As aparições da supernova Refsdal

Astrônomos utilizaram o instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal, para obterem a oportunidade única de testarem o seu conhecimento relativo a aglomerados de galáxias massivos, fazendo a primeira previsão de um evento observacional do Universo distante antes deste se ter realmente tornado visível.

© STScI (as aparições da supernova Refsdal)

Imagens do aglomerado de galáxias MACS J1149+2223, obtidas pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA em novembro de 2014, revelaram uma estrela distante explodindo, caracterizando uma supernova, mas de um modo completamente diferente de qualquer outra observada anteriormente. Com o nome informal de Refsdal, em referência ao astrônomo norueguês Sjur Refsdal, que foi pioneiro no estudo de lentes gravitacionais. A Refsdal trata-se da primeira supernova que se observou em quatro imagens separadas criadas através do processo conhecido por lente gravitacional, formando assim uma Cruz de Einstein quase perfeita em torno de uma das galáxias do aglomerado.
O efeito de lente gravitacional é uma consequência da teoria da relatividade geral de Albert Einstein. O artigo científico que define as equações que mudaram de forma fundamental o nosso conhecimento relativo à gravidade, foi publicado em 25 de novembro de 1915, ou seja, há exatamente um século.
Foram feitas observações cruciais das distâncias exatas às galáxias na região do MACS J1149+2233 com o MUSE em janeiro de 2015. Estas observações permitiram a obtenção de modelos da distribuição de matéria no interior do enorme aglomerado de galáxias com mais precisão do que a alguma vez conseguida até agora. Este resultado levou a várias previsões de quando e onde é que outra imagem da supernova distante voltará a aparecer, uma repetição instantânea na maior tela que podemos imaginar.
Uma vez que a radiação que forma as múltiplas imagens da supernova toma caminhos de tamanho diferente para chegar à Terra, estas imagens aparecerão em diferentes momentos e em diferentes posições no céu.
Usando todos os dados disponíveis do MUSE e combinando-os com as observações do Hubble, uma equipe de astr\õnomos liderada por Claudio Grillo (Dark Cosmology Centre no Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhagen, na Dinamarca) previu que uma repetição deste fenômeno terá o seu máximo de brilho entre março e junho de 2016, com uma possível primeira detecção antes do final de 2015. Está previsto não só quando e onde é que se espera que a supernova se torne outra vez visível, mas também, e de forma aproximada, quão brilhante é que será.
O Hubble está agora observando periodicamente o aglomerado na expectativa de ver este evento único, pondo assim à prova de forma derradeira os modelos dos astrônomos.
Estas observações realçam a função fundamental que o MUSE e o VLT desempenham na exploração do Universo distante, assim como a sinergia que existe entre o Hubble e os observatórios existentes no solo.

Fonte: ESO

Revelado o segredo da perda de peso de uma estrela evoluída

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO uma equipe de astrônomos captou as imagens mais detalhadas até hoje da estrela hipergigante VY Canis Majoris.

© ESO (ambiente que rodeia a estrela VY Canis Majoris)

Estas observações mostram como é que o tamanho inesperadamente grande das partículas de poeira que rodeiam a estrela faz com que esta perca uma enorme quantidade de massa no momento em que começa a morrer. Este processo, agora compreendido pela primeira vez, é crucial já que prepara estrelas tão grandes para o seu final explosivo sob a forma de supernovas.

VY Canis Majoris é um Golias estelar, uma hipergigante vermelha, uma das maiores estrelas conhecidas na Via Láctea. Tem 30 a 40 vezes a massa do Sol e é 300.000 mais luminosa. No seu estado atual, a estrela atingiria a órbita de Júpiter, uma vez que se expandiu de forma tremenda ao entrar nas fases finais de sua vida.
As novas observações desta estrela foram obtidas com o instrumento SPHERE instalado no VLT. O sistema de óptica adaptativa deste instrumento corrige as imagens muito melhor do que os sistemas anteriores, permitindo observações muito detalhadas de estruturas muito próximas de objetos luminosos. O SPHERE revelou de forma clara como é que a luz brilhante de VY Canis Majoris ilumina as nuvens de material que a rodeiam.
Ao usar o modo ZIMPOL do SPHERE, a equipe pôde ver não apenas mais profundamente o núcleo da nuvem de gás e poeira que rodeia a estrela, mas também como é que a luz estelar está sendo dispersada e polarizada pelo material à sua volta. Estas medições foram cruciais para descobrir as propriedades furtivas da poeira.
Análises cuidadosas dos resultados da polarização revelaram que os grãos de poeira são partículas relativamente grandes, com um tamanho de 0,5 micrômetros, o que pode parecer pequeno, mas grãos deste tamanho são cerca de 50 vezes maiores do que a poeira encontrada normalmente no espaço interestelar.
Ao longo da sua expansão, as estrelas massivas liberam enormes quantidades de matéria; todos os anos VY Canis Majoris expele da sua superfície o equivalente a 30 vezes a massa da Terra sob a forma de gás e poeira. Esta nuvem de material é empurrada para o exterior antes da estrela explodir, instante em que parte da poeira é destruída e a restante é lançada para o meio interestelar. Esta matéria é depois usada, juntamente com os elementos mais pesados formadas durante a explosão da supernova, por novas gerações de estrelas, que podem usar o material para formar planetas.
Até agora não se sabia como é que o material existente nas camadas mais superiores da atmosfera destas estrelas gigantes era empurrado para o espaço antes da estrela explodir. O candidato mais provável era a pressão de radiação, a força exercida pela luz estelar. Como esta pressão é muito fraca, o processo depende de grãos de poeira grandes, de modo a garantir uma área de superfície suficiente para a obtenção de um efeito apreciável. As partículas de poeira devem ser suficientemente grandes para garantir que a radiação estelar as empurre, mas não demasiadamente grandes para que esta radiação seja simplesmente absorvida. Se forem pequenas demais, a radiação estelar passará de forma eficaz através da poeira; grandes demais e a poeira torna-se demasiado pesada para poder ser empurrada. A poeira que a equipe observou em torno de VY Canis Majoris tem precisamente o tamanho certo para ser empurrada para o exterior pela radiação estelar de forma eficaz.
“As estrelas massivas têm vidas curtas,” diz o autor principal do artigo científico que descreve estes resultados, Peter Scicluna, da Academia Sinica, Instituto de Astronomia e Astrofísica de Taiwan. “Quando se aproximam dos seus últimos dias, estas estrelas perdem muita massa. No passado, podíamos apenas tecer teorias sobre como é que isto aconteceria. Mas agora, e graças aos novos dados obtidos pelo SPHERE, descobrimos enormes grãos de poeira em torno da hipergigante. Estas partículas são suficientemente grandes para ser empurradas pela intensa pressão de radiação da estrela, o que explica a rápida perda de massa deste objeto.”
Os grandes grãos de poeira observados tão próximo da estrela implicam que a nuvem pode dispersar de modo efetivo luz visível emitida pela estrela e pode ser empurrada pela sua pressão de radiação. O tamanho dos grãos de poeira significa também que muitos destes grãos serão capazes de sobreviver à radiação produzida pela explosão inevitável de VY Canis Majoris sob a forma de supernova. Esta poeira irá integrar o meio interestelar circundante, alimentando futuras gerações de estrelas e possivelmente contribuirão na formação de planetas.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Large dust grains in the wind of VY Canis Majoris”, de P. Scicluna et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Tempo longo de exposição mostra a constelação de Órion

A constelação de Órion, é muito mais do que três estrelas alinhadas, as “Três Marias”.

© Stanislav Volskiy/Judy Schmidt (constelação de Órion)

Ela é uma região do espaço rica, e cheia de nebulosas impressionantes. Para melhor apreciar essa parte do céu bem conhecida, uma imagem de exposição extremamente longa foi feita, durante muitas noites dos anos de 2013 e 2014. Depois de 212 horas de tempo de exposição e um ano de processamento, a colagem final feita com 1.400 exposições se espalha por mais de 40 vezes o diâmetro angular da Lua Cheia. Dos muitos detalhes interessantes que se tornaram visíveis, um que particularmente chamou a atenção foi o Loop de Barnard, o brilhante filamento vermelho circular que aparece no meio da imagem. A Nebulosa Rosette, não é a gigantesca nebulosa vermelha perto do topo da imagem, essa é a maior e menos conhecida nebulosa Lambda Orionis. A Nebulosa Rosette é visível na parte superior esquerda da imagem, com uma tonalidade vermelho esbranquiçada. A estrela laranja brilhante acima do centro da imagem é Betelgeuse, enquanto que a estrela brilhante azul na parte inferior direita é Rigel. Outras nebulosas famosas visíveis na imagem, incluem a Nebulosa da Cabeça da Bruxa, a Nebulosa Flame, e a Nebulosa da Pele de Raposa, e também poderá ser vista a pequena Nebulosa da Cabeça do Cavalo. Sobre as famosas três estrelas que cruzam o cinturão de Órion, nessa imagem repleta de informações talvez seja difícil localizá-las, mas olhos bem treinados podem encontrá-las no centro da imagem.

© Stanislav Volskiy/Judy Schmidt (constelação de Órion, anotada)

Fonte: NASA

Reciclando a galáxia Concha do Mar

Em consequência de uma antiga colisão entre galáxias há 200 milhões de anos-luz da Terra, restos de uma galáxia rica em gás, a NGC 5291, foram expulsos para o espaço intergaláctico.

© Johannes Schedler (NGC 5291)

A NGC 5291, também conhecida por galáxia Concha do Mar, e a provável galáxia agressora, foi captada perto do centro desta paisagem cósmica espetacular. Esta imagem nítida obtida por um telescópio terrestre enquadra o aglomerado galáctico Abell 3574 na constelação meridional de Centaurus.

Espalhadas ao longo de longas caudas de maré com 100.000 anos-luz, notam-se aglomerados de matéria que parecem galáxias anãs, mas são carentes de estrelas velhas, aparentemente dominadas por estrelas jovens e regiões ativas de formação estelar.

Estas galáxias anãs são incomumente ricas em elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio. Elas provavelmente nasceram no espaço intergaláctico, reciclando os escombros enriquecidos oriundos da NGC 5291.

Fonte: NASA

Hubble vê uma nova galáxia elíptica

No centro desta imagem surpreendente obtida pelo Hubble está a galáxia elíptica NGC 3610.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 3610)

Ao redor da galáxia estão presentes uma riqueza de outras galáxias de todas as formas. Há galáxias espirais, de galáxias com uma barra em suas regiões centrais, galáxias distorcidas e galáxias elípticas, todas visíveis no fundo. Na verdade, quase todos os pontos brilhantes nesta imagem é uma galáxia, as poucas estrelas em primeiro plano são claramente distinguíveis devido aos picos de difração (linhas que irradiam a partir de fontes de luz brilhantes ao refletirem imagens no telescópio) que sobrepõem suas imagens.

A NGC 3610 é, naturalmente, o objeto mais proeminente nesta imagem. Foi descoberta em 1793 por William Herschel, que mais tarde foi encontrado um disco nesta galáxia elíptica. Isto é muito incomum, pois discos são uma das principais características distintivas de uma galáxia espiral. E o disco na NGC 3610 é notavelmente brilhante.

A razão para a forma peculiar da NGC 3610 deriva da sua história de formação. Quando as galáxias se formam, elas geralmente se assemelham a nossa galáxia, a Via Láctea, com discos planos e braços espirais, onde as taxas de formação estelar são elevadas tornando-as muito brilhantes. Uma galáxia elíptica é um objeto muito mais desordenado que resulta da fusão de duas ou mais galáxias de disco. Durante estas fusões mais violentas a estrutura interna das galáxias originais é destruída. O fato da NGC 3610 mostrar ainda alguma estrutura sob a forma de um disco brilhante implica que se formou apenas em pouco tempo atrás. A idade da galáxia foi estimada em cerca de quatro bilhões de anos e é um objeto importante para estudar as fases iniciais de evolução em galáxias elípticas.

Fonte: ESA

Primeira imagem de um planeta em formação

Quatrocentos e cinquenta anos-luz separam a Terra e LkCa 15, uma estrela jovem que tem um disco rodopiante em seu redor, o local onde os planetas nascem.

© Steph Sallum (exoplaneta LkCa 15 b)

A imagem composta acima mostra o exoplaneta LkCa 15 b, através dos dados do telescópio Magalhães, em azul, e do Large Binocular Telescope (LBT), em verde e vermelho.

Apesar da considerável distância entre a Terra e este disco, pesquisadores da Universidade do Arizona, EUA, captaram a primeira imagem de um planeta em formação, um planeta que reside numa lacuna no disco de LkCa 15.

Dos cerca de 2.000 exoplanetas conhecidos, planetas que orbitam uma estrela que não nosso Sol, apenas cerca de 10 foram fotografados, e isso foi muito tempo depois de se terem formado, não quando estavam ainda em formação.

"Esta é a primeira vez que obtivemos uma imagem de um planeta e que podemos dizer que está ainda se formando," afirma Stephanie Sallum, estudante da Universidade do Arizona que, juntamente com Kate Follette, atualmente fazendo um trabalho de pós-doutoramento na Universidade de Stanford, que liderou a pesquisa.

"Ninguém tinha detectado, inequivocamente, um planeta em formação com este nível de sucesso," afirma Follette. "Sempre houveram explicações alternativas, mas, neste caso, temos uma imagem direta e é difícil contestar isso."

Há apenas alguns meses atrás, Sallum e Follette estavam trabalhando de forma independente, cada uma no seu próprio projeto de doutoramento. Mas, por acaso, tinham as suas atenções viradas para a mesma estrela. Ambas estavam observando LkCa 15, que está rodeada por um tipo especial de disco protoplanetário que contém uma divisão interna ou lacuna.

Os discos protoplanetários formam-se em torno de estrelas jovens usando detritos que sobram da formação da estrela. Suspeita-se que, em seguida, os planetas formam-se dentro do disco, varrendo a poeira e os detritos à medida que o material cai sobre eles, em vez de ficar no disco ou cair sobre a estrela. É criada então uma lacuna na qual os planetas residem. As novas observações das pesquisadoras suportam esta ideia.

"O motivo da seleção deste sistema é porque é uma estrela muito jovem que ainda tem material deixado para trás pelo processo de formação estelar," comenta Follette. "É como um grande toróide. Este sistema é especial porque é dos poucos discos que tem uma lacuna do tamanho do Sistema Solar. E uma das maneiras de criar essa lacuna é ter lá planetas em formação."

Sallum diz que os cientistas estão só agora começando a ser capazes de fotografar objetos perto e muito mais tênues que a estrela hospedeira. Estes instrumentos incluem o LBT, o maior telescópio do mundo, localizado no estado americano do Arizona, e o telescópio Magalhães e o seu sistema de ópticas adaptativas, localizado no Chile.

A captura de imagens nítidas de objetos distantes é muito difícil graças, em grande parte, à turbulência atmosférica, a mistura de ar quente e frio.

"Quando olhamos através da atmosfera da Terra, o que estamos vendo é uma mistura turbulenta de ar quente e frio, que faz com que a luz das estrelas cintile," afirma Laird Close, professor de astronomia na Universidade do Arizona.

"Para um telescópio grande, é uma coisa bastante dramática. Vemos uma imagem horrível, mas é o mesmo fenômeno que faz com que as luzes da cidade e a luz das estrelas cintilem."

"Os telescópios grandes sofrem sempre deste tipo de problema," diz Josh Eisner, também da mesma universidade. Mas, ao usar o sistema de ópticas adaptativas do LBT e uma nova técnica de imagem, ele e Sallum conseguiram obter as imagens infravermelhas mais nítidas, até agora, de LkCa 15.

Entretanto, Close e Follette usaram o sistema de ópticas adaptativas do Magalhães para, independentemente, corroborarem as descobertas planetárias de Sallum e Eisner. Isto é, usando a capacidade única do Magalhães de trabalhar em comprimentos de onda visíveis, captaram a impressão digital do "hidrogênio alfa" do planeta, o comprimento de onda específico que LkCa 15 e os seus planetas emitem à medida que crescem. Na verdade, quase todas as estrelas jovens são identificadas pela sua luz de hidrogênio alfa, comenta Close, pesquisador principal do sistema de ópticas adaptativas do Magalhães.

Quando os objetos cósmicos se formam, ficam extremamente quentes. E dado que se formam a partir de hidrogênio, esses objetos brilham todos com um tom vermelho escuro, que os astrônomos referem como H-alpha, um comprimento de onda em particular. "É como um sinal de neônio, o modo como o neônio brilha quando fica energizado," explica.

"Esse único tom escuro de luz vermelha é emitido tanto pelo planeta como pela estrela à medida que passam pelo mesmo processo de crescimento," acrescenta Follette. "Nós fomos capazes de separar a luz do tênue planeta da luz da estrela muito mais brilhante e ver que ambos estavam crescendo e brilhando neste tom muito distinto de vermelho."

Uma cor tão distinta que é prova da formação de um planeta, algo nunca antes visto.

"Resultados impressionantes como este só se tornaram possíveis com a aplicação de tecnologias novas e muito avançadas," afirma o professor Peter Tuthill da Universidade de Sydney.

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: Stanford University & University of Arizona

Centaurus A

Qual é a galáxia ativa mais próxima do planeta Terra?

© Hubble/Robert Gendler/Roberto Colombari (Centaurus A)

É a radiogaláxia Centaurus A que está localizada apenas a 11 milhões de anos-luz.

A galáxia elíptica peculiar Centaurus A, também conhecida como NGC 5128, tem um diâmetro acima dos 60.000 anos-luz.

Forjada pela colisão de duas galáxias convencionais, Centaurus A abriga uma fantástica coleção de aglomerados estelares azuis, regiões rosadas de formação estelar e imponentes faixas enegrecidas de poeira cósmica que são vistos aqui com detalhes notáveis.

O retrato galáctico colorido consiste de uma composição construída a partir de dados do telescópio espacial Hubble e de telescópios terrestres.

Próximo ao centro da NGC 5128, os escombros cósmicos são vorazmente consumidos pelo buraco negro central com um bilhão de vezes a massa do Sol.

Assim como em outras galáxias ativas, o processo gera ondas de rádio, raios X e raios gama emitidos pela Centaurus A.

Fonte: NASA

Os gases, a poeira e as estrelas da Nebulosa do Pelicano

A Nebulosa do Pelicano, cuja designação oficial é IC 5070, tem sido lentamente transformada por diversos processos.

© Roberto Colombari (Nebulosa do Pelicano)

A nebulosa IC 5070 está dividida a partir da grande Nebulosa da América do Norte por uma nuvem molecular repleta de poeira cósmica enegrecida. Entretanto, a Nebulosa do Pelicano é muito estudada porque se trata de uma mistura particularmente ativa de formação estelar e nuvens de gás em evolução.

A imagem em destaque foi produzida em três cores especificas a partir da radiação emitida pelos elementos: enxofre, hidrogênio e oxigênio, os quais nos ajudam a melhor compreender as interações que ocorrem em sua estrutura.

A radiação emanada pelas estrelas jovens e energéticas está transformando lentamente, esquentando o frio gás interestelar, avançando a fronteira entre ambos, conhecida como frente de ionização, visível em laranja brilhante à direita da imagem.

Especificamente, densos tentáculos de gás frio ainda persistem. Milhões de anos a partir de agora, esta nebulosa não será conhecida como o Pelicano, uma vez que o balanço e o posicionamento das estrelas e do gás certamente produzirão algo que parecerá completamente diferente.

Fonte: NASA

Descoberto o objeto mais distante do Sistema Solar?

Astrônomos registraram o objeto mais distante já visto no Sistema Solar: um mundo frígido que atualmente localiza-se a 103 UA (Unidades Astronômicas) do Sol, ou seja, 103 vezes a distância da Terra ao Sol. Ele quebrou o antigo recorde do planeta anão Eris, que está a uma distância de 97 UA.

© NASA/ESA/G. Bacon/STScI (ilustração do astro além do Cinturão de Kuiper)

Scott Sheppard, um astrônomo no Carnigie Institution for Science em Washington, DC, reportou a descoberta do objeto no dia 10 de Novembro de 2015 durante o Congresso da Divisão para Ciências Planetárias da Sociedade Astronômica Americana, que aconteceu em National Harbor, Maryland.

O objeto localiza-se além da borda do Cinturão de Kuiper (lar de Eris e Plutão), e nas margens internas da próxima parte do Sistema Solar, a Nuvem de Oort. Sua extrema posição, sugere que o corpo poderia ter uma grande significância científica. Objetos nesse reino primordial viajam por órbitas que permanecem sem serem perturbadas por bilhões de anos.

Porém, os astrônomos não rastrearam o objeto por tempo suficiente ainda para conhecer sua órbita completa, e existe uma chance que ele possa chegar mais perto do Sol do que sua atual distância de 103 UA. Isso seria menos interessante para os astrônomos.

“Não tem razão para ficarmos totalmente animados ainda”, disse Michael Brown, um cientista planetário no Instituto de Tecnologia da Califórnia, em Pasadena.

Mesmo assim, a descoberta dá uma rara pista sobre as margens do Sistema Solar. Somente dois mundos são conhecidos na parte interna da Nuvem de Oort: um objeto chamado de Sedna, descoberto por Brown e seus colegas, e outro conhecido como 2012 VP113, popularmente chamado de Biden e identificado por Sheppard e Chadwick Trujilo, do observatório Gemini, no Havaí.

Sedna nunca chegou mais perto do Sol do que 76 UA, já o 2012 VP113 teve sua maior aproximação do Sol a 80 UA. Se as 103 UA for o mais perto do Sol que o novo objeto pode chegar, ele se juntará aos outros dois objetos como sendo residente da fascinante região interna da Nuvem de Oort. Mas, se o objeto se mover para mais perto do Sol, cruzando o Cinturão de Kuiper a cerca de 50 UA, ele se juntará a muitos outros objetos mais mundanos do Cinturão de Kuiper, cujas órbitas são particularmente esticadas devido à influência gravitacional de Netuno.

“Corpos na região interna da Nuvem de Oort, são mais intrigantes do que aqueles localizados no Cinturão de Kuiper pois eles estão muito longe de Netuno, e assim o planeta gigante gasoso não tem influência sobre eles,” disse Sheppard. Devido a não sofrer perturbações, suas órbitas provavelmente refletem as condições primordiais do Sistema Solar, que se formou a mais de 4,5 bilhões de anos atrás, fazendo deles alvos tentadores para os astrônomos.

Sheppard e Trujilo descobriram o objeto usando o telescópio Subaru no topo do Mauna Kea no Havaí. O corpo tem provavelmente cerca de 800 quilômetros de diâmetro. Os pesquisadores planejam observar o objeto novamente usando o telescópio Magellan no Chile, e então em um ano, calcular sua órbita completa e descobrir se ele é mesmo um morador da Nuvem de Oort interna.

Fonte: Nature

Descobertos ventos de 8.600 km/h em um exoplaneta

Uma nova pesquisa descobriu ventos de mais de 2 km/s num planeta para além do Sistema Solar.

© U. de Warwick/Mark A. Garlick (ilustração de exoplaneta passando em frente da sua estrela)

É a primeira medição de um sistema meteorológico num exoplaneta. A velocidade registada é 20 vezes superior à mais alta velocidade do vento registada aqui na Terra e equivalente a sete vezes a velocidade do som.

"Este é o primeiro mapa meteorológico de fora do nosso Sistema Solar. Apesar de já sabermos da existência de ventos em exoplanetas, nunca tínhamos sido capazes de medir e mapear diretamente um sistema climático," disse o pesquisador principal Tom Louden, do grupo de Astrofísica da Universidade de Warwick.

Descoberto no exoplaneta HD 189733b, os pesquisadores de Warwick mediram as velocidades nos dois lados de HD 189733b e encontraram um forte vento que soprava a mais de 8.600 km/h a partir do lado diurno para o lado noturno. A velocidade em HD 189733b foi medida usando espetroscopia de alta resolução da absorção do sódio na atmosfera. À medida que partes da atmosfera de HD 189733b se movem na nossa direção ou para longe da Terra, o efeito Doppler muda o comprimento de onda dessa característica, o que permite a medição da velocidade. Ao medir o desvio Doppler da absorção, é possível medir velocidades dos ventos. A região azulada da atmosfera move-se na direção da Terra a mais de 19.000 km/h, enquanto a região avermelhada move-se para longe da Terra a cerca de 8.000 km/h. Depois de corrigir a rotação esperada do exoplaneta, obtém-se um valor de 8.600 km/h para a velocidade do vento no lado azul, indicando um forte vento, desde o lado diurno para o lado noturno do exoplaneta.

"A superfície da estrela é mais brilhante no centro do que na extremidade, assim que à medida que o planeta passa em frente da estrela, a quantidade relativa de luz bloqueada por diferentes partes da atmosfera muda. Pela primeira vez, usamos esta informação para medir as velocidades nos lados opostos do planeta de forma independente, o que nos dá o nosso mapa de velocidade," explica Louden.

As técnicas usadas podem ajudar o estudo de planetas parecidos com a Terra. "Estamos tremendamente animados por ter encontrado uma forma de mapear sistemas meteorológicos em planetas distantes. À medida que desenvolvemos ainda mais esta técnica, seremos capazes de estudar os fluxos de vento ainda em mais detalhe e produzir mapas meteorológicos de planetas mais pequenos. Em última análise, esta técnica permitirá ver sistemas climáticos em planetas parecidos com a Terra," explica o Dr. Peter Wheatley, também da mesma universidade.

O HD 189733b é um dos exoplanetas mais estudados da classe conhecida como "Júpiteres Quentes". Mais de 10% maior que Júpiter, mas 180 vezes mais perto da sua estrela, o HD 189733b tem uma temperatura de 1200º C. O seu tamanho e a proximidade relativa ao nosso Sistema Solar tornam-no num alvo popular para os astrônomos. As pesquisas anteriores mostraram que o lado diurno do exoplaneta tem, para o olho humano, um tom de azul, provavelmente devido a nuvens de partículas ricas em silicatos na sua atmosfera.

Os dados foram recolhidos pelo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) em La Silla, no Chile.

O artigo científico foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Warwick

O sistema estelar complexo Delta Orionis

Órion é uma das constelações mais reconhecíveis do céu. Uma das características mais famosas do Caçador é a seu "cinturão", três estrelas brilhantes que formam uma linha, cada uma das quais pode ser vista sem telescópio.

© Chandra/M. Corcoran/Eckhard Slawik (sistema estelar Delta Orionis)

A estrela mais ocidental do cinturão de Órion é conhecida oficialmente como Delta Orionis, sendo observada há séculos por todo o mundo, também tem outros nomes em várias culturas, como Mintaka. Os astrônomos modernos sabem que Delta Orionis não é simplesmente uma única estrela, mas um sistema múltiplo complexo.

Delta Orionis é um pequeno grupo estelar com três componentes e cinco estrelas no total: Delta Ori A, Delta Ori B e Delta Ori C. Delta Ori B e Delta Ori C são estrelas individuais e libertam pequenas quantidades de raios X. Delta Ori A, por outro lado, tem uma forte emissão de raios X e é um sistema triplo.

Em Delta Ori A, duas estrelas pouco separadas orbitam-se uma à outra a cada 5,7 dias, enquanto a terceira orbita este par com um período de mais de 400 anos. A estrela mais massiva (a estrela primária) neste par estelar tem 25 vezes a massa do Sol, enquanto a mais leve (a estrela secundária), tem cerca de dez vezes a massa do Sol.

O alinhamento deste par de estrelas, a partir do ponto de vista da Terra, permite com que uma estrela passe em frente da outra durante cada órbita. Esta classe especial de sistema estelar é conhecida como "binária eclipsante" e fornece uma maneira direta de medir a massa e o tamanho das estrelas.

As estrelas massivas, embora relativamente raras, podem ter um profundo impacto sobre as galáxias que habitam. Estas estrelas gigantes são tão brilhantes que a sua radiação sopra ventos de material estelar, afetando as propriedades químicas e físicas do gás nas suas galáxias hospedeiras. Estes ventos estelares também ajudam a determinar o destino das próprias estrelas, que eventualmente explodem como supernovas e deixam para trás uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Ao observar este binário eclipsante de Delta Orionis A (denominado Delta Ori Aa) com o observatório de raios X Chandra da NASA durante o equivalente a seis dias, uma equipe de pesquisadores recolheu informações importantes sobre as estrelas massivas e como os seus ventos desempenham um papel na sua evolução e afetam os arredores. A imagem do Chandra pode ser vista na inserção da imagem ótica da constelação de Órion obtida por um telescópio terrestre.

Dado que Delta Ori Aa é o mais próximo e massivo binário eclipsante, pode ser usado para descodificar a relação entre as propriedades estelares derivadas dos observatórios ópticos e as propriedades do vento estelar, que são reveladas pela emissão de raios X.

A estrela companheira de menor massa em Delta Ori Aa tem um vento estelar muito fraco e é muito tênue em raios X. O Chandra é utilizado para observar como a estrela companheira bloqueia várias partes do vento da estrela mais massiva. Isto permite com que os cientistas observem o que acontece ao gás que emite raios X ao redor da estrela primária, ajudando a responder à pergunta de longa data: de onde, no vento estelar, é formado o gás que emite raios X? Os dados mostram que a maioria da emissão de raios X vem do vento da estrela gigante, e é provavelmente produzido por choques resultantes de colisões entre aglomerados velozes de gás embebidos no vento estelar.

Os pesquisadores também descobriram que a emissão de raios X de certos átomos no vento de Delta Ori Aa muda à medida que as estrelas no binário se movimentam. Isto pode ser provocado por colisões entre os ventos das duas estrelas, ou por uma colisão do vento da estrela primária com a superfície da estrela secundária. Esta interação, por sua vez, impede algum do vento da estrela mais brilhante.

Os dados ópticos paralelos pelo MOST (Microvariability and Oscillation of Stars Telescope) da Agência Espacial Canadense revelaram evidências de oscilações da estrela primária produzida por interações gravitacionais entre a primária e a estrela companheira à medida que viajam nas suas órbitas. As medições das mudanças de brilho no visível, além de uma análise detalhada dos espectros ópticos e ultravioletas, foram usadas para refinar os parâmetros das duas estrelas. Os pesquisadores foram também capazes de resolver algumas inconsistências anteriores entre os parâmetros estelares e os modelos de como as estrelas evoluem com o tempo.

Estes resultados foram publicados em quatro artigos coordenados da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Marshall Space Flight Center

O nascimento das primeiras galáxias gigantes

O telescópio de rastreio VISTA do ESO encontrou uma horda de galáxias massivas anteriormente ocultas por poeira, que existiram quando o Universo era muito jovem.

© ESO/UltraVISTA (galáxias massivas no Universo primordial)

As galáxias massivas recentemente descobertas estão assinaladas com círculos vermelhos nesta imagem do campo UltraVISTA.

Ao estudar uma grande quantidade deste tipo de galáxias, os astrônomos descobriram, exatamente e pela primeira vez, quando é que tais monstros apareceram pela primeira vez no Universo.

O simples fato de contar o número de galáxias que existem em determinada área do céu permite aos astrônomos testar teorias de formação e evolução galática. No entanto, uma tarefa aparentemente tão fácil torna-se mais difícil quando tentamos contar galáxias cada vez mais distantes e tênues e é mais complicada ainda devido ao fato das galáxias mais brilhantes e fáceis de observar, as mais massivas no Universo, se tornarem mais raras à medida que o passado do Universo é observado, enquanto que as galáxias menos brilhantes, mas muito mais numerosas, são ainda mais difíceis de detectar.
Uma equipe de astrônomos liderada por Karina Caputi do Instituto Astronômico Kapteyn da Universidade de Groningen, na Holanda, descobriu muitas galáxias distantes que não tinham sido detectadas anteriormente. A equipe utilizou imagens do rastreio UltraVISTA, um dos seis projetos que usam o VISTA para mapear o céu no infravermelho próximo, e fez um censo das galáxias tênues quando a idade do Universo estava compreendida entre 0,75 e 2,1 bilhões de anos.
Desde dezembro de 2009 que o rastreio UltraVISTA tem feito imagens da mesma região do céu, com um tamanho de quase quatro vezes a Lua Cheia. Esta é a maior área no céu da qual se fez imagens no infravermelho com esta profundidade até hoje. A equipe combinou as observações UltraVISTA com observações do telescópio espacial Spitzer da NASA, o qual investiga o cosmos a comprimentos de onda ainda maiores, na região do infravermelho médio.  O telescópio VISTA do ESO observou no infravermelho próximo, no intervalo de comprimentos de onda entre 0,88 e 2,15 μm, enquanto o Spitzer observou entre 3,6 e 4,5 μm, no infravermelho médio.
“Descobrimos 574 novas galáxias massivas, a maior amostra jamais reunida deste tipo de galáxias,  anteriormente ocultas, no Universo primordial,” explica Karina Caputi. “Estudá-las irá nos permitir responder a uma questão simples mas importante: quando é que apareceram as primeiras galáxias massivas?”
A obtenção de imagens do cosmos no infravermelho próximo deu aos astrônomos a possibilidade de observar objetos que estão simultaneamente obscurecidos por poeira e se encontram extremamente distantes, criados quando o Universo era muito jovem. A expansão do espaço nos diz que quanto mais distante estiver uma galáxia, mais depressa parecerá afastar-se de um observador situado na Terra. Este estiramento faz com que a radiação emitida por estes objetos distantes se desloque para as regiões mais vermelhas do espectro, o que significa que necessitamos de observar no infravermelho próximo e médio para captar esta radiação.
A equipe descobriu um enorme aumento nos números destas galáxias num espaço de tempo muito curto. Uma grande fração das galáxias massivas que vemos atualmente no Universo próximo já tinham sido formadas apenas 3 bilhões de anos após o Big Bang. Neste contexto, as galáxias massivas têm massas com mais de 50 bilhões de vezes  da massa solar. A massa total das estrelas na Via Láctea encontra-se também próxima deste número.
“Não encontramos evidências destas galáxias massivas mais cedo do que cerca de um bilhão de anos após o Big Bang, por isso estamos confiantes que esta é a época em que as primeiras galáxias massivas se formaram,” conclui Henry Joy McCracken, co-autor do artigo científico que descreve estes resultados. A equipe não descobriu nenhuma evidência de galáxias massivas com desvio para o vermelho superior a 6 (z>6), um valor equivalente a tempos menores que 900 milhões de anos após o Big Bang.
Adicionalmente, os astrônomos descobriram que existem mais galáxias massivas do que o que se pensava anteriormente. As galáxias que estavam anteriormente escondidas pela poeira são cerca de metade do número total das galáxias massivas presentes no Universo quando este tinha entre 1,1 e 1,5 bilhões de anos. Isto corresponde a desvios para o vermelho entre z=5 e z=4. Estes novos resultados contradizem, no entanto, os atuais modelos que explicam como é que as galáxias evoluíram no Universo primordial, os quais não preveem a existência de galáxias grandes tão cedo no Universo.
Para complicar ainda mais as coisas, se as galáxias massivas forem mais empoeiradas no Universo primordial do que o esperado, então nem o UltraVISTA as conseguirá detectar. Neste caso, a teoria atual que explica como é que as galáxias se formaram no Universo primordial teria que ser completamente revista.
O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) irá também procurar estas galáxias empoeiradas, que podem fazer alterar as regras do “jogo”. Se forem encontradas, serão também objetos a serem observados pelo telescópio de 39 metros do ESO, o European Extremely Large Telescope (E-ELT), que possibilitará a obtenção de observações detalhadas de algumas das primeiras galáxias do Universo.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Spitzer Bright, UltraVISTA Faint Sources in COSMOS: The Contribution to the Overall Population of Massive Galaxies at z = 3-7”, de K. Caputi et al., que foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Encontrado ciclos de raios gama em galáxia ativa

Astrônomos usando os dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA detectaram pistas de mudanças periódicas no brilho de uma galáxia ativa, cujas emissões são abastecidas por um buraco negro gigante.

© Goddard Space Flight Center/CI Lab (ciclo de raios gama do blazar PG 1553+113)

Se confirmada, a descoberta marcaria a primeira emissão cíclica de raios gama com anos de duração, já detectada de qualquer galáxia, o que forneceria novas ideias sobre os processos físicos que ocorrem nas proximidades de um buraco negro.

“Observando muitos anos de dados obtidos pelo Large Area Telescope (LAT) do Fermi, nós identificamos indicações de uma variação com aproximadamente dois longos anos de raios gama emitidos pela galáxia conhecida como PG 1553+113”, disse Stefano Ciprini, que coordenou a equipe do Fermi no Centro de Dados Científicos (ASDC) da Agência Espacial Italiana, em Roma. “Este sinal é sutil, e dura menos do que 4 ciclos; assim, do mesmo modo que é algo espetacular de se ver é algo que precisa de mais observações”.

Buracos negros supermassivos com uma massa de milhões de vezes a massa do Sol, localizam-se no núcleo da maioria das galáxias, incluindo a nossa Via Láctea. Em cerca de 1% dessas galáxias, o buraco negro monstruoso, irradia energia equivalente à bilhões de vezes a energia do Sol, emissões que podem variar em escala de tempo de minutos a anos. Portanto, estas galáxias são consideradas ativas.

Mais da metade das fontes de raios gama observadas pelo LAT do Fermi, são galáxias ativas, chamadas de blazars, como a PG 1553+113. À medida que a matéria cai em direção ao seu buraco negro supermassivo, algumas partículas subatômicas escapam numa velocidade próxima à velocidade da luz em um par de jatos apontados em direções opostas. O que faz um blazar tão brilhante é que um desses jatos de partículas podem estar diretamente apontados para nós.

“Em essência, nós estamos olhando diretamente para dentro do jato; logo, como o seu brilho varia se torna a nossa principal ferramenta para entender a estrutura do jato e o ambiente próximo do buraco negro”, disse Sara Cutini, uma astrofísica no ASDC.

Motivados pela possibilidade de mudanças regulares nos raios gama, os pesquisadores examinaram uma década de dados em múltiplos comprimentos de onda. Isso inclui observações ópticas de longo prazo do Observatório Tuorla na Finlândia, no Observatório Lick, na Califórnia, e Catalina Sky Survey, perto de Tucson, no Arizona, além de dados ópticos e de raios X da nave Swift, da NASA. A equipe também estudou observações feitas pelo Rádio Observatório de Owens Valley, perto de Bishop, na Califórnia, que tem observado a PG 1553+113 a cada poucas semanas, desde de 2008, como parte de um programa de monitoramento de blazars que suporta a missão Fermi.

“As variações cíclicas na luz visível e nas ondas de rádio são similares às que nós vimos nos raios gama de alta energia do Fermi”, disse Stefan Larsson, um pesquisador no Instituto Real de Tecnologia em Estocolmo, colaborador da equipe do ASDC. “O padrão sendo muito consistente através de uma grande variedade de comprimentos de onda é uma indicação que a periodicidade é real e não apenas uma flutuação nos dados de raios gama”. Se o ciclo de raios gama da PG 1553+113 for de fato real, os pesquisadores fizeram a previsão que podem registrar um pico novamente em 2017 e 2019, bem dentro do tempo de vida operacional do Fermi.

Os cientistas identificaram alguns cenários que poderiam gerar emissões periódicas, incluindo diferentes mecanismos que poderiam produzir uma variação de duração de anos no jato de partículas de alta energia, emanando do buraco negro. O cenário mais animador envolve a presença de um segundo buraco negro próximo, em órbita, e produzindo o jato que nós observamos. A força gravitacional do buraco negro vizinho iria periodicamente inclinar a parte interna desse disco de acreção do buraco negro companheiro, onde o gás colapsando em direção ao buraco negro se acumula e se aquece. O resultado seria uma vagarosa oscilação do jato, algo parecido com o que acontece com um irrigador de jardim, que poderia produzir mudanças cíclicas nos raios gama, que nós observamos.

A PG 1553+113, localiza-se na direção da constelação da Serpente, e sua luz leva cerca de 5 bilhões de anos para alcançar a Terra.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Descoberto pulsar de raios gama fora da Via Láctea

Uma equipe de cientistas utilizou dados obtidos com o telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA para descobrir o primeiro pulsar de raios gama fora da nossa galáxia. Trata-se mesmo do pulsar mais luminoso conhecido nesta região do espectro electromagnético.

© NASA/Goddard Space Flight Center/ESO/R. Fosbury (pulsares detectados pelo Fermi)

O pulsar agora descoberto faz parte da Grande Nuvem de Magalhães (GNM), a maior galáxia satélite da Via Láctea, a uma distância de 163 mil anos-luz. Mais especificamente, na GNM, os pulsares situam-se na periferia de uma gigantesca maternidade de estrelas, com mais de mil anos-luz de extensão, denominada de Nebulosa da Tarântula. Sabia-se que a nebulosa era uma fonte intensa de raios gama, que era atribuída à existência de inúmeros remanescentes de supernovas na região. O novo estudo explica com mais detalhe a proveniência dessa radiação gama e de forma absolutamente surpreendente. “É agora evidente que um único pulsar, o PSR J0540–6919, é responsável por aproximadamente metade da radiação gama que originalmente pensavamos ser proveniente da nebulosa. Foi uma surpresa total,” disse Pierrick Martin, um dos cientistas da equipe.

As estrelas muito maciças e luminosas, muito comuns na região da Nebulosa da Tarântula, terminam a sua vida com uma explosão titânica , uma supernova. Por vezes, nestas explosões, o núcleo da estrela sobrevive sob a forma de uma estrela de nêutrons. Como o próprio nome indica, estes objetos exóticos são constituídos principalmente por nêutrons, mas junto à superfície existem também partículas carregadas eletricamente como prótons, elétrons e íons atômicos. Um exemplar típico tem 1,4 massas solares, compactadas numa esfera de 20 km de diâmetro, resultando numa densidade enorme , ou seja, 1 centímetro cúbico de material pesa tanto como toda a humanidade! Quando se formam, a sua velocidade de rotação é enorme, com cerca de 300 rotações por segundo, gerando um campo magnético 1 trilhão de vezes mais intenso do que o da Terra.

As estrelas de nêutrons têm regiões na sua vizinhança ou mesmo na superfície, provavelmente junto aos polos magnéticos, que são focos intensos de radiação emitida em vários comprimentos de onda do espectro electromagnético, incluindo raios gama. Em algumas delas, durante a rotação, esta região emissora fica ocasionalmente alinhada com a nossa linha de visão, dando origem a pulsos periódicos de radiação. Por essa razão, estas estrelas de nêutrons são designadas mais especificamente por pulsares. A periodicidade destes pulsos é incrivelmente precisa, rivalizando mesmo com os melhores relógios atômicos.

Sabia-se também da existência de 2 pulsares na Nebulosa da Tarântula, designados por PSR J0540–6919 (J0540) e PSR J0537−6910 (J0537); foram descobertos pelos observatórios Einstein e Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE), durante as décadas de 80 e 90. O J0540 gira com uma frequência ligeiramente inferior a 20 vezes por segundo; o J0537 gira cerca de 62 vezes por segundo, o período de rotação mais curto conhecido para um pulsar jovem.

Apesar de o Fermi conseguir detectar ambos, os astrônomos não tinham ainda detectado os pulsos do J0540 e do J0537 em raios gama. Martin e os colegas conseguiram fazê-lo, finalmente, para o J0540, combinando mais de 6 anos de observações realizadas com o Large Area Telescope (LAT) do Fermi, com dados obtidos com o RTXE até 2011. "Esta campanha começou com a busca de um pulsar criado pela SN 1987A, a supernova mais próxima vista desde a invenção do telescópio," disse o co-autor Francis Marshall, astrofísico do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland. Os pulsos do J0537 não foram ainda detectados mas o estudo permite deduzir limites superiores para a sua intensidade.

“Os pulsos em raios gama do J0540 têm 20 vezes a intensidade do anterior recordista, o pulsar no centro da famosa Nebulosa do Caranguejo, apesar dos dois pulsares terem emissões semelhantes no rádio, visível e nos raios X,” descreve Lucas Guillemot, co-autor da equipe.

Pulsares como o J0540, com uma idade estimada de 1.700 anos, quase o dobro da idade do pulsar da Nebulosa do Caranguejo, são raros; a maioria dos 2.500 pulsares conhecidos tem idades entre 10 mil e vários milhões de anos. O J0537 é ainda mais jovem. De fato, o seu período é tão curto que torna a detecção dos pulsos de raios gama, se existirem, muito complicada. Tal como o pulsar da Nebulosa do Caranguejo, o J0537, apesar de mais jovem tem uma luminosidade em raios gama inferior à do J0540. Os astrônomos ainda não sabem explicar a anormal luminosidade do J0540.

Antes do lançamento do telescópio espacial Fermi, em 2008, apenas sete pulsares de raios gama eram conhecidos. Até hoje, a missão encontrou mais de 160!

O artigo descrevendo esta descoberta foi publicado na revista Science.

Fonte: Goddard Space Flight Center

A existência de criovulcões em Plutão?

Cientistas da missão New Horizons anunciaram esta semana a descoberta do que poderão ser os primeiros exemplos de criovulcões na superfície de Plutão.

© NASA/JHUAPL/SwRI (Wright Mons em Plutão)

Os criovulcões são vulcões de gelo que podem ter estado ativos no passado geológico recente.

As duas estruturas, conhecidas informalmente por Wright Mons e Piccard Mons, foram identificadas na região ao sul de Sputnik Planum, nos terrenos adjacentes a Norgay Montes, e possuem características morfológicas semelhantes às dos vulcões observados na Terra e em Marte.

Wright Mons tem 160 km de diâmetro e uma altitude aproximada de 4 km, e exibe no seu centro o que parece ser uma grande caldeira com 56 km de diâmetro. Piccard Mons eleva-se a 5,5 km da superfície e ocupa uma área aproximada de 44 mil km².

“Se são vulcânicas, então a depressão no cume provavelmente formou-se via colapso à medida que o material entrava em erupção a partir de baixo. As texturas acidentadas dos flancos das montanhas podem representar fluxos vulcânicos de algum tipo que viajaram até às planícies mais abaixo, mas ainda não sabemos a sua composição,” explica Oliver White, pesquisador de pós-doutorado da New Horizons no Centro de Pesquisa Ames da NASA em Moffett Field, Califórnia.

Embora sejam parecidos com os vulcões que aqui na Terra expelem rocha derretida, os vulcões de gelo em Plutão parecem emitir uma mistura mais ou menos derretida de substâncias como água gelada, nitrogênio, amônia ou metano. Se Plutão tiver mesmo vulcões, fornecerá uma nova e importante pista no que toca à sua evolução geológica e atmosférica.

"Afinal, nunca se viu nada como isto no Sistema Solar exterior e profundo," afirma Jeffrey Moore, líder da equipe GGI (Geology, Geophysics and Imaging) da New Horizons, também do Centro de Pesquisa Ames.

A equipe científica da New Horizons debateu nesta semana esta descoberta, entre outras, acerca de Plutão, na 47ª Reunião Anual da Divisão de Ciências Planetárias da Sociedade Astronômica Americana em National Harbor, Maryland, EUA.

O próximo alvo potencial da New Horizons será um astro do KBO (Kuiper Belt Object) denominado 2014 MU69, com 40 a 50 km de largura, que poderá fornecer o primeiro olhar detalhado de um antigo e pristino bloco de construção do Sistema Solar.

Fonte: NASA