New Horizons detecta possível calota polar em Plutão

Pela primeira vez, imagens da New Horizons da NASA estão revelando regiões claras e escuras à superfície do distante Plutão, o alvo principal do voo rasante da sonda, que terá lugar em meados de julho.

© NASA/JHU-APL/SwRI (Plutão e Caronte)

A imagem acima mostra o planeta anão Plutão e a sua maior lua, Caronte, que foi obtida pela câmara LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) a bordo da sonda New Horizons da NASA no dia 15 de abril. A imagem faz parte de um conjunto obtido entre os dias 12 e 18, à medida que a distância até Plutão diminuía dos 112 milhões de quilômetros para 102 milhões de quilômetros.

Uma técnica chamada deconvolução de imagem aviva as imagens não processadas enviadas para a Terra. Os cientistas da New Horizons interpretaram os dados para revelar que o planeta anão tem marcas grandes à superfície, algumas claras, outras escuras, incluindo uma área brilhante num polo que poderá ser uma calota polar.

"À medida que nos aproximamos do sistema plutoniano começamos a ver características interessantes como uma região brilhante perto do polo visível de Plutão, dando início à grande aventura científica para entender este objeto celeste enigmático," afirma John Grunsfeld, administrador associado do Diretorado de Missões Científicas da NASA em Washington. "À medida que nos aproximamos, cresce o entusiasmo da busca para desvendar os mistérios de Plutão usando dados da New Horizons."

Caronte também foi captada nas imagens de Plutão, girando ao longo da sua órbita de 6,4 dias. Os tempos de exposição de um décimo de segundo usados para criar este conjunto de imagens são demasiado curtos para detectar as outras quatro luas de Plutão, bastante mais pequenas e tênues.

Desde a sua descoberta, em 1930, que Plutão permanece um enigma. Orbita o Sol a mais de 5 bilhões de quilômetros da Terra, e os cientistas têm-se esforçado para discernir quaisquer detalhes à superfície. Estas últimas imagens da New Horizons permitem com que a equipe científica da missão detecte diferenças claras no brilho em toda a superfície de Plutão à medida que gira.

"Depois de viajar mais de nove anos através do espaço, é impressionante ver Plutão, literalmente um ponto de luz a partir da Terra, a tornar-se num lugar real diante dos nossos olhos," afirma Alan Stern, pesquisador principal da New Horizons e do Instituto de Pesquisa do Sudoeste em Boulder, no estado americano do Colorado. "Estas imagens incríveis são as primeiras em que conseguimos ver detalhes, e já estão mostrando que Plutão tem uma superfície complexa."

As imagens que a sonda enviar vão melhorar drasticamente à medida que se aproxima do seu encontro com Plutão durante o mês de julho.

"Nós só podemos imaginar que surpresas serão reveladas quando a New Horizons passar a aproximadamente 12.500 km da superfície de Plutão," comenta Hal Weaver, cientista do projeto da missão e do Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins em Laurel, Maryland, EUA.

Fonte: Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins

Os Pilares da Criação revelados em 3D

Com o auxílio do instrumento MUSE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, astrônomos criaram a primeira imagem completa em três dimensões dos famosos Pilares da Criação na Nebulosa da Águia.

© ESO/MUSE (imagem colorida composta dos Pilares da Criação)

As novas observações mostram como é que os diferentes pilares de poeira deste objeto icônico estão distribuídos no espaço e revelam muitos detalhes novos, incluindo um jato, nunca visto antes, lançado por uma estrela jovem. A radiação intensa e os ventos estelares emitidos pelas estrelas brilhantes do aglomerado associado esculpiram os Pilares da Criação ao longo do tempo e deverão fazer com que estes desapareçam completamente dentro de cerca de três milhões de anos.

A imagem original dos famosos Pilares da Criação foi obtida pelo telescópio tspacial Hubble da NASA/ESA há duas décadas atrás, tendo-se tornado imediatamente uma das imagens mais famosas e evocativas. Desde então, estas nuvens que se estendem ao longo de alguns anos-luz têm impressionado tanto cientistas como o público em geral. O pilar esquerdo, considerado como um objeto completo em toda a sua extensão, tem cerca de quatro anos-luz de comprimento; é o pilar mais comprido e tem cerca de duas vezes a altura do pilar direito.
As estruturas salientes, assim como o aglomerado estelar próximo NGC 6611, fazem parte de uma região de formação estelar chamada Nebulosa da Águia, ou Messier 16 (M16). A nebulosa e os demais objetos associados situam-se a cerca de 7.000 anos-luz de distância da Terra, na constelação da Serpente.
Os Pilares da Criação são um exemplo típico de estruturas em forma de colunas que se desenvolvem em nuvens gigantes de gás e poeira, locais de nascimento de novas estrelas. As colunas surgem quando enormes estrelas azuis-esbranquiçadas do tipo O e B recentemente formadas emitem enormes quantidades de radiação ultravioleta e ventos estelares que sopram a matéria menos densa para longe da sua vizinhança.
As regiões de gás e poeira mais densas podem, no entanto, resistir a essa erosão por mais tempo. Por detrás de tais bolsões de poeira espessa, o material está protegido do brilho intenso e devastador das estrelas tipo O e B. Este “escudo” dá origem a “caudas” ou “trombas de elefante”, as quais observamos sob a forma de pilares de matéria empoeirada e que apontam em sentido contrário às estrelas brilhantes.
O instrumento MUSE mostrou a evaporação constante a que estão sujeitos os Pilares da Criação com um detalhe sem precedentes, revelando a sua orientação.

