A Nebulosa da Medusa e Sharpless 249

Normalmente fraca e elusiva, a Nebulosa da Medusa é vista neste mosaico telescópico fascinante.

© César Blanco González (IC 443 e Sharpless 249)

O cenário é guardado à direita e à esquerda por duas estrelas brilhantes, Mu (μ) e Eta (η) Geminorum, aos pés de um dos Gêmeos celestes, enquanto a Nebulosa da Medusa é a faixa de emissão mais brilhante em forma de arco, com os tentáculos oscilando abaixo e à direita do centro.

Na verdade, a medusa (ou água-viva) cósmica é parte do remanescente de supernova em formato de bolha chamado IC 443, a nuvem de detritos em expansão a partir de uma estrela massiva que explodiu. A luz da explosão chegou à Terra há mais de 30.000 anos. Assim como o remanescente de supernova da Nebulosa do Caranguejo, o seu primo nas “águas” da astrofísica, a Nebulosa da Medusa é conhecida por abrigar uma estrela de nêutrons, o remanescente do núcleo estelar que colapsou.

Uma nebulosa de emissão catalogada como Sharpless 249 preenche o campo na parte superior esquerda. A Nebulosa da Medusa está a cerca de 5.000 anos-luz de distância. A essa distância, esta imagem composta em banda estreita cobre uma extensão de aproximadamente 300 anos-luz.

Fonte: NASA

Uma surpresa no interior de uma nuvem

A imagem abaixo mostra a região da Via Láctea que se situa na constelação do Escorpião, perto do plano central da Galáxia.

© ESO/VVV Team/A. Guzmán (NGC 7822)

Esta região abriga uma densa nuvem de gás e poeira associada com a nuvem molecular IRAS 16562-3959, nuvem esta visível no centro da imagem como uma mancha laranja entre o rico campo de estrelas. A estrela brilhante embaixo à esquerda é conhecida por HD 153220.
Nuvens como estas são locais de nascimento de novas estrelas. No centro desta nuvem podemos ver, por trás do “véu” de gás e poeira, um objeto brilhante chamado G345.4938+01.4677. Trata-se de uma estrela muito jovem que está se formando, à medida que a nuvem colapsa sob a sua própria gravidade.
A jovem estrela é muito brilhante e pesada, cerca de 15 vezes mais massiva que o Sol, e foi objeto de um estudo que utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e que resultou em algumas descobertas surpreendentes. A equipe de astrônomos descobriu que a G345.4938+01.4677 possui um enorme disco de gás e poeira que a circunda e também uma corrente de matéria que flui para fora da estrela.
As teorias não prevêem que uma tal corrente de matéria ou um disco assim existam em torno de estrelas como a G345.4938+01.4677, já que a forte radiação emitida por estrelas jovens muito massivas empurraria o material para longe delas.
Esta imagem foi obtida com o telescópio do rastreio Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no deserto chileno do Atacama. É o maior telescópio de rastreio do mundo, com um espelho primário de mais de 4 metros de diâmetro. A imagem colorida foi obtida no âmbito do rastreio VVV, que é um dos seis grandes rastreios públicos destinados a mapear o céu austral.

Fonte: ESO

Estrelas e pilares de poeira na NGC 7822

Estrelas quentes e jovens, e pilares cósmicos de gás e poeira aparecem à multidão na NGC 7822.

© Francesco Antonucci (NGC 7822)

O objeto foi descoberto pelo astrônomo John Herschel em 1829. Na borda de uma gigantesca nuvem molecular na direção da constelação do norte, de Cepheus, essa brilhante região de formação de estrelas localiza-se a cerca de 3.000 anos-luz de distância da Terra. Dentro da nebulosa, bordas brilhantes e esculturas complexas de poeira, dominam essa detalhada paisagem cósmica realizada em luz infravermelha pelo Wide Field Infrared Survey (WISE) da NASA. A emissão atômica pelo gás do aglomerado é energizada pela radiação energética das estrelas quentes, das quais, poderosos ventos e luz, também esculpem e erodem as formas de pilar mais densas. As estrelas podem ainda estar se formando dentro dos pilares pelo colapso gravitacional, mas à medida que os pilares são erodidos, qualquer estrela em formação será cortada de seu reservatório de material estelar. Esse campo se espalha por cerca de 40 anos-luz considerando a distância estimada da NGC 7822.

Fonte: NASA

Um retrato da nebulosa NGC 281

Olhe através da nuvem cósmica catalogada como NGC 281 e você pode perder de vista as estrelas que fazem parte do aglomerado estelar aberto IC 1590.

© Martin Pugh (NGC 281)

Entretanto, formadas dentro da nebulosa, as estrelas massivas e jovens do aglomerado é que acabam por energizar o brilho nebular observado na imagem acima. As formas que chamam a atenção e que estão presentes nesse retrato da NGC 281 são colunas esculpidas e densos glóbulos de poeira, que são vistos com suas silhuetas destacadas, erodidos pelos intensos e energéticos ventos e pela radiação das estrelas quentes do aglomerado. Se essas feições empoeiradas sobreviverem por um tempo suficiente, elas podem também se transformarem nos locais para uma futura formação de estrelas. Também chamada de Nebulosa do Pacman, por sua forma geral, a NGC 281 localiza-se a cerca de 10.000 anos-luz de distância da Terra, na constelação da Cassiopeia. Essa imagem nítida foi feita através de filtros de banda curta, combinando a emissão dos átomos de hidrogênio, enxofre e oxigênio da nebulosa representados respectivamente nas cores verde, vermelho e azul. Ela se espalha por cerca de 80 anos-luz considerando a distância estimada da NGC 281.

Fonte: NASA

Sondas Van Allen descobrem barreira impenetrável no espaço

Cientistas descobriram que duas zonas de radiação fervilhante que rodeiam a Terra, chamadas Cinturão de Van Allen, contêm uma barreira quase impenetrável que impede os elétrons mais rápidos e energéticos de chegar à Terra.

© NASA/Scientific Visualization Studio (partículas se movendo através do Cinturão de Van Allen)

A animação acima ilustra como as partículas se movem através do Cinturão de Van Allen. A esfera no meio mostra uma nuvem de material mais frio chamada plasmasfera. Novas pesquisas mostram que a plasmasfera ajuda a manter os elétrons altamente energéticos e rápidos, do Cinturão de radiação de Van Allen, longe da Terra.

O Cinturão de radiação de Van Allen é uma coleção de partículas carregadas, reunidas pelo campo magnético da Terra. Pode aumentar e diminuir em resposta à energia recebida do Sol, por vezes inchando o suficiente para expor os satélites em órbita baixa da Terra à radiação prejudicial. A descoberta do coletor, que atua como uma barreira dentro do cinturão, foi feita pelas sondas Van Allen da NASA, lançadas em Agosto de 2012 para estudar a região.

"Esta barreira para elétrons ultra-rápidos é uma característica marcante do cinturão," afirma Dan Baker, cientista espacial da Universidade do Colorado em Boulder, EUA, e autor principal do estudo. "Fomos capazes de a estudar pela primeira vez, porque nunca tivemos medições tão precisas desses elétrons altamente energéticos até agora."

A compreensão do que dá ao cinturão de radiação a sua forma e do que pode afetar o modo como incham ou encolhem, ajuda os cientistas a prever o aparecimento dessas alterações. Tais previsões podem ajudar os cientistas a proteger os satélites na área da radiação.

O Cinturão de Van Allen foi a primeira descoberta da era espacial, medidas com o lançamento do primeiro satélite americano, o Explorer 1, em 1958. Nas décadas seguintes, foi poss´vel descobrir que o tamanho do cinturão pode mudar, até pode fundir-se ou mesmo separar-se ocasionalmente em três cinturões. Mas geralmente o cinturão interno estende-se entre os 650 e os 9.650 km acima da superfície da Terra e o cinturão exterior entre os 13.500 e os 58.000 km acima da superfície da Terra.

Uma zona de espaço quase vazio normalmente separa os cinturões. Mas, o que os mantém separados? Porque é que existe uma região entre os cinturões, sem elétrons?

É aqui que entra a barreira recém-descoberta. Os dados das sondas Van Allen mostram que a borda interna do cinturão exterior é altamente pronunciada. Para os elétrons mais rápidos e energéticos, esta orla é uma fronteira que, em circunstâncias normais, os elétrons simplesmente não conseguem penetrar.

"Quando estudamos os elétrons altamente energéticos, notamos que eles só chegam até uma certa distância da Terra," afirma Shri Kanekal, cientista-adjunto da missão das sondas Van Allen no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, e co-autor do estudo.

A equipe analisou as possíveis causas. Foi determinado que as transmissões geradas por humanos não eram a causa da barreira. Também foi analisado as causas físicas. Será que a própria forma do campo magnético da Terra cria esta fronteira? Os cientistas estudaram mas eliminaram essa possibilidade. E no que toca à presença de outras partículas espaciais? Parece ser esta a causa mais provável.

Os cinturões de radiação não são as únicas estruturas de partículas ao redor da Terra. Uma nuvem gigante de partículas carregadas e relativamente frias, a plasmasfera, preenche a região mais exterior da atmosfera da Terra, começando a partir dos 960 km e estendendo-se parcialmente até ao cinturão exterior de Van Allen. As partículas no limite exterior da plasmasfera fazem com que as partículas n cinturão exterior de radiação se dispersem, removendo-as do cinturão.

Este efeito de dispersão é bastante fraco e pode não ser suficiente para manter os elétrons na orla no lugar, à exceção de um capricho de geometria: os elétrons do cinturão de radiação movem-se incrivelmente rápido, mas não em direção à Terra. Em vez disso, movem-se em círculos gigantes em torno da Terra. Os dados das sondas Van Allen mostram que na direção da Terra, os elétrons mais energéticos têm muito pouco movimento, se é que o têm, apenas uma deriva lenta e sutil que ocorre ao longo de meses. Este é um movimento tão lento e fraco que pode ser repelido pela dispersão provocada pela plasmasfera.

Isto também ajuda a explicar por que sob condições extremas, quando um vento solar especialmente forte ou uma erupção solar gigante, como uma ejeção de massa coronal, envia nuvens de material para o espaço próximo da Terra, os elétrons do cinturão exterior podem ser empurrados para a região normalmente vazia entre os cinturões.

"A dispersão devida à plasmapausa é forte o suficiente para criar uma parede na borda interna do cinturão exterior de Van Allen," afirma Baker. "Mas um evento solar forte faz com que a fronteira da plasmasfera se mova para dentro."

Uma entrada maciça de matéria do Sol pode corroer a plasmasfera exterior, movendo os seus limites para dentro e permitindo com que os elétrons dos cinturões de radiação também se movam mais para perto da Terra.

Um artigo sobre estes resultados foi publicado na edição online da revista Nature.

Fonte: NASA

Novo método para medir distâncias até às galáxias

Uma equipe de cientistas liderada por Sebastian Hoeing, da Universidade de Southampton na Inglaterra, mediu com precisão a distância para a galáxia próxima NGC 4151, usando o interferômetro do Observatório W. M. Keck.

© NASA (galáxia NGC 4151)

A equipe empregou uma nova técnica que permite efetuar a medida de distâncias precisas às galáxias localizadas a dezenas de milhões de anos-luz de distância.

A nova técnica é similar àquela usada para medir o tamanho físico e angular, ou aparente, de um objeto distante, para calcular a sua distância da Terra.

Distâncias previamente reportadas para a NGC 4151, que contém um buraco negro supermassivo, variavam de 4 a 29 megaparsecs (13 a 94,5 milhões de anos-luz), mas usando essa nova técnica mais precisa, os pesquisadores calcularam a distância até o buraco negro supermassivo, como sendo de 19 megaparsecs (62 milhões de anos-luz).

A galáxia NGC 4151 é também chamada de Olho de Sauron, devido à sua similaridade ao que aparece no filme da trilogia Senhor dos Anéis. Como na famosa saga, o anel tem um papel crucial nessa nova medida. Todas as grandes galáxias no Universo abrigam um buraco negro supermassivo em seu centro, e em cerca de 10% de todas as galáxias, esses buracos negros supermassivos estão crescendo e englobando uma grande quantidade de gás e poeira do ambiente ao redor. Nesse processo, o material é aquecido e torna-se muito brilhante, sendo as fontes mais energéticas de emissão no Universo, conhecidas como Núcleo Galáctico Ativo (AGN).

Essa poeira quente forma um anel ao redor do buraco negro supermassivo e emite radiação infravermelha, que os pesquisadores usam como régua. Contudo, sendo o tamanho aparente do anel do Olho de Sauron é muito pequeno, as observações são realizadas usando o interferômetro do Keck, que combina os telescópios gêmeos de 10 metros do Observatório Keck, os maiores telescópios na Terra, para alcançar o poder de resolução de um telescópio de 85 metros.

Para medir o tamanho físico do anel empoeirado, os pesquisadores mediram o intervalo de tempo entre a emissão da luz próxima do buraco negro e da emissão de infravermelho mais distante. A distância do centro para a poeira quente é simplesmente o intervalo de tempo dividido pela velocidade da luz.

Combinando o tamanho físico do anel de poeira com o tamanho aparente medido com o interferômetro do Keck, os pesquisadores foram capazes de determinar a distância precisa até a NGC 4151.

“Uma das principais descobertas é que a distância determinada dessa nova maneira é bem precisa, com 90% de precisão”, disse Hoening. “De fato, esse método, baseado em princípios geométricos simples, nos dá as distâncias mais precisas para as galáxias remotas. Além disso, ele pode ser prontamente usado em muito mais fontes do que os métodos atuais. Essas distâncias são fundamentais para se poder estimar os parâmetros cosmológicos que caracterizam o nosso Universo ou em medidas precisas das massas dos buracos negros. Nossa nova técnica de medir as distâncias, implica que essas massas podem ter sido sistematicamente subestimadas em 40%”.

Hoening, juntamente com seus colegas na Dinamarca e no Japão, está atualmente ajustando um novo programa para estender o trabalho para muito mais AGNs. O objetivo é estabelecer as distâncias precisas para dezenas de galáxias usando essa técnica e usá-las para restringir os parâmetros cosmológicos dentro de uma pequena porcentagem. Combinada com outras medidas, essa nova técnica fornece um entendimento melhor sobre a história de expansão do Universo.

Fonte: Astronomy

Objeto exótico na galáxia anã Markarian 177

Uma equipe internacional de pesquisadores, analisando décadas de observações feitas com muitas instalações, incluindo o satélite Swift da NASA, descobriram uma fonte incomum de luz numa galáxia localizada a cerca de 90 milhões de anos-luz de distância da Terra.

© Sloan Digital Sky Survey (Markarian 177 e SDSS1133)

A imagem acima mostra a galáxia anã Markarian 177 (centro) e a fonte incomum SDSS1133 (azul).

As propriedades curiosas do objeto fazem com que ele se ajuste bem a um buraco negro supermassivo ejetado de sua galáxia hospedeira depois da fusão com outro buraco negro gigante. Mas os astrônomos não podem ainda descartar uma possibilidade alternativa. A fonte, chamada de SDSS1133, pode ser a parte remanescente de uma estrela massiva que entrou em erupção por um período de tempo antes de se destruir completamente numa explosão de supernova.

“Com os dados que nós temos em mãos, nós não podemos distinguir entre esses dois cenários”, disse o pesquisador líder Michaeil Koss, um astrônomo no ETH Zurich, o Swiss Federal Institute of Technology. “Uma descoberta incrível feita com o Swift da NASA é que o brilho da SDSS1133 tem mudado pouco na luz óptica e na luz ultravioleta por uma década, o que não é algo típico de se ver numa remanescente de supernova jovem”.

Neste estudo realizado por Koss e seus colegas foi relatado que a fonte tinha brilhado de forma significante na luz visível durante os últimos seis meses, uma tendência que, se mantida, poderá reforçar a interpretação do buraco negro. Para analisar o objeto em maiores detalhes, a equipe está planejando fazer observações no ultravioleta com o instrumento Cosmic Origins Spectrograph a bordo do telescópio espacial Hubble, em Outubro de 2015.

O que quer que a SDSS1133 seja, ela é uma fonte persistente. A equipe foi capaz de detectá-la em pesquisas que datam mais de 60 anos.

O misterioso objeto é parte da galáxia anã Markarian 177, localizada na concha do asterismo de Big Dipper, um padrão de estrelas bem conhecido da constelação de Ursa Major. Embora buracos negros supermassivos normalmente ocupem os centros galácticos, a SDSS1133 está localizada a no mínimo 2.600 anos-luz do centro de sua galáxia hospedeira.

Em Junho de 2013, os pesquisadores obtiveram imagens de alta resolução no infravermelho próximo, do objeto, usando o telescópio de 10 metros Keck II no Observatório W.M. Keck no Havaí. Essas imagens revelaram que a região de emissão da SDSS1133 tem menos de 40 anos-luz de diâmetro e que o centro da Markarian 177 mostra evidências de formação estelar intensa e outros aspectos indicando uma perturbação recente.

© L. Blecha/W. M. Keck Observatory/M. Koss (simulação e Keck II)

A imagem acima mostra uma simulação de duas galáxias em colisão (à esquerda), contendo buracos negros supermassivos coalescentes, resultando no buraco negro maior (ponto, inferior esquerdo) lançado em uma órbita alongada. O quadro (à direita) captado no infravermelho próximo pelo Keck II mostra a galáxia anã Markarian 177 e a fonte SDSS1133 (canto inferior esquerdo).

“Nós suspeitamos que estejamos vendo a consequência de uma fusão de duas galáxias pequenas e de seus buracos negros”, disse a co-autora Laura Blecha, uma Einstein Fellow do Departamento de Astronomia da Universidade de Maryland e teórica líder na simulação de recuos, ou “chutes”, em buracos negros em fusão. “Astrônomos pesquisando por buracos negros em recuo têm sido incapazes de confirmar uma detecção, consequentemente encontrar uma dessas fontes seria  uma grande descoberta”.

A colisão e a fusão de duas galáxias, corrompe suas formas e resulta em novos episódios de formação de estrelas. Se cada galáxia possui um buraco negro supermassivo central, eles formarão um par binário unido no centro da galáxia fundida, antes de finalmente se aglutinarem.

Buracos negros em fusão lançam uma grande quantidade de energia na forma de radiação gravitacional, uma consequência da teoria da gravidade de Einstein. Ondas na fábrica do espaço-tempo, criam oscilações em todas as direções a partir das massas em aceleração. Se ambos buracos negros, possuem a mesma massa e rotação, a fusão emite ondas gravitacionais uniformemente em todas as direções. Mais provavelmente, as massas dos buracos negros, e as rotações serão diferentes, levando a uma emissão não uniforme de ondas gravitacionais que lança o buraco negro para a direção oposta.

O “chute” pode ser forte o suficiente para fazer com que o buraco negro seja totalmente expulso de sua galáxia hospedeira, colocando-o numa deriva eterna através do espaço intergaláctico. Mais tipicamente, um “chute” enviará o objeto em uma órbita alongada. Apesar da sua recolocação, o buraco negro ejetado irá reter qualquer gás quente armadilhado ao seu redor e continuará brilhando à medida que se move ao longo de sua nova trajetória até que todo o gás seja consumido.

Se a SDSS1133 não é um buraco negro, então ela pode ser um tipo bem incomum de estrela, conhecido como Luminous Blue Variable (LBV). Essas estrelas massivas passam por erupções episódicas que enviam grande quantidade de massa no espaço muito tempo depois de explodirem. Interpretada dessa maneira, a fonte SDSS1133 representaria as erupções de mais longo período de uma LBV já observada, seguindo por uma explosão terminal de supernova, cuja a luz atingiu a Terra em 2001.

A comparação mais próxima na nossa galáxia, é o sistema binário massivo Eta Carinae, que inclui uma estrela variável azul contendo cerca de 90 vezes a massa do Sol. Entre 1838 e 1845, o sistema passou por uma explosão que ejetou no mínimo 10 massas solares e fez com que ela se tornasse a segunda estrela mais brilhante do céu. Ela então passou por uma erupção menor nos anos de 1890.

Nesse cenário alternativo, a SDSS1133 deve ter estado em erupção contínua de no mínimo 1950 a 2001, quando ela atingiu o pico de brilho e se transformou em supernova. A resolução espacial e a sensibilidade dos telescópios antes de 1950 eram insuficientes para detectar a fonte. Mas se ela foi uma erupção de LBV, o registro atual mostra que ela é a maior e mais persistente erupção já observada. Uma interação entre o gás ejetado e a onda da explosão poderia explicar o brilho constante do objeto na luz ultravioleta.

Se essa fonte SDSS1133 é um buraco negro supermassivo expulso de sua galáxia, ou uma rara estrela no seu ato final, ela é certamente algo que os astrônomos nunca viram antes.

O estudo foi publicado na edição de 21 de Novembro de 2014 do periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Uma concentração colorida de estrelas de meia-idade

O telescópio MPG/ESO de 2,2 metros instalado no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, captou uma bonita imagem colorida do aglomerado estelar brilhante NGC 3532.

© ESO (aglomerado aberto NGC 3532)

Algumas das estrelas ainda brilham numa cor quente azulada, mas muitas das mais massivas já tornaram-se gigantes vermelhas e brilham em tons de laranja.

O NGC 3532 é um aglomerado aberto situado a cerca de 1.300 anos-luz de distância na constelação de Carina (a Quilha do navio Argos). Este aglomerado é conhecido de modo informal por aglomerado do Poço dos Desejos, já que faz lembrar moedas de prata espalhadas, lançadas num poço. Também é, às vezes, chamado aglomerado da Bola de Futebol Americano, embora esta designação dependa do país em que se vive. Este nome tem origem na sua forma oval, que faz lembrar uma bola de rugby aos cidadãos das nações que praticam este esporte.
Este aglomerado estelar muito brilhante pode facilmente ser visto a olho nu a partir do hemisfério sul. Foi descoberto pelo astrônomo francês Nicolas Louis de Lacaille quando observava na África do Sul em 1752 e catalogado três anos mais tarde, em 1755. Trata-se de um dos aglomerados abertos mais espetaculares de todo o céu.
O NGC 3532 cobre uma área no céu que é quase duas vezes o tamanho da Lua Cheia. Foi descrito como um aglomerado rico em binários de estrelas por John Herschel, que observou “várias estrelas duplas elegantes” neste local durante a sua estadia no sul de África na década de 1830. Adicionalmente, e muito mais relevante como história recente, o NGC 3532 foi o primeiro alvo a ser observado pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, em 20 de maio de 1990.
Este grupo de estrelas tem cerca de 300 milhões de anos de idade, sendo por isso de meia-idade nos padrões de aglomerados estelares abertos. Estrelas com massas muito maiores que a do Sol têm vidas que duram apenas alguns milhões de anos. Estima-se que o Sol viva cerca de 10 bilhões de anos e estrelas de baixa massa viverão durante centenas de bilhões de anos, muito mais do que a atual idade do Universo. As estrelas do aglomerado que iniciaram as suas vidas com massas moderadas ainda se encontram brilhando intensamente em tons azuis-esbranquiçados, mas as estrelas mais massivas gastaram já todo o seu combustível de hidrogênio e transformaram-se em estrelas gigantes vermelhas. O resultado é que o aglomerado parece rico tanto em estrelas azuis como em estrelas laranjas. As estrelas mais massivas no aglomerado original viveram já as suas breves mas muito brilhantes vidas, tendo explodido em supernovas há muito tempo. Existem também numerosas estrelas mais tênues e portanto menos óbvias. São estrelas de massas menores que vivem vidas mais longas e brilham em tons amarelos e vermelhos.O  NGC 3532 tem cerca de 400 estrelas no total. 
O céu de fundo, situado numa região rica da Via Láctea, encontra-se inundado de estrelas. Vemos também algum gás vermelho brilhante e faixas sutis de poeira que bloqueiam a radiação emitida por estrelas mais distantes. Este gás e poeira provavelmente não estão ligados ao aglomerado propriamente dito, o qual tem idade suficiente para ter "varrido" já há muito tempo atrás qualquer material que tivesse restado no seu meio circundante.

Fonte: ESO

A influência do Sol sobre a Grande Mancha Vermelha de Júpiter

De acordo com uma nova análise de dados da missão Cassini da NASA, a cor avermelhada da Grande Mancha Vermelha (GMV) de Júpiter é provavelmente um resultado de produtos químicos simples quebrados pela luz solar na atmosfera superior do planeta.

© NASA/JPL-Caltech/Space Science Institue (Grande Mancha Vermelha de Júpiter)

Os resultados contradizem a outra teoria principal para a origem da cor marcante da mancha, que os produtos químicos avermelhados vêm de baixo das nuvens de Júpiter.

Os resultados foram apresentados há duas semanas por Kevin Baines, cientista da missão Cassini no JPL da NASA em Pasadena, Califórnia, durante uma reunião da Divisão para Ciência Planetária da Sociedade Astronômica Americana em Tucson, no estado americano do Arizona.

Baines e os colegas Bob Carlson e Tom Momary, também do JPL, chegaram às suas conclusões usando uma combinação de dados da passagem rasante da Cassini por Júpiter em 2000 e experiências de laboratório.

Em laboratório, os pesquisadores produziram amônia e acetileno, produtos químicos que se sabe existirem em Júpiter, com luz ultravioleta, para simular os efeitos do Sol sobre estes materiais nas alturas extremas das nuvens da Grande Mancha Vermelha. Isto produziu um material avermelhado, que a equipe comparou com a GMV, observada pelo instrumento VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) da Cassini. Eles descobriram que as propriedades de dispersão da luz da sua mistura química têm uma boa correspondência com um modelo da Grande Mancha Vermelha onde o material de cor vermelha está confinado às zonas superiores deste ciclone gigantesco.

"Os nossos modelos sugerem que a maior parte da Grande Mancha Vermelha tem na verdade uma cor muito sem graça, por baixo de uma nuvem superior de material avermelhado," acrescenta Baines. "Por baixo da 'queimadura' solar vermelha as nuvens são provavelmente esbranquiçadas ou acinzentadas." Um agente de coloração confinado ao topo das nuvens seria inconsistente com a teoria concorrente, que postula que a cor vermelha da mancha é devida à ressurgência de produtos químicos formados nas profundezas das camadas de nuvens. Se o material vermelho fosse transportado a partir de baixo, deveria também estar presente em outras altitudes, o que tornaria a mancha ainda mais vermelha.

Júpiter é composto quase inteiramente por hidrogênio e hélio, com apenas um punhado de outros elementos. Os cientistas estão interessados em compreender que combinações de elementos são responsáveis pelos tons observados nas nuvens de Júpiter, pois isso iria fornecer mais informações sobre a composição do planeta gigante.

Baines e colegas inicialmente quiseram determinar se a cor da GMV derivava da quebra de uma molécula mais complexa, induzida pelo Sol, hidrosulfeto de amônio, presente numa das camadas principais das nuvens de Júpiter. Rapidamente descobriram que, em vez de uma cor avermelhada, a sua experiência produzia um brilhante tom esverdeado. Este resultado negativo surpreendente levou os cientistas a tentar combinações simples de amónia com hidrocarbonetos, comuns a altas altitudes de Júpiter. A quebra da amônia e do acetileno com luz ultravioleta acabou por melhor corresponder aos dados recolhidos pela Cassini.

A Grande Mancha Vermelha é uma característica da atmosfera superior de Júpiter, tão grande quanto duas Terras. Júpiter possui três camadas principais de nuvens, que ocupam altitudes específicas nos seus céus; da mais alta para a mais baixa, estas são: nuvens de amônia, de hidrosulfeto de amônio e de água.

Quanto ao porquê da intensa cor vermelha, vista apenas na GMV e em outras manchas mais pequenas no planeta, os pesquisadores pensam que a altitude desempenha um papel fundamental. "A Grande Mancha Vermelha é extremamente alta. "Ela atinge altitudes muito mais altas do que as nuvens em outros lugares de Júpiter," comenta Baines.

As grandes alturas da mancha tanto ativam como reforçam a vermelhidão. Os seus ventos transportam partículas geladas de amônia para mais alto na atmosfera do que o habitual, onde são expostas a muito mais radiação ultravioleta do Sol. Além disso, a natureza de vórtice do local confina as partículas, impedindo-as de escapar. Isto faz com que a vermelhidão do topo das nuvens da mancha aumente para além do que de outra forma seria de esperar.

Outras áreas de Júpiter exibem uma paleta mista de laranjas, castanhos e até mesmo tons de vermelho. Baines diz que estes locais têm nuvens altas e brilhantes, que se sabe serem muito mais finas, permitindo observar as profundezas da atmosfera onde existem substâncias mais coloridas.

Fonte: NASA

O coração de Mira A e da sua companheira

O estudo de estrelas gigantes vermelhas ajuda os astrônomos a compreender melhor o futuro do nosso Sol, e como é que gerações anteriores de estrelas espalharam pelo Universo os elementos necessários à vida.

© ESO (o coração de Mira A e da sua companheira)

Uma das gigantes vermelhas mais famosas do céu chama-se Mira A e faz parte do sistema binário Mira, o qual se situa a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra. Esta imagem obtida pelo ALMA revela a vida secreta de Mira.
Mira A é uma estrela velha, que já começa a lançar para o espaço, para “reciclagem”, os produtos de uma vida inteira de trabalho. A companheira de Mira A, chamada Mira B, orbita-a a uma distância que corresponde a duas vezes a distância entre o Sol e Netuno.
Sabe-se que Mira A possui um vento estelar lento que molda delicadamente o material circundante. O ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) confirmou agora que a companheira de Mira A é uma estrela muito diferente, com um vento estelar muito diferente também. Mira B é uma anã branca densa e quente com um vento estelar forte e rápido.
As novas observações mostram como os ventos estelares das duas estrelas deram origem a uma nebulosa complexa e bonita. A bolha em forma de coração situada no centro é criada pelo vento energético de Mira B no interior do vento estelar mais lento de Mira A. O coração, formado em algum lugar nos últimos 400 anos, e o resto do gás que circunda o par de estrelas mostram que estes objetos têm estado já há algum tempo construindo juntos este bonito e estranho ambiente.
Ao observar estrelas como Mira A e Mira B os cientistas esperam descobrir como é que as estrelas duplas da nossa galáxia diferem de estrelas isoladas, no sentido de saber como é que estes objetos devolvem ao ecossistema estelar da Via Láctea os elementos que criaram. Apesar da distância entre si, Mira A e a sua companheira exercem um enorme efeito uma sobre a outra, demonstrando assim como é que as estrela duplas podem influenciar o ambiente que as rodeia e deixando pistas para os cientistas decifrarem.
Existem outras estrelas velhas no final das suas vidas que têm também um meio circundante estranho, como os astrônomos têm vindo a observar tanto com o ALMA como com outros telescópios. No entanto, nem sempre é claro se as estrelas são isoladas, como o Sol, ou duplas, como Mira. Mira A, a sua misteriosa companheira e a sua bolha em forma de coração fazem todas parte desta história.
As novas observações de Mira A e da sua companheira foram descritas neste mês num artigo científico no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

M1: A Nebulosa do Caranguejo

A Nebulosa do Caranguejo é catalogada como M1, o primeiro objeto da famosa lista de Charles Messier realizada no século 18.

© Martin Pugh (M1)

A Nebulosa do Caranguejo, também conhecida como NGC 1952, é uma remanescente de supernova, restos da explosão da morte de uma estrela massiva, testemunhado por astrônomos chineses e árabes no ano de 1054. Esta, vista telescópica terrestre utiliza dados de banda estreita para captar a emissão de oxigênio ionizado e átomos de hidrogênio (em azul e vermelho) e explorar os filamentos emaranhados dentro da nuvem ainda em expansão. Um dos objetos mais exóticos conhecidos na astronomia moderna, o Pulsar do Caranguejo, uma estrela de nêutrons que gira 30 vezes por segundo, é visível como um ponto brilhante perto do centro da nebulosa. Como um dínamo cósmico, este objeto emite pulsos de radiação desde as ondas de rádio aos raios gama com uma taxa de rotação de 30,2 vezes por segundo. Abrangendo cerca de 12 anos-luz, a Nebulosa do Caranguejo está a apenas 6.500 anos-luz de distância na constelação do Touro.

Fonte: NASA

LDN 988: Nebulosa escura em Cisne

Obscurecendo os ricos campos estelares do norte de Cygnus (Cisne), a nebulosa escura LDN 988 encontra-se perto do centro desse horizonte cósmico.

© Bob Franke (LDN 988)

Composta com telescópio e câmera, a cena é de cerca de 2 graus de diâmetro. Isso corresponde a 70 anos-luz da distância estimada de 2.000 ano-luz da LDN 988. Estrelas estão se formando dentro da LDN 988, que faz parte de um amplo complexo de nuvens moleculares empoeiradas ao longo do plano da Via Láctea, por vezes chamado de Saco de Carvão do Norte. Na verdade, nebulosidades associados com jovens estrelas são abundantes na região, incluindo a estrela variável V1331 Cygni mostrado na inserção em destaque. Na ponta de um longo filamento empoeirado e parcialmente cercada por uma nebulosa de reflexão curva, a V1331 Cygni estrela T-Tauri, uma estrela parecida com o Sol ainda nos estágios iniciais de formação.

Fonte: NASA

Alinhamento misterioso de quasares ao longo de bilhões de anos-luz

Novas observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO, no Chile, revelaram alinhamentos nas maiores estruturas descobertas no Universo até hoje.

© Illustris Collaboration (simulação da estrutura em grande escala)

Uma equipe de pesquisa europeia descobriu que os eixos de rotação dos buracos negros centrais supermassivos numa amostra de quasares encontram-se paralelos entre si ao longo de distâncias de bilhões de anos-luz. A equipe descobriu também que os eixos de rotação destes quasares tendem a alinhar-se com as enormes estruturas da rede cósmica onde residem.

Os quasares são núcleos de galáxias onde existem buracos negros supermassivos muito ativos. Estes buracos negros encontram-se rodeados de discos de matéria em rotação extremamente quente, que é muitas vezes ejetada na direção dos seus eixos de rotação. Os quasares podem brilhar mais intensamente que todas as estrelas da galáxia onde se encontram.
Uma equipe liderada por Damien Hutsemékers da Universidade de Liège, na Bélgica, utilizou o instrumento FORS, montado no VLT, para estudar 93 quasares que se sabia formarem enormes grupos espalhados ao longo de bilhões de anos-luz, e que são observados quando o Universo tinha cerca de um terço da sua idade atual.
“A primeira coisa estranha em que reparamos foi que alguns dos eixos de rotação dos quasares estavam alinhados uns com os outros, apesar destes quasares se encontrarem separados de bilhões de anos-luz”, disse Hutsemékers.
A equipe foi mais longe e investigou se estes eixos de rotação estariam de algum modo ligados, não apenas entre si, mas também com a estrutura em larga escala do Universo nessa época.
Quando os astrônomos observaram a distribuição de galáxias em escalas de bilhões de anos-luz, descobriram que estes objetos não se encontram uniformemente distribuídos, mas formam uma rede cósmica de filamentos e nós em torno de enormes vazios onde as galáxias são mais escassas. Este intrigante arranjo de matéria é conhecido por estrutura em larga escala.
Os novos resultados do VLT indicam que os eixos de rotação dos quasares tendem a posicionar-se paralelamente às estruturas de larga escala, nas quais se encontram, ou seja, se os quasares se encontram num filamento comprido, os spins dos seus buracos negros centrais apontarão na direção do filamento. Os pesquisadores estimam que a probabilidade destes alinhamentos serem simplesmente um resultado aleatório é menor que 1%.
“A correlação entre a orientação dos quasares e a estrutura a que pertencem é uma importante previsão dos modelos numéricos de evolução do Universo. Estes dados nos fornecem a primeira confirmação observacional deste efeito, em escalas muito maiores do que o que tem sido observado até hoje em galáxias normais”, acrescenta Dominique Sluse do Argelander-Institut für Astronomie em Bonn, Alemanha, e Universidade de Liège. 
A equipe não conseguiu observar de forma direta os eixos de rotação  ou os jatos dos quasares. Em vez disso, foi medida a polarização da radiação emitida por cada quasar e, para 19 deles, encontrou-se um sinal polarizado significativo. A direção desta polarização, combinada com outras informações, pôde ser utilizada para deduzir o ângulo do disco de acreção e consequentemente a direção do eixo de rotação do quasar.

“O alinhamento nos novos dados, em escalas ainda maiores do que as atuais previsões das simulações, poderá indicar que ainda falta um ingrediente nos nossos modelos do cosmos atuais”, conclui Dominique Sluse.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Alignment of quasar polarizations with large-scale structures“, de D. Hutsemékers et al., que foi publicado hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO