem molecular da Musca, mas é melhor conhecida pelo seu apelido que foi pela primeira vez cunhado pelo escritor e astrofotógrafo Dennis di Cicco em 1986 enquanto observava o cometa Halley no deserto Outback Australiano. A Nebulosa Escura Doodad está a aproximadamente 700 anos-luz de distância e tem mais de 30 anos-luz de comprimento.

Fonte: NASA

Os anéis coloridos de Andrômeda

O redemoinho de poeira preenchendo a galáxia de Andrômeda se destaca de maneira colorida nessa nova imagem feita pelo observatório espacial Herschel.

© Herschel (galáxia de Andrômeda)

O brilho visto aqui vem dos comprimentos de onda mais longos, ou da parte mais distante final  do espectro infravermelho, dando assim aos astrônomos a chance de identificar a parte empoeirada mais fria da nossa vizinha galáxia. Esse comprimento de onda da luz se espalha de 250 a 500 mícron, que é aproximadamente um quarto da metade de um milímetro. A habilidade do Herschel de detectar a luz permite aos astrônomos observarem nuvens de poeira que estão a temperaturas de somente algumas dezenas de graus acima do zero absoluto. Essas nuvens são escuras e opacas nos comprimentos de onda mais curtos. A visão do Herschel também destaca partes empoeiradas entre os anéis concêntricos.

As cores na imagem acima foram realçadas para fazer com que fosse mais fácil vê-las, mas elas refletem as variações reais no dado. As nuvens mais frias são mais brilhantes nos comprimentos de onda mais longos, e são coloridas em vermelho aqui, enquanto que as mais quentes são tingidas de azul na imagem acima.

Esses dados integrados com os dados obtidos por outros observatórios, revelam que outras propriedades da poeira além simplesmente da temperatura, estão afetando a cor infravermelha da imagem. Aglomerações de grãos de poeira, ou mantos de gelo crescidos nos grãos em direção às partes mais externas da galáxia parecem contribuir para essas sutis variações nas cores.

Essas observações foram feitas pelo instrumento do Herschel, chamado de Spectral and Photometric Imaging Receiver (SPIRE). Os dados foram processados como parte de um projeto para melhorar os métodos de gerar mosaicos a partir das observações feitas com o SPIRE. A luz com um comprimento de onde de 250 mícron é renderizada em azul, a luz com 350 mícron em verde e a de 500 mícron em vermelho. A saturação das cores foi realçada para mostrar as pequenas diferenças nesses comprimentos de onda.

© Herschel (a fria galáxia de Andrômeda)

Nessa nova imagem da galáxia de Andrômeda feita pelo observatório espacial Herschel, linhas frias de formação de estrelas são reveladas com os maiores detalhes até hoje já vistos.

A galáxia de Andrômeda, também conhecida como M31, é a maior galáxia próxima da nossa Via Láctea, a uma distância de 2,5 milhões de anos-luz, fazendo dela um laboratório natural ideal para se estudar a formação das estrelas e a evolução da galáxia.

Sensível à luz do infravermelho distante vinda da fria mistura entre gás e poeira, o Herschel procura por nuvens de gás onde as estrelas nascem.

As regiões mais quentes como o bulbo central densamente povoado, sendo o lar de estrelas mais velhas, aparecem em azul.

Estruturas intrigantes estão presentes através dos 200000 anos-luz da extensão da galáxia com zonas de formação de estrelas organizadas em braços espirais e no mínimo cinco anéis concêntricos intercalados com vazios escuros onde a formação de estrelas está ausente.

A galáxia de Andrômeda abriga algumas centenas de bilhões de estrelas e mostra claramente que muito mais estrelas estão sendo geradas.

Fonte: NASA e ESA

No centro da Nebulosa Trífida

Nuvens de gás brilhante se misturam com as linhas de poeira da Nebulosa Trífida, uma região de formação de estrelas localizada na direção da constelação do Arqueiro (Sagittarius).

© Subaru/Hubble (Nebulosa Trífida)

No centro, as três proeminentes linhas de poeira que dão o nome de Trífida a essa nebulosa aparecem juntas. Montanhas de poeira opaca aparecem na parte direita da imagem, enquanto que outros filamentos escuros de poeira são visíveis percorrendo toda a nebulosa. Uma única estrela massiva visível no centro gera quase todo o brilho da Trífida. A Trífida, também conhecida como M20, só tem 300.000 anos de vida, fazendo dela uma das jovens nebulosas de emissão conhecida. A nebulosa localiza-se a aproximadamente 9.000 anos-luz de distância da Terra e a parte mostrada na imagem acima se espalha por aproximadamente 10 anos-luz. A imagem acima é uma composição feita com uma imagem obtida pelo telescópio Subaru de 8,2 metros em Terra, com detalhes fornecidos pelo telescópio espacial Hubble com seus 2,4 metros, com dados coloridos fornecidos por Martin Pugh e a montagem e o processamento da imagem realizado por Robert Gendler.

Fonte: NASA

Um peso pesado intergaláctico

A imagem profunda abaixo mostra o que é conhecido como um superaglomerado de galáxias, um grupo gigante de aglomerados de galáxias ligados entre si.

© ESO (aglomerados Abell 901 e 902)

Este, conhecido como Abell 901/902, é constituído por três aglomerados principais diferentes e um número de filamentos de galáxias, típicos de tais super estruturas. Um dos aglomerados, Abell 901a, pode ser visto por cima e um pouco à direita da estrela vermelha bastante proeminente que se encontra em primeiro plano, próximo do centro da imagem. Um outro, Abell 901b, está situado à direita de Abell 901a, um pouco mais abaixo. Por fim, o aglomerado Abell 902 encontra-se diretamente abaixo da estrela vermelha, estendendo-se para baixo na imagem.

O superaglomerado Abell 901/902 situa-se a um pouco mais de dois bilhões de anos-luz da Terra e contém centenas de galáxias numa região com cerca de 16 milhões de anos-luz de dimensão. Em termos de comparação, o Grupo Local de Galáxias, que contém a nossa Via Láctea, para além de mais outras 50 galáxias, tem uma dimensão de aproximadamente 10 milhões de anos-luz.

Esta imagem foi obtida com a câmara Wide Field Imager (WFI), montada no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, situado no Observatório de La Silla, no Chile. Em 2008, com dados do WFI e do Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA, astrônomos mapearam de modo preciso a distribuição de matéria escura no superaglomerado, mostrando que os aglomerados e as galáxias individuais que fazem parte da superestrutura se encontram no seio de enormes nodos de matéria escura. Para chegar a este resultado, os astrônomos observaram como é que a radiação emitida por 60 mil galáxias distantes, situadas atrás do aglomerado, era distorcida devido à influência gravitacional da matéria escura existente no aglomerado, e revelaram deste modo a sua distribuição. Pensa-se que a massa dos quatro nodos de matéria escura do Abell 901/902 seja cerca de 10 trilhões de vezes a do Sol.

Fonte: ESO

Estrelas que o vento apagou

Há algo misterioso sobre a evolução das galáxias anãs.

© ESO (galáxia anã Fornax)

Os astrônomos observam um número muito menor desses pequenos aglomerados de estrelas do que prevê a teoria atual de como o Universo se formou a partir de uma explosão ocorrida há 13,7 bilhões de anos, o Big Bang. Por essa razão, acredita-se que ou há algo de errado com essa teoria – opção cada vez menos aceita pelos especialistas –, ou algo aconteceu durante a formação dessas galáxias que as deixou tão vazias de estrelas que nem os mais poderosos telescópios conseguem observá-las.

Em um trabalho recém-aceito para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, um grupo de astrônomos brasileiros apresenta resultados que fortalecem a segunda hipótese e detalham um possível mecanismo que teria impedido algumas galáxias anãs de produzirem estrelas em abundância. Por meio de simulações de computador, Diego Falceta-Gonçalves, da Universidade de São Paulo (USP), e Luciana Ruiz, Gustavo Lanfranchi e Anderson Caproni, da Universidade Cruzeiro do Sul (Unicsul), propõem que uma série de explosões estelares ocorridas no início da formação das galáxias anãs teria expulsado delas quase todo o gás que serviria para gerar novas estrelas. Como consequência, elas se tornariam quase despovoadas.

Embora tenham ocorrido há mais de 13 bilhões de anos, pouco após a criação do Universo, essas explosões estelares podem ter deixado traços – diferenças na concentração de elementos químicos dentro e fora das galáxias – que podem ser verificados por meio de observações astronômicas e contribuir para confirmar ou refutar o modelo. “Nosso trabalho explica o que pode ter ocorrido tanto no interior da galáxia anã como entre os aglomerados de galáxias”, diz Lanfranchi.

As galáxias anãs existem em todo o Universo, orbitando galáxias maiores, como a nossa, a Via Láctea. Em geral, elas possuem centenas de milhões de estrelas – cerca de 0,1% do total encontrado na Via Láctea. Algumas ainda contêm gás e se mantêm capazes de gerar novas estrelas. Mas a maioria abriga apenas um grupo de estrelas velhas. Na Ursa Menor, uma das galáxias anãs que orbita a Via Láctea, por exemplo, a última estrela nasceu 9 bilhões de anos atrás.

De acordo com a teoria cosmológica corrente, segundo a qual o Universo nasceu há 13,7 bilhões de anos a partir de uma explosão inicial e vem expandindo desde então, as galáxias anãs foram os primeiros aglomerados de estrelas a se formar, em torno de 300 milhões de anos após o Big Bang. Galáxias maiores, do porte da Via Láctea, só começariam a surgir 1 bilhão de anos depois. Os astrônomos ainda debatem se as galáxias maiores surgiram da aglutinação de anãs ou se cresceram independentemente delas. Mas todos acreditam que as galáxias, grandes ou pequenas, nasceram do gás acumulado em regiões do espaço onde a matéria escura se concentrou.

© NASA/CXC/M. Weiss (a estrutura do Universo)

A matéria escura é uma substância invisível e de identidade ainda desconhecida. Ela permeia todo o espaço e só é percebida pela influência gravitacional que exerce no movimento de estrelas e galáxias. Pelas observações cosmológicas, deve existir de cinco a nove vezes mais matéria escura do que matéria normal no Universo. E as simulações computacionais baseadas na teoria do Big Bang sugerem que as galáxias maiores se formaram justamente nas regiões em que uma quantidade maior de matéria escura se aglomerou, os chamados halos.

Essas simulações também mostram que cada um desses grandes halos de matéria escura é cercado de uma constelação de centenas de halos menores, que, em princípio, deveriam originar galáxias anãs. Mas em vez de centenas, foram observadas apenas 26 delas orbitando a Via Láctea. “De acordo com as observações e as simulações, deve haver centenas de halos de matéria escura que não formaram quase nenhuma estrela”, comenta Lanfranchi.

Outro mistério a respeito das galáxias anãs é que a proporção entre a matéria normal e a escura é muito diferente daquela observada nas galáxias maiores. A massa do halo de matéria escura que envolve a Via Láctea é 10 vezes maior que a massa total de suas estrelas. Já as galáxias anãs estudadas têm de 20 até 3,4 mil vezes mais matéria escura que massa estelar. “Por alguma razão, foram formadas proporcionalmente muito menos estrelas nas galáxias anãs do que na Via Láctea”, diz Gonçalves.

Para esclarecer o passado das galáxias anãs, vários grupos de astrofísicos vêm desenvolvendo simulações de como teria evoluído a concentração inicial de gás e matéria escura que as originou. Todos os trabalhos sugerem que os protagonistas dessa história são as supernovas – as explosões que marcam o fim da vida de estrelas com massa muito elevada, dezenas de vezes maior que a do Sol. Segundo os modelos teóricos, as primeiras supernovas formadas nessas galáxias teriam transferido tanta energia para o gás no interior desses aglomerados de estrelas que terminaram por expulsá-lo para o meio intergaláctico. E, sem gás, a formação estelar teria sido interrompida.

Nenhuma simulação até agora, porém, havia chegado a um nível de detalhe suficiente para explicar exatamente como esse gás escaparia nem em que quantidade e em qual estágio da evolução galáctica. Os astrônomos brasileiros aceitaram então o desafio de simular o primeiro bilhão de anos das galáxias anãs da maneira mais realista possível, usando um código computacional desenvolvido pelo astrofísico polonês Grzegorz Kowal, da USP. Nas simulações os pesquisadores avaliaram 11 cenários possíveis para a evolução dessas galáxias, variando parâmetros como a distribuição de matéria escura e a taxa de formação de supernovas. Eles também levaram em conta detalhes como o surgimento aleatório das supernovas em várias regiões da galáxia e a quantidade de energia das explosões convertida em calor ou luz.

Apesar de controlarem os parâmetros de suas simulações, os pesquisadores não tinham como saber o resultado de antemão. “Conseguimos determinar quão rápido as galáxias perdem gás, dependendo de sua massa, da distribuição de matéria escura e da taxa de formação de supernovas”, explica Gonçalves.

Em todos os cenários, as simulações mostraram que as supernovas criam ventos que começam a expelir o gás da galáxia 100 milhões de anos após seu nascimento. No caso mais extremo, 88% do gás foi eliminado em 1 bilhão de anos. “A maioria dos halos acaba com poucas estrelas e se tornam invisíveis”, conta o pesquisador. “As galáxias que observamos hoje se formaram nos cenários em que o vento foi mais brando.”

Os pesquisadores imaginavam que o gás aquecido pelas supernovas superasse a atração gravitacional e escapasse da galáxia por ser impulsionado com muita energia, como um foguete lançado rumo ao espaço. Mas descobriram que não era sempre assim. De 5% a 40% do gás aquecido pelas explosões escapava em menos de 200 milhões de anos, mesmo sem energia para vencer a gravidade, ao flutuar no gás mais frio e mais denso a sua volta. “É mais como uma bexiga cheia de hélio, que sobe sozinha, sem ser lançada”, explica Gonçalves.

Esse fenômeno, conhecido como instabilidade de Rayleigh-Taylor, é o mesmo responsável pela elevação de gás quente em forma de cogumelo de uma explosão de bomba atômica. Na simulação dos brasileiros, as supernovas criam bolhas de gás quente ao seu redor, que migram para as camadas mais externas e frias da galáxia, se expandindo e se fundindo, formando canais por onde o gás escapa. Uma consequência importante desse fenômeno é que a composição do gás que sai das galáxias anãs não é a mesma do gás primordial, composto por elementos químicos leves (hidrogênio e hélio), os primeiros a surgirem no Universo. O gás que escapa é enriquecido com elementos químicos mais pesados, criados nas explosões das supernovas.

“Esses resultados são interessantes e devem ser confrontados com observações para verificar se a teoria está correta”, afirma o astrofísico Reinaldo de Carvalho, do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, estudioso da evolução das galáxias. Os pesquisadores esperam encontrar evidências do que ocorreu com as galáxias anãs ao investigar a composição química de suas estrelas. Para isso, estão analisando uma galáxia anã, a Ursa Menor. Eles planejam comparar as conclusões com a composição do meio intergaláctico, para onde teriam sido expelidos os elementos químicos mais pesados.

Fonte: FAPESP (Pesquisa)

Abrindo uma caixa cósmica de jóias

Os enxames estelares são, entre os objetos que se podem observar no céu, os mais interessantes visualmente e também os mais fascinantes em termos astrofísicos.

© ESO/VLT (enxame Caixa de Jóias)

Um dos mais espectaculares encontra-se no céu meridional, na constelação do Cruzeiro do Sul.

O enxame Kappa Crucis, também conhecido como NGC 4755, ou simplesmente a “Caixa de Jóias” é suficientemente brilhante para poder ser visto a olho nu. Deve o seu nome ao astrônomo inglês John Herschel, que nos anos 30 do século XIX, o observou através de um telescópio e o achou parecido uma peça de joalharia exótica, devido aos seus marcantes contrastes de cor entre estrelas azuis pálidas e estrelas de cor laranja.

Os enxames abertos, tais como o NGC 4755, contêm tipicamente alguns milhares de estrelas, ligeiramente ligadas gravitacionalmente.

Os enxames estelares abertos ou galácticos não devem ser confundidos com os enxames globulares, que são enormes bolas de dezenas de milhar de estrelas velhas que orbitam a nossa Galáxia e outras galáxias. Pensa-se que a maior parte das estrelas, incluindo o nosso Sol, se formaram em enxames abertos.

Uma vez que as estrelas se formaram todas ao mesmo tempo, a partir da mesma nuvem de gás e poeira, as suas idades e composições químicas são semelhantes, o que as torna laboratórios perfeitos para estudos de evolução estelar.

A posição do enxame entre campos ricos em estrelas e nuvens de poeira da Via Láctea austral é mostrada no campo bastante grande da imagem gerada a partir de dados do Digitized Sky Survey 2. Esta imagem inclui igualmente uma das estrelas do Cruzeiro do Sul e parte da imensa nuvem escura do Saco de Carvão. O Saco de Carvão é uma nebulosa escura no hemisfério sul, próxima do Cruzeiro do Sul, que pode ser observada a olho nu. Uma nebulosa escura não é a completa ausência de luz, é apenas uma nuvem interestelar de poeira espessa que obscurece a maior parte da radiação de fundo emitida no visível.

A combinação de imagens obtidas por três telescópios excepcionais, o VLT (Very Large Telescope) do ESO, o telescópio de 2,2 metros MPG/ESO que se encontra no observatório de La Silla, do ESO, e o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, permitiu observar o enxame estelar da Caixa de Jóias numa perspectiva completamente diferente. Esta imagem obtida com a câmara WFI (Wide Field Imager) montada no MPG/ESO mostra o enxame assim como a zona em seu redor, em todo o seu esplendor colorido. Com o grande campo de visão desta câmara podemos observar um grande número de estrelas. Muitas estão situadas por trás de nuvens de poeira da Via Láctea e por isso aparecem vermelhas. Se a radiação de uma estrela distante atravessar nuvens de poeira no espaço, a radiação azul é dispersada mais do que a vermelha. Como resultado, a radiação estelar emitida é mais vermelha quando chega à Terra. É igualmente este efeito que origina as gloriosas cores vermelhas durante o pôr-do-sol terrestre.

A Caixa de Jóias é muito colorida em imagens obtidas no visível, a partir da Terra. No entanto, observada a partir do espaço, com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, podemos captar radiação em comprimentos de onda mais curtos dos que os observados a partir do solo. Esta imagem do Hubble, do centro do enxame, representa a primeira imagem de um enxame estelar aberto que cobre o espectro electromagnético desde o ultravioleta longínquo ao infravermelho próximo. São visíveis nesta imagem várias estrelas supergigantes muito brilhantes de um azul pálido, uma solitária estrela supergigante vermelha rubi, e muitas outras estrelas menos brilhantes. As intrigantes cores de muitas das estrelas resultam da emissão de intensidades diferentes de radiação em diferentes comprimentos de onda do ultravioleta.

A grande variedade em brilho das estrelas no enxame deve-se ao fato das mais brilhantes terem 15 a 20 vezes mais massa do que o Sol, enquanto as mais fracas têm menos de metade da massa solar. As estrelas de maior massa brilham mais intensamente. Também envelhecem mais depressa e passam a estrelas gigantes muito mais depressa do que as suas irmãs menos brilhantes e de menor massa.

O enxame da Caixa de Jóias encontra-se a cerca de 6.400 anos-luz de distância e tem aproximadamente 16 milhões de anos.

Fonte: ESO

A galáxia espiral próxima NGC 4945

A grande galáxia espiral NGC 4945 é vista de lado na imagem abaixo perto do centro desse retrato cósmico galáctico.

© SSRO (galáxia espiral NGC 4945)

De fato, a NGC 4945 é quase do tamanho da nossa Via Láctea. Seu disco empoeirado, os jovens aglomerados estelares azuis e as regiões rosadas de formação de estrelas  se destacam nessa imagem telescópica colorida. Localizada a aproximadamente 13 milhões de anos-luz de distância na direção da expansiva constelação do hemisfério sul de Centaurus, a NGC 4945 é somente seis vezes mais distante do que a galáxia de Andrômeda, a galáxia espiral grande mais próxima da Via Láctea. Apesar da região central da galáxia estar em grande parte escondida da visão dos telescópios ópticos, observações feitas em raios X e em infravermelho indicam significantes emissões de alta energia e uma grande atividade de formação de estrelas no núcleo da NGC 4945. Seu núcleo obscuro, porém ativo, qualifica essa bela ilha do Universo como sendo uma galáxia Seyfert, e provavelmente abriga um buraco negro central supermassivo.

Fonte: NASA

Incendiando a escuridão

Uma nova imagem obtida pelo telescópio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) mostra uma bela vista de nuvens de poeira cósmica na região de Órion.

© APEX (região de Órion)

Embora estas nuvens densas interestelares pareçam escuras em imagens obtidas no visível, a câmara LABOCA (Large APEX BOlometer CAmera LABOCA) do APEX consegue detectar o calor emitido pelos grãos de poeira e revelar os locais secretos onde novas estrelas estão se formando. No entanto, uma destas nuvens escuras não é o que parece.

No espaço, nuvens densas de gás e poeira cósmica são os locais onde nascem novas estrelas. Na radiação visível, a poeira aparece-nos escura e obscurante, escondendo as estrelas que estão por trás. Tanto que, quando o astrônomo William Herschel observou uma destas nuvens na constelação do Escorpião em 1774, pensou que era uma região sem estrelas e teria até exclamado "Existe de fato aqui um buraco no céu!"

De modo a compreender melhor a formação estelar, os astrônomos utilizam telescópios que podem observar a maiores comprimentos de onda, tais como no domínio do submilimétrico, no qual os grãos de poeira escuros brilham em vez de absorverem radiação. O APEX, no Planalto do Chajnantor, nos Andes chilenos, é o maior telescópio composto por uma única antena parabólica, no hemisfério sul, a trabalhar no submilimétrico, o que o torna ideal para ajudar os astrônomos a estudar o nascimento das estrelas.

Situado na constelação de Órion, a 1.500 anos-luz de distância da Terra, o Complexo da Nuvem Molecular de Órion é a região mais próxima de nós onde se formam estrelas em grande número, contendo, por isso, um tesouro de nebulosas brilhantes, nuvens escuras e estrelas jovens. A nova imagem mostra apenas parte deste vasto complexo observado no visível, com as observações submilimétricas do APEX sobrepostas em tons de laranja brilhante, que parecem incendiar as nuvens escuras. Muitas vezes, os nós brilhantes observados pelo APEX correspondem a regiões mais escuras no visível; um sinal claro de uma nuvem densa de poeira que absorve radiação visível, mas que brilha nos comprimentos de onda submilimétricos, sendo possivelmente um local de formação estelar.

A região brilhante por baixo do centro da imagem é a nebulosa NGC 1999. Esta região, quando vista no visível, ou seja uma nebulosa de reflexão, onde o brilho azul pálido da radiação estelar de fundo é refletido pelas nuvens de poeira. A nebulosa é principalmente iluminada pela radiação energética emitida pela jovem estrela V380 Orionis, que se encontra no seu coração. A estrela V380 Orionis tem uma elevada temperatura à superfície, cerca de 10.000 Kelvin, quase o dobro da do nosso Sol. Estima-se que a sua massa seja 3,5 vezes a do Sol. No centro da nebulosa encontra-se uma zona escura, a qual se observa ainda melhor numa bem conhecida imagem do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, vista a seguir.

© Hubble (NGC 1999)

Normalmente, uma região escura como esta indicaria uma nuvem densa de poeira cósmica, obscurecendo as estrelas e a nebulosa por trás. No entanto, nesta imagem podemos ver que a região permanece estranhamente escura, mesmo quando incluímos as observações do APEX. Graças a estas observações do APEX, combinadas com observações no infravermelho, obtidas por outros telescópios, os astrônomos pensam que esta região é de fato um buraco ou cavidade na nebulosa, escavada pelo material que flui da estrela V380 Orionis. Desta vez, existe de fato um buraco no céu!

A região mostrada nesta imagem situa-se a cerca de dois graus a sul da enorme e bem conhecida nebulosa de Órion (Messier 42), a qual pode ser vista no limite superior da imagem de grande angular, no visível, do Digitized Sky Survey.

Fonte: ESO

Estrela Betelgeuse prestes a explodir

Os múltiplos arcos revelados na imagem que mostra Betelgeuse, a supergigante vermelha mais próxima da Terra, indicam que a estrela está se encaminhando para uma poderosa supernova, explosão que ocorre quando a vida de uma estrela massiva chega ao fim.

© Herschel (arco ao redor da estrela Betelgeuse)

A agência espacial europeia (ESA) registrou o processo de destruição com o telescópio espacial Herschel.

A estrela Betelgeuse, também chamada de Alfa Órion, é cerca de mil vezes maior que o Sol e tem um brilho aproximadamente 100 mil vezes mais forte. Localizada na constelação de Órion, pode ser vista a olho nu no céu noturno como uma estrela de cor vermelho-alaranjada à esquerda das chamadas Três Marias, que formam o cinturão da constelação de Órion. Betelgeuse marca o ombro direito do caçador.

A recém-divulgada imagem infravermelha mostra como os ventos da estrela estão colidindo contra o meio estelar em seu entorno, criando um choque em arco enquanto a supergigante se move pelo espaço à velocidade de aproximadamente 30 km/s. Uma série de arcos à frente da direção de deslocamento testemunha uma turbulenta história de perda de massa.

As supergigantes vermelhas como a Betelgeuse representam uma das últimas fases da vida de uma estrela de grande massa. Durante essa fase, de curta duração, a estrela aumenta de tamanho e expele as suas camadas exteriores para o espaço a uma taxa prodigiosa, emitindo enormes quantidades de material (correspondentes aproximadamente à massa do Sol) em apenas 10 mil anos, ou estimados 5 mil anos, no caso da Betelgeuse.

Fonte: ESA