© ESO/M. Kornmesser (visualização de dados 3D dos Pilares da Criação)

O MUSE mostrou que a ponta do pilar da esquerda está virada para nós, por cima de um pilar que na realidade se situa por trás da NGC 6611, ao contrário aos outros pilares. É sobre esta ponta que incide a maior parte da radiação emitida pelas estrelas de NGC 6611 e, consequentemente, parece ser muito mais brilhante do que os pilares da esquerda em baixo, do centro e da direita, cujas pontas apontam na direção contrária, com relação a nós.
Os astrônomos esperam compreender melhor como é que as estrelas jovens do tipo O e B, como as que se encontram na NGC 6611, influenciam a formação das estrelas subsequentes. Estudos numerosos identificaram protoestrelas formando-se no interior destas nuvens, o que faz delas verdadeiros Pilares da Criação. Este novo estudo mostra também evidências de duas estrelas em gestação nos pilares do centro e da esquerda, assim como um jato lançado por uma estrela jovem que escapou de ser detectado até agora.
A formação de mais estrelas em meios como o dos Pilares da Criação é uma verdadeira corrida contra o tempo, uma vez que a radiação intensa emitida pelas estrelas que já brilham continua desfazendo os pilares.
Ao medir a taxa de evaporação dos Pilares da Criação, o MUSE forneceu aos astrônomos uma janela de tempo para além da qual estas estruturas deixam de existir. Os pilares perdem cerca de 70 vezes a massa do Sol a cada um milhão de anos. Com base na sua massa atual, que é cerca de 200 vezes a massa solar, os Pilares da Criação terão uma duração de vida esperada de talvez mais uns três milhões de anos, um piscar de olhos no tempo cósmico. Assim, estas colunas cósmicas icônicas poderiam também chamar-se Pilares da Destruição.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado "The Pillars of Creation revisited with MUSE: gas kinematics and high-mass stellar feedback traced by optical spectroscopy" de A. F. McLeod et al., que foi publicado ontem na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Do outro lado do Sol

Um longo filamento solar se estende através da superfície relativamente calma do Sol nesta imagem telescópica de 27 de abril.

© Göran Strand (longo filamento solar)

A imagem em banda estreita negativa ou invertida foi feita na luz dos átomos ionizados de hidrogênio.

Visto na parte superior esquerda, a magnífica cortina de plasma magnetizado se eleva bem acima da superfície e atualmente vai além da borda do Sol. Quão longo é o filamento solar? Tem quase o mesmo comprimento da distância entre a Terra e a Lua, ilustrada pela inserção em escala à esquerda.

Seguindo à direita pelo disco solar um dia depois, o longo filamento entrou em erupção e ergueu-se para longe da superfície do Sol. Monitorado por satélites que vigiam o Sol, uma ejeção de massa coronal também foi expelida a partir do local, mas é esperado que passe longe do nosso planeta.

Fonte: NASA

Encontrado o elo perdido de estranha supernova

A supernova SN2012ap é um elo perdido entre as explosões estelares que geraram explosões de raios gama (GRB) e àquelas que não geraram, disse um grupo de astrônomos liderado pelo Dr. Den Milisavljevic do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA).

© D. Milisavljevic (imagens da supernova SN 2012ap e sua galáxia hospedeira NGC 1729)

A SN2012ap é uma supernova conhecida como supernova de colapso de núcleo. Ela foi detectada pela primeira vez pela Lick Observatory Supernova Search, com o telescópio de imageamento automático Katzman de 0,76 metros na galáxia NGC 1729 no dia 10 de Fevereiro de 2012.

A SN2012ap está localizada a cerca de 23.150 anos-luz em projeção do centro da NGC 1729 ao longo de um braço espiral na periferia externa da galáxia.

As supernovas de colapso de núcleo ocorrem quando as reações de fusão nuclear no núcleo de uma estrela muito massiva não pode mais fornecer a energia necessária para segurar o núcleo contra o peso das partes externas da estrela. O núcleo então colapsa de forma catastrófica numa estrela de nêutrons super densa ou num buraco negro. O resto do material da estrela é enviado para o espaço numa explosão de supernova.

O tipo mais comum é uma supernova explodir o material da estrela para fora numa bolha aproximadamente esférica que se expande rapidamente, mas numa velocidade menor que a velocidade da luz. Essas explosões não produzem explosões de raios gama.

Numa pequena porcentagem de casos, o material em queda é levado para um disco espiral de vida curta ao redor da nova estrela de nêutrons ou do buraco negro que se formou. Esse disco de acreção gera jatos de material que se movem para fora dos polos do disco a uma velocidade aproximadamente igual à velocidade da luz. Essa combinação de um disco em espiral e seus jatos é chamada de um motor, e esse tipo de explosão produz explosões de raios gama.

© NRAO/Bill Saxton (ilustração de uma supernova de colapso de núcleo comum)

A imagem acima mostra à esquerda que em uma supernova de colapso de núcleo comum, sem motor central, o material ejetado se expande para fora quase esfericamente. À direita, um forte motor de centro impulsiona jatos de material quase à velocidade da luz e gera uma GRB. O painel central mostra uma supernova SN 2012ap intermediária, com um motor fraco central, jatos fracos, e sem GRB.

Um novo estudo feito pelo Dr. Milisavljevic e seus colegas, mostrou que nem todas as explosões dos motores de supernovas produzem explosões de raios gama. Os cientistas descobriram que a SN 2012ap tem muitas características esperadas naquelas supernovas que produzem uma poderosa explosão de raios gama, embora essa explosão ainda não aconteceu.

“Esse é um resultado marcante que fornece uma ideia fundamental sobre o mecanismo envolvido nessas explosões. Esse objeto preenche o vazio entre as explosões de raios gama e outras supernovas desse tipo, mostrando que um vasto número de atividades é possível nessas explosões”, disse o Dr. Sayan Chakraborti, um membro da equipe, também do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Os resultados foram submetidos para publicação no The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Uma remodelagem galáctica

A mancha de estrelas no centro dessa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble é uma galáxia conhecida como UGC 5797.

© Hubble (galáxia UGC 5797)

A UGC 5797 é uma galáxia de linha de emissão, significando que ela está atualmente passando por uma fase de formação ativa de estrelas. O resultado é uma população estelar que está constantemente sendo remodelada à medida que estrelas massivas e azuis se formam. As galáxias com uma prolífica formação de estrelas não são apenas pintadas com uma tonalidade azulada, mas são fundamentais para a continuação do ciclo estelar.

Nessa imagem, a UGC 5797 aparece em frente a um fundo de galáxias espirais. As galáxias espirais possuem uma grande quantidade de poeira e gás, os principais ingredientes para estrelas, e também pertencem a uma classe de galáxias de linha de emissão.

As galáxias espirais possuem uma forma de disco que drasticamente variam em aparência dependendo do ângulo com a qual ela está sendo observada. A coleção de galáxias espirais nessa imagem exibe seu atributo de forma precisa, onde algumas delas são vistas de frente, revelando a estrutura dos braços espirais, enquanto as duas na parte inferior esquerda da imagem estão sendo vistas de lado, aparecendo como linhas planas no céu. Existem muitas galáxias espirais, com uma grande variedade de cores e em diferentes ângulos brilham através dessa imagem, basta dar uma olhada.

Fonte: ESA

Uma galáxia espiral maciça e próxima

A galáxia espiral NGC 2841 é uma das galáxias mais maciças conhecidas.

© Roberto Colombari (galáxia espiral NGC 2841)

Ela está localizada a cerca de 46 milhões de anos-luz de distância, sendo encontrada na constelação boreal da Ursa Maior.

Esta visão nítida deste magnífico universo-ilha mostra um impressionante núcleo amarelo e disco galáctico. Faixas de poeira, regiões de nascimento de estrelas pequenas e em cor de rosa e os jovens aglomerados de estrelas azuis estão incorporados nos braços espirais enrolados e irregulares. Em contraste, muitas outras espirais apresentam grandes braços deslumbrantes com grandes regiões de nascimento de estrelas.

A NGC 2841 tem um diâmetro de mais de 150.000 anos-luz, ainda maior do que a nossa Via Láctea, e foi captada nesta imagem composta, uma fusão das exposições do telescópio espacial Hubble, com 2,4 metros de diâmetro e na órbita da Terra, e do telescópio Subaru, com 8,2 metros e em solo. Imagens de raios X sugerem que os ventos e as explosões estelares decorrentes criam nuvens de gás quente que se estendem num halo em torno de NGC 2841.

Fonte: NASA

Observada a fusão de um par de buracos negros supermassivos

Quando duas galáxias entram nos estágios finais de fusão, é previsto na teoria que seus buracos negros supermassivos podem formar um binário, ou seja, dois buracos negros em uma órbita tão próxima que são gravitacionalmente ligados um ao outro.

© NASA (ilustração da fusão de dois buracos negros supermassivos)

Em um novo estudo, astrônomos da Universidade de Maryland (EUA) apresentaram evidências diretas de um quasar pulsante, o que pode comprovar a existência desses buracos negros binários. 

“Estes buracos negros podem estar tão próximos que estão emitindo ondas gravitacionais, que foram previstas pela Teoria da Relatividade Geral de Albert Einstein”, explica Suvi Gezari, também da Universidade de Maryland.

A descoberta pode elucidar a frequência com que os buracos negros se aproximam o suficiente para formar um binário gravitacionalmente ligado, e eventualmente se fundir. Os buracos negros tipicamente devoram matéria, que acelera e se aquece, emitindo energia eletromagnética e criando alguns dos pontos mais luminosos no céu, chamados quasares. Um quasar é composto por um buraco negro supermaciço e a sua região circundante, normalmente localizado no núcleo de uma galáxia. Quando um quasar está ativo, o gás da galáxia é capturado pelo campo gravitacional do buraco negro e forma um disco de acreção em torno dele. O gás nesse disco orbita o buraco negro a alta velocidade, onde o atrito e o intenso campo eletromagnético aquecem-no a temperaturas muito elevadas, provocando a emissão de radiação muito energética como raios gama e raios X. A variabilidade periódica do PSO J334.2028+01.4075 pode ser explicada pelo movimento orbital de dois buracos negros, no centro da galáxia hospedeira, situada a 10,4 bilhões de anos-luz ; o segundo buraco negro poderá ter entrado em órbita do buraco negro do quasar durante uma colisão galáctica. Um tal sistema emitiria uma enorme quantidade de energia sob a forma de ondas gravitacionais e seria um alvo de referência para experiências que tentam detectar diretamente estas ondas, cuja existência é prevista pela Teoria da Relatividade Geral. A sua existência oferece poucas dúvidas à comunidade científica pois foram detectadas indiretamente em sistemas binários formados por pulsares. Quando dois buracos negros orbitam como um binário, absorvem matéria ciclicamente, o que possibilita prever que o quasar binário responderia clareando e escurecendo periodicamente.

Os pesquisadores realizaram uma busca sistemática pelos chamados quasares variáveis usando o Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System (Pan-STARRS1) Medium Deep Survey. Este telescópio fica baseado no Havaí, em Haleakala, e fotografa a mesma porção do céu uma vez a cada três dias, recolhendo centenas de dados para cada objeto ao longo de quatro anos. Nestes dados, a equipe de astrônomos encontrou o quasar PSO J334.2028+01.4075, que tem um grande buraco negro de quase 10 bilhões de massas solares e emite um sinal óptico periódico que se repete a cada 542 dias. O sinal do quasar era incomum porque as curvas de luz da maioria dos quasares são arrítmicos. Para verificar a sua descoberta, a equipe de pesquisa executou rigorosos cálculos e simulações e examinou dados adicionais, incluindo dados fotométricos de outros telescópios e sistemas de monitoramento.

© S. Shapiro (simulação da fusão de dois buracos negros supermassivos)

Uma equipe de cientistas liderada por Stuart Shapiro, da Universidade de Illinois Urbana-Champaign, apresentou pela primeira vez simulações da colisão de dois buracos negros supermaciços em 3 dimensões, usando as equações da Teoria da Relatividade Geral, para descrever a interação gravitacional dos corpos, e as equações da magnetohidrodinâmica que descrevem o plasma com elevadas temperaturas dos discos de acreção que envolvem os horizontes de eventos dos buracos negros. Os resultados das simulações foram publicados na revista Nature e apresentados na reunião da American Physical Society que ocorreu recentemente em Baltimore, Maryland (EUA).

“A descoberta de um candidato a sistema compacto binário de buracos negros supermassivos como o PSO J334.2028+01.4075, que parece a uma separação orbital tão pequena, acrescenta ao nosso conhecimento limitado das etapas finais da fusão entre os buracos negros supermassivos”, aponta a estudante de mestrado em astronomia da Universidade de Maryland, Tingting Liu, principal autora da pesquisa. Os pesquisadores planejam continuar procurarando novos quasares variáveis. A partir de 2023, sua pesquisa poderia ser auxiliada pelo telescópio Synoptic Large Telescope Survey. Espera-se que este aparelho possa fazer o levantamento de uma área muito maior, possibilitando identificar a localização de milhares destes buracos negros supermassivos que estão se fundindo no céu noturno.

O trabalho foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Maryland

O aglomerado de formação estelar Westerlund 2

A tapeçaria brilhante de jovens estrelas ganha vida nessa nova imagem feita pelo telescópio espacial Hubble e lembra a explosão de fogos de artifícios no céu.

© Hubble (aglomerado estelar Westerlund 2)

Essa vibrante imagem do aglomerado estelar, conhecido como Westerlund 2, foi lançada para celebrar o vigésimo quinto aniversário do Hubble na órbita da Terra e um quarto de século de novas descobertas, imagens impressionantes e uma ciência inigualável. O aglomerado estelar Westerlund 2 foi descoberto na década de 1960 pelo o astrônomo sueco Bengt Westerlund.

No dia 24 de Abril de 1990, o telescópio espacial Hubble foi colado em órbita pelo ônibus espacial Discovery, tornando-se o primeiro telescópio espacial deste tipo. Ele ofereceu uma nova visão do Universo, e durante este tempo tem alcançado e superado todas as expectativas, enviando para a Terra, dados e imagens que têm mudado a maneira com a qual os cientistas entendem o Universo e a percepção que o público tem dele.

© Hubble (região central do aglomerado estelar Westerlund 2)

Nessa imagem, o centro brilhante do gigantesco aglomerado estelar Westerlund 2 contém cerca de 3.000 estrelas. O aglomerado reside num local estelar muito fértil, conhecido como Gum 29, localizado a cerca de 20.000 anos-luz de distância da Terra, na constelação de Carina.

O berçário estelar é difícil de ser observado pois ele fica envolto por poeira, mas a Wide Field Camera 3 do Hubble consegue espiar através do véu empoeirado usando para isso os seus detectores de radiação infravermelha, dando assim aos astrônomos uma visão clara do aglomerado. A visão nítida do Hubble resolve a densa concentração de estrelas no aglomerado central, que mede somente cerca de 10 anos-luz de diâmetro.

O gigantesco aglomerado de estrelas tem somente dois milhões de anos de vida, mas contém algumas das mais brilhantes, quentes e massivas estrelas já descobertas. Algumas dessas estrelas estão cavando as profundas cavidades no material ao redor, lançando correntes de radiação ultravioleta e fluxos de alta velocidade de partículas carregadas, conhecidos como ventos estelares. Esses ventos, por sua vez estão soprando para longe a nuvem de gás hidrogênio onde as estrelas estavam nascendo e são responsáveis pelas estranhas e maravilhosas formas das nuvens de gás de poeira observadas na imagem.

Os pilares na imagem são compostos de densas concentrações de gás e poeira, e são resistentes à erosão da forte radiação e dos poderosos ventos. Esses monolitos gasosos possuem alguns anos-luz de altura e apontam para a região central do aglomerado. Outras regiões gasosas circundam os pilares, incluindo filamentos escuros de poeira e gás.

Além de esculpir a região gasosa, as brilhantes estrelas podem também ajudar a criar uma nova geração de novas estrelas. Quando o vento estelar atinge as densas paredes de gás, é criada uma onda de choque, que gera uma nova onda de formação de estrelas, ao longo da parede da cavidade. Os pontos vermelhos espalhados através da paisagem cósmica são ricas populações de estrelas em formação que ainda estão embrulhadas nos seus casulos de gás e poeira. Esses fetos estelares ainda não iniciaram em seu interior a fusão do hidrogênio, para então brilharem como estrelas. Contudo a visão do Hubble no infravermelho próximo permite que os astrônomos identifiquem esses bebês estelares. As estrelas azuis brilhantes vistas através da imagem são na sua maioria estrelas de primeiro plano e que não pertencem ao aglomerado.

A região central da imagem, contendo o aglomerado estelar, só é visível pois foi feita uma mistura dos dados em luz visível obtidos pela Advanced Camera for Surveys e pelas exposições em infravermelho próximo feitas pela Wide Field Camera 3. A região ao redor é vista graças às observações feitas na luz visível pela Advanced Camera for Surveys do Hubble.

Essa imagem é um testamento sobre o poder observacional do Hubble, e demonstra que, mesmo com 25 anos de operação, a história do Hubble está longe de acabar. O Hubble está preparando o palco para o seu companheiro o telescópio espacial James Webb, programado para ser lançado em 2018, mas ele não será imediatamente substituído por essa nova maravilha da engenharia, mas sim irão trabalhar em conjunto. Agora, 25 anos depois do seu lançamento, é o momento de celebrar o potencial futuro do Hubble bem como lembrar a sua história marcante.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Astrônomos descobrem galáxias elípticas compactas fugitivas

O Dr. Igor Chilingarian do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics e seu colega, o Dr. Ivan Zolotukhin do L’Institut de Recherche em Astrophysique et Planetologie em Tolouse, na França, descobriram onze galáxias elípticas compactas fugitivas.

© NASA/ESA/Hubble Heritage Team (ilustração da criação de uma galáxia fugitiva)

Este esquema ilustra a criação de uma galáxia fugitiva. No primeiro painel, uma galáxia espiral intrusa se aproxima do centro do aglomerado de galáxias, onde uma galáxia elíptica compacta (CE), gira em torno de uma enorme galáxia elíptica central. No segundo painel, um encontro ocorre e a galáxia elíptica compacta recebe um impulso gravitacional da intrusa. No terceiro painel, o galáxia elíptica compacta escapa do aglomerado de galáxias enquanto a intrusa é devorada pela galáxia elíptica gigante no centro do aglomerado.

Os astrônomos inicialmente estavam realizando o estudo para identificar novos membros de uma classe de galáxias chamadas de elípticas compactas. Esses objetos são maiores do que os aglomerados estelares, mas são menores do que uma galáxia normal, se espalhando por poucas centenas de anos-luz.

Antes do estudo, somente cerca de 30 galáxias elípticas compactas eram conhecidas, todas elas residindo em aglomerados de galáxias.

Os pesquisadores usaram os dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e do satélite GALEX da NASA para identificar 195 elípticas compactas anteriormente desconhecidas. Dessas, onze estavam completamente isoladas e foram encontradas bem longe de qualquer galáxia ou aglomerado de galáxias.

Essas galáxias compactas isoladas eram inesperadas pois os teóricos acreditavam que elas eram originadas de galáxias maiores e que tiveram a maior parte de suas estrelas arrancadas através de interações com galáxias maiores. Assim, as galáxias compactas deveriam ser todas encontradas perto de galáxias maiores.

As galáxias recém encontradas não só estavam isoladas, mas elas também estavam se movendo mais rápido do que as galáxias elípticas compactas encontradas nos aglomerados.

“Nós nos perguntamos, o que poderia explicar isso? A resposta era um problema clássico de interação de três corpos”, disse o Dr. Chilingarian.

Uma estrela fugitiva pode ser criada se um sistema binário passa perto de um buraco negro ou perto do núcleo de uma galáxia massiva. Assim, uma estrela pode ser capturada enquanto que a outra é ejetada a uma enorme velocidade.

De maneira similar, uma galáxia elíptica compacta poderia ser emparelhada com a galáxia grande que arrancou suas estrelas. Então uma terceira galáxia entrou na dança e ejetou para longe a galáxia elíptica compacta.

O estudo foi publicado ontem na revista Science.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Primeiro espectro de exoplaneta obtido na luz visível

Com o auxílio do instrumento HARPS montado no telescópio de 3,6 metros do ESO, o principal “caçador” de exoplanetas instalado no Observatório de La Silla no Chile, astrônomos detectaram pela primeira vez de forma direta o espectro visível refletido por um exoplaneta.

© ESO/M. Kornmesser/Nick Risinger (ilustração do exoplaneta 51 Pegasi b)

Estas observações revelaram também novas propriedades deste objeto famoso, o primeiro exoplaneta a ser descoberto em torno de uma estrela normal: 51 Pegasi b.

O exoplaneta 51 Pegasi b situa-se a cerca de 50 anos-luz da Terra na constelação do Pégaso. Tanto o exoplaneta 51 Pegasi b como a sua estrela hospedeira 51 Pegasi encontram-se entre os objetos que aguardam um nome escolhido pelo público no âmbito do concurso da UAI NameExoWorlds. Foi descoberto em 1995 e será lembrado para sempre como o primeiro exoplaneta confirmado descoberto em órbita de uma estrela normal, como o Sol. Evidenciando que tinham sido detectados anteriormente dois objetos planetários orbitando o meio extremo que circunda um pulsar. É também considerado o arquétipo dos exoplanetas do tipo Júpiter quente, uma classe de planetas que se sabe agora serem bastante comuns, e que são semelhantes a Júpiter em termos de massa e de tamanho, mas com órbitas muito mais próximas das suas estrelas progenitoras.
Desde esta descoberta crucial, foi já confirmada a existência de mais de 1.900 exoplanetas em 1.200 sistemas planetários, no entanto, no ano em que a sua descoberta faz 20 anos, 51 Pegasi b volta à cena para fazer avançar uma vez mais o estudo dos exoplanetas.
A equipe que fez esta nova detecção foi liderada por Jorge Martins do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) e da Universidade do Porto, que atualmente faz o seu doutoramento no ESO, no Chile.

Atualmente, o método mais utilizado para estudar a atmosfera de um exoplaneta consiste em observar o espectro da estrela hospedeira quando este é filtrado pela atmosfera do planeta durante um trânsito, uma técnica chamada espectroscopia de transmissão. Uma aproximação alternativa será observar o sistema quando a estrela passa em frente do planeta, o que dará essencialmente informação sobre a temperatura do exoplaneta.
A nova técnica não depende de um trânsito planetário, por isso pode potencialmente ser usada para estudar muito mais exoplanetas, e permite que o espectro planetário seja detectado diretamente no visível, o que significa que características diferentes do planeta, que não são acessíveis através de outras técnicas, possam ser inferidas.
O espectro da estrela hospedeira é usado como modelo para procurar uma assinatura semelhante, que se espera que seja refletida pelo planeta que a orbita. Trata-se de uma tarefa extremamente difícil já que os planetas são muitíssimo tênues quando comparados com as suas estrelas progenitoras resplandecentes.
O sinal emitido pelo planeta é também muito facilmente diluído por outros pequenos efeitos e fontes de ruído. O desafio é semelhante a tentar estudar o fraco brilho refletido por um inseto minúsculo que voa em volta de uma luz muito distante e brilhante. Perante tal adversidade, o sucesso da técnica utilizada quando aplicada aos dados do HARPS relativos ao 51 Pegasi b, valida o conceito de forma muito valiosa.
Jorge Martins explica: “Este tipo de técnica de detecção tem uma grande importância científica, já que nos permite medir a massa real do planeta e a sua inclinação orbital, o que é essencial para compreendermos completamente o sistema. Permite-nos também estimar a refletividade do planeta, ou albedo, o que pode ser depois usado para inferir a composição tanto da superfície do planeta como da sua atmosfera”.
Descobriu-se que 51 Pegasi b tem uma massa de cerca de metade da de Júpiter e uma órbita com uma inclinação de cerca de nove graus na direção da Terra. Isto significa que a órbita do planeta está orientada quase de perfil quando observada a partir da Terra, embora não esteja suficientemente perto para termos trânsitos. O planeta parece também ser maior que Júpiter em termos de diâmetro e extremamente refletivo. Estas são propriedades típicas de um planeta do tipo Júpiter quente, que se encontra muito próximo da sua estrela progenitora e por isso exposto a intensa radiação estelar.
O resultado promete um futuro brilhante para a técnica utilizada, particularmente com o advento da nova geração de instrumentos, tais como o ESPRESSO, para o Very Large Telescope (VLT), e futuros telescópios como o European Extremely Large Telescope (E-ELT). O ESPRESSO que será montado no VLT e posteriormente instrumentos ainda mais poderosos montados em telescópios muito maiores como o E-ELT, permitirão um aumento significativo na precisão e no poder coletor, ajudando a detectar planetas mais pequenos, ao mesmo tempo que teremos um aumento no detalhe com que poderemos observar planetas semelhantes a 51 Pegasi b.
“Esperamos com impaciência a primeira luz do espectrógrafo ESPRESSO que será montado no VLT, com o qual faremos estudos mais detalhados sobre este e outros sistemas planetários”, conclui Nuno Santos, do IA e Universidade do Porto, co-autor do novo artigo científico que descreve estes resultados.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Peg b”, de J. Martins et al., que foi publicado ontem na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Nuvens estelares coloridas no Cisne

As estrelas podem nascer em ambientes coloridos.

© André van der Hoeven (Nebulosa Gamma Cygni)

Este é um local de nascimento de estrelas rica em gás brilhante e poeira escura na direção da constelação do Cisne, perto da estrela brilhante Sadr. Esta região, que se estende por cerca de 50 anos-luz, é parte da Nebulosa Gamma Cygni que fica a cerca de 1.800 anos-luz de distância.

Em direção à direita da imagem está Barnard 344, uma nuvem de poeira escura e distorcida rica em gás molecular frio. Um muro espetacular de poeira e gás hidrogênio vermelho e brilhante forma uma linha descendo pelo centro da imagem. Enquanto o gás brilhante vermelho é indicativo de pequenas nebulosas de emissão, as áreas em tons azuis são nebulosas de reflexão, onde a luz das estrelas é refletida a partir de grãos de poeira geralmente escuros.

A Nebulosa Gamma Cygni provavelmente não vai durar os próximos bilhões de anos, pois a maioria das jovens estrelas brilhantes vão explodir, a maior parte da poeira será destruída e a maior parte do gás vai se afastar.

Fonte: NASA

Emissões de raios X esculpem a Nebulosa do Capacete de Thor

A cena intensamente colorida a baixo mostra uma gigantesca nuvem de gás brilhante e poeira, conhecida como NGC 2359.

© XMM-Newton/SSRO (Nebulosa do Capacete de Thor)

Ela também é chamada popularmente de Nebulosa do Capacete de Thor, devido aos braços de gás que arqueiam a partir do seu bulbo central e curvam em direção ao topo para esquerda e para a direita da imagem, criando uma forma que lembra muito o capacete alado do deus nórdico.

As cores em neon nessa imagem não são apenas bonitas, elas também nos dizem sobre a composição da nebulosa. As partes brilhantes em azul mostra a emissão de raios X, registradas pelas câmeras EPIC a bordo do observatório espacial XMM-Newton da ESA, enquanto as regiões em vermelho e verde traçam o brilho do hidrogênio e do oxigênio ionizado, como visto pelo Stars and Shadows Remote Observatory South no observatório inter-americano de Cerro Tololo no Chile.

A intensa emissão de raios X detectada pelo XMM-Newton é emanada de uma estrela no centro da nebulosa. Essa estrela é uma Wolf-Rayet denominada HD 56925, e é uma estrela massiva e velha que está empurrando uma grande quantidade de material a uma taxa impressionante: a estrela perde uma massa equivalente ao Sol em menos de 100.000 anos, na forma de um vento estelar que está se movendo a mais de 1.500 km/s.

Esses violentos habitantes têm influenciado a forma estranha da NGC 2359. A nebulosa consiste de uma bolha central circundada por uma teia de filamentos de gás, espessos canais de poeira escura e brilhantes explosões, onde o material é varrido pelo vento estelar e que tem colidido com o gás ao redor disparando ondas de choque através de toda a região.

As parte em azul nessa imagem destacam as regiões mais quentes da nebulosa: a bolha central e a explosão na parte inferior esquerda. Acredita-se que o gás da NGC 2359 alcance temperaturas que variam de poucos milhões a mais de 10 milhões de graus.

Fonte: ESA

Anã branca pode ter destruído planeta passando em sua proximidade

A destruição de um planeta pode as vezes parecer coisas de ficção científica, mas uma equipe de astrônomos encontrou evidências de que isso pode ter acontecido em um antigo aglomerado de estrelas na borda da Via Láctea.

© Chandra/Hubble (aglomerado globular NGC 6388)

Usando um arsenal de telescópios, incluindo o observatório de raios X Chandra da NASA, os pesquisadores encontraram evidências que uma estrela do tipo anã branca, ou seja, o núcleo denso de uma estrela parecida com o Sol, que esgotou todo o seu combustível nuclear, talvez tenha destruído um planeta à medida que ele se aproximou dela.

Como poderia uma estrela anã branca, que tem apenas o tamanho da Terra, ser responsável por um ato tão extremo? A resposta é a gravidade.

Quando uma estrela alcança o estágio de anã branca, quase todo o seu material fica empacotado num raio de centésimo do tamanho da estrela original. Isso significa que, em encontros muitos próximos com outros objetos, a força gravitacional da estrela e as forças de marés associadas, causadas pela diferença na força da gravidade no lado próximo da estrela e no lado mais distante são ampliadas. Por exemplo, a gravidade na superfície de uma anã branca é mais de 10.000 vezes maior do que a gravidade na superfície do Sol.

Pesquisadores usando o INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) da ESA, descobriram uma nova fonte de raios X perto do centro do aglomerado globular NGC 6388. Observações ópticas haviam levantado a hipótese de que um buraco negro de massa intermediária, equivalente a centenas de Sóis ou mais residisse no centro do NGC 6388. A detecção de raios X pelo INTEGRAL então trouxe a tona a intrigante possibilidade de que os raios X pudessem ser produzidos pelo gás quente, circulando um buraco negro de massa intermediária.

Nas observações seguintes de raios X feitas pelo Chandra, devido à sua excelente visão, permitiu que os astrônomos determinassem que os raios X provenientes do NGC 6388 não vinham de um buraco negro no centro do aglomerado, mas sim de um local deslocado do centro. Uma nova imagem composta mostra o NGC 6388 com raios X detectados pelo Chandra em rosa e a luz visível detectada pelo Hubble em vermelho, verde e azul, com muitas das estrelas aparecendo em laranja ou branco. Sobrepondo as fontes de raios X e as estrelas próximas do centro do aglomerado, também é possível gerar uma imagem que aparece branco.

Eliminando assim a hipótese de um buraco negro central como a potencial fonte de raio X, a caçada continuou por pistas sobre a verdadeira fonte no NGC 6388. A fonte foi monitorada com o telescópio de raios X a bordo da missão Swift Gamma Ray Burst da NASA, cerca de 20 dias depois de ter sido descoberta pelo INTEGRAL.

A fonte tornou-se mais apagada durante o período de observações do Swift. A taxa com a qual o brilho dos raios X caia estava de acordo com os modelos teóricos de ruptura de um planeta pelas forças de marés gravitacional de uma anã branca. Nesses modelos, um planeta primeiro é puxado para longe da estrela pela gravidade da densa concentração de estrelas no aglomerado globular. Quando esse planeta passa próximo da anã branca, ele pode ser destruído pelas intensas forças de marés da anã branca. Os detritos planetários são então aquecidos e brilham nos raios X à medida que eles colapsam na anã branca. A quantidade observada de raios X emitidos em diferentes energias, está de acordo com as expectativas para um evento de ruptura como esse.

Os pesquisadores estimam que o planeta destruído poderia conter um terço da massa da Terra, enquanto que a anã branca cerca de 1,4 vezes a massa do Sol.

Enquanto que o caso para a ruptura de maré de um planeta não é um evento que seja rico em ferro, o argumento para isso foi fortalecido quando os astrônomos utilizaram dados integrados de múltiplos telescópios para ajudar a eliminar as outras possíveis explicações para os raios X detectados. Por exemplo, a fonte não mostrava algumas das distintas características de um sistema binário contendo uma estrela de nêutrons, como as pulsações ou as rápidas explosões de raios X. Também, a fonte era muito mais apagada nas ondas de rádio para que ela fizesse parte de um sistema binário com um buraco negro de massa estelar.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics