Ondas gravitacionais são detectadas no Universo

Após uma série de rumores nos últimos meses, um consórcio internacional de cientistas, integrado por pesquisadores do Brasil, do projeto LIGO (Laser Interferometer Gravitacional-wave Observatory), confirmou ter obtido a primeira detecção direta de ondas gravitacionais geradas pela colisão e fusão de dois buracos negros.

© Ames Research Center/PRL (simulações numéricas das ondas gravitacionais)

A imagem acima mostra simulações numéricas das ondas gravitacionais emitidas pela fusão de dois buracos negros. Os contornos coloridos em torno de cada buraco negro representam a amplitude da radiação gravitacional, as linhas azuis representam as órbitas dos buracos negros e, as setas verdes, suas rotações.

As ondas gravitacionais são oscilações do espaço-tempo que foram previstas há um século pelo físico Albert Einstein.

A existência de ondas gravitacionais foi demonstrada pela primeira vez nas décadas de 1970 e 1980 por Joseph Taylor Jr. e colegas. Taylor e Russell Hulse descobriram, em 1974, um sistema binário composto por um pulsar em órbita de uma estrela de nêutrons. Taylor e Joel M. Weisberg descobriram, em 1982, que a órbita do pulsar estava diminuindo ligeiramente ao longo do tempo devido à libertação de energia sob a forma de ondas gravitacionais. Pela descoberta do pulsar e pela demonstração que tornaria possível esta medição de onda gravitacional em particular, Hulse e Taylor receberam o Prêmio Nobel da Física em 1993.

A nova descoberta do LIGO é a primeira observação das próprias ondas gravitacionais, feita através da medição dos pequenos distúrbios que as ondas fazem no espaço e no tempo à medida que passam através da Terra.

Usando detectores gêmeos do projeto LIGO, situados um em Livingston, em Louisiana, e o outro em Hanford, em Washington, nos Estados Unidos, a três mil quilômetros de distância um do outro, os pesquisadores afirmaram ter observado, pela primeira vez, ondas gravitacionais a partir de um evento cataclísmico, denominado GW 150914, em uma galáxia distante mais de 1 bilhão de anos-luz da Terra.

As ondas gravitacionais foram detectadas em 14 de setembro de 2015, às 6h51 no horário de Brasília, pelos detectores do LIGO. A última tomada de dados terminou agora em janeiro e a análise completa deverá ser publicada em abril.

Os pesquisadores afirmaram que as ondas gravitacionais foram produzidas durante os momentos finais da fusão de dois buracos negros que giraram um em torno do outro, como dois piões, irradiando energia como ondas gravitacionais. Estas ondas gravitacionais têm um som característico, chamado de sinal sonoro, que pode ser usado para medir as massas de dois objetos. Após girarem em torno um do outro, os dois buracos negros se fundiram em um único e mais massivo buraco negro em rotação.

Estima-se que a energia de pico liberada sob a forma de ondas gravitacionais durante os momentos finais da fusão dos buracos negros foi dez vezes maior do que a luminosidade combinada de todas as galáxias no Universo observável.

Os buracos negros têm apenas 150 quilômetros de diâmetro, mas um com 29 e outro com 36 vezes a massa do Sol. Quando se fundem há uma grande explosão de ondas gravitacionais. A energia despendida na geração das ondas gravitacionais detectadas explica porque o buraco negro resultante da fusão ficou com 62 vezes a massa do Sol, três sóis a menos do que a soma dos dois originais.

Causadas por alguns dos fenômenos mais violentos do Cosmos, como colisões e fusões de estrelas massivas compactas, a existência das ondas gravitacionais foi prevista por Einstein, em 1915, em sua Teoria da Relatividade Geral.

O cientista postulou que objetos massivos acelerados distorciam o espaço-tempo, produzindo mudanças no campo gravitacional que se deslocam para fora da massa e viajam à velocidade da luz através do Universo, levando informações sobre suas origens, além de pistas valiosas sobre a natureza da própria gravidade. Estas ondas gravitacionais têm amplitude um milhão de vezes menor do que o diâmetro de um próton e chegam à Terra com uma amplitude muito pequena.

Para tentar detectar e localizar fontes de ondas gravitacionais, os pesquisadores usaram uma técnica conhecida como interferometria a laser, que utiliza detectores distantes entre si para medir as diferenças das observações. Por intermédio dos detectores do LIGO, que foram desenvolvidos e são operados pelo Massachusetts Institute of Technology (MIT) e o California Institute of Technology (Caltech), ambos dos Estados Unidos, foi possível observar as ondas gravitacionais produzidas pela colisão e fusão de dois buracos negros há cerca de 1,3 bilhão de anos-luz da Terra que foram convertidas em trechos de som.

Na próxima campanha de observação do LIGO, que começará nos próximos meses, também haverá a participação de outro detector de ondas gravitacionais, o italiano VIRGO.

Um artigo intitulado “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger” foi publicado na revista Physical Review Letters. Os pesquisadores devem publicar nos próximos meses mais doze outros resultados da colaboração.

Uma publicação elaborada em conjunto pela Astronomy e Discovery referente ao centenário das ondas gravitacionais pode ser vista a seguir.

 

Fonte: Astronomy & Discovery

Um momento de brilho de uma estrela

Uma estrela recém formada ilumina as nuvens cósmicas à sua volta nesta nova imagem obtida no observatório de La Silla do ESO, no Chile.

© ESO (jovem estrela ilumina nebulosa de reflexão IC 2631)

As partículas de poeira nas enormes nuvens que rodeiam a estrela HD 97300 difundem a sua luz, tal como acontece com os faróis de um carro num nevoeiro, criando assim uma nebulosa de reflexão. Embora a estrela HD 97300 se encontre nas luzes da ribalta por agora, a própria poeira que a torna tão proeminente anuncia o nascimento de futuras estrelas, que potencialmente lhe roubarão o protagonismo.

A região resplandescente que se observa nesta nova imagem obtida com o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros é uma nebulosa de reflexão chamada IC 2631. Estes objetos são nuvens de poeira cósmica que refletem a radiação de uma estrela próxima, criando um magnífico espetáculo de luz. A IC 2631 é a nebulosa mais brilhante situada no Complexo do Camaleão, uma enorme região de nuvens de gás e poeira que abrigam várias estrelas recém nascidas e estrelas ainda em formação. O complexo situa-se a cerca de 500 anos-luz de distância na constelação austral do Camaleão.

A IC 2631 está iluminada pela estrela HD 97300, uma das estrelas mais jovens, mais massiva e mais brilhante da vizinhança. Esta região encontra-se repleta de material adequado à formação de estrelas, como é evidente pela presença das nebulosas escuras que se vêem na imagem por cima e por baixo da IC 2631. As nebulosas escuras são tão densas em gás e poeira que bloqueiam a radiação emitida pelas estrelas de fundo.

Apesar da sua presença dominante, a importância da HD 97300 deve ser colocada em perspectiva, já que se trata de uma estrela T Tauri, a primeira fase visível para estrelas relativamente pequenas. À medida que estas estrelas vão evoluindo e atingem a fase adulta, perdem massa e diminuem. No entanto, durante a fase de T Tauri as estrelas ainda não se contraíram até ao tamanho moderado que apresentarão durante bilhões de anos como estrelas da sequência principal.

Estas estrelas têm já uma temperatura à superfície semelhante à que terão na fase de sequência principal e, uma vez que os objetos T Tauri são essencialmente versões grandes da sua fase posterior, parecem mais brilhantes na sua juventude fora de proporções do que na sua maturidade. Estes objetos ainda não começaram a queimar hidrogênio em hélio nos seus núcleos, como as estrelas normais de sequência principal, mas começam já a “movimentar os seus músculos térmicos”, gerando calor a partir da contração.

As nebulosas de reflexão, como a que foi criada por HD 97300, apenas dispersam a radiação estelar de volta para o espaço. A radiação estelar mais energética, tal como a radiação ultravioleta emitida por estrelas jovens muito quentes, pode ionizar o gás circundante, fazendo com que este emita radiação e dando assim origem a nebulosas de emissão. Estas nebulosas de emissão indicam sempre a presença de estrelas mais quentes e mais poderosas que, durante a sua vida adulta, podem ser observadas a milhares de anos-luz de distância. A HD 97300 não é tão poderosa e o seu momento de protagonismo não está destinado a durar.

Fonte: ESO

Descobertas galáxias escondidas atrás da Via Láctea

Quase 900 galáxias próximas e escondidas têm sido estudadas por uma equipe internacional de astrônomos, levando uma nova luz sobre o entendimento do Grande Atrator, uma concentração difusa de massa a 250 milhões de anos-luz de distância, que está puxando a nossa Via Láctea, e milhares de outras galáxias em sua direção.

© ICRAR (ilustração do Grande Atrator)

Usando um receptor instalado no rádio telescópio Parkes de 64 m, pertencente à instituição Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO) na Austrália, a equipe foi capaz de ver através das estrelas e da poeira da nossa galáxia, vasculhando assim uma região inexplorada do espaço, conhecida pelos astrônomos como “Zona de Anulação”.

“Nós descobrimos 883 galáxias, um terço das quais nunca tinham sido vistas anteriormente,” disse o Professor Lister Staveley-Smith, membro da equipe, do ARC Centre of Excellence for All-sky Astrophysics (CAASTRO) e da University of Western Australia, um dos nós do International Centre for Radio Astronomy Research.

“A Via Láctea é muito bonita, e lógico é muito interessante estudá-la, mas ela bloqueia completamente a visão de galáxias mais distantes, atrás dela. Os cientistas têm tentado descobrir algo sobre o Grande Atrator desde que grandes desvios na expansão universal foram descobertos nos anos de 1970 e 1980,” disse Staveley-Smith.

“Nós não entendemos na verdade o que está causando essa aceleração gravitacional na Via Láctea, ou de onde essa força está vindo. Nós sabemos que nessa região existem algumas grandes coleções de galáxias que nós chamamos de aglomerados ou super aglomerados, e que a Via Láctea está se movendo na direção delas a mais de 2 milhões de quilômetros por hora”.

O Professor Staveley-Smith e seus colegas também identificaram algumas novas estruturas que poderiam ajudar a explicar o movimento da nossa Galáxia, incluindo três concentrações de galáxias e dois novos aglomerados.

“Existem novas concentrações de galáxias (chamadas de NW1, NW2 e NW3) que são fundamentais para confirmar o cruzamento diagonal da Parede do Grande Atrator, entre os Aglomerados Norma e o CIZA J1324.7-5736,” disse ele.

“Contribuidores para a densidade acima do nomal nessa área, são dois novos aglomerados (chamados de CW1 e CW2) na chamada Parede Centaurus, um dos quais forma parte do longo filamento que domina a céu do sul a velocidades de 3.000 km/s, e a sugestão de outra Parede no Grande Atrator em longitudes levemente maiores”.

“Os astrônomos têm tentado mapear a distribuição escondida atrás da Via Láctea por décadas,”disse o Professor Renée Kraan-Korteweg, um astrônomo na University of Cape Town, na África do Sul .

“Nós usamos uma grande quantidade de técnicas mas somente as observações de rádio realmente tiveram sucesso e permitiram que nós pudéssemos enxergar através da espessa camada de estrelas e poeira”.

“Uma galáxia normal contém 100 bilhões de estrelas, portanto descobrir centenas de novas galáxias escondidas atrás da Via Láctea, aponta para uma grande quantidade de massa, que era desconhecida até agora”.

Um artigo foi publicadono periódico Astronomical Journal.

Fonte: International Centre for Radio Astronomy Research

Planetas parecidos com a Terra têm interiores similares

As crianças aprendem na escola a estrutura básica da Terra: uma fina crosta exterior, um manto espesso e um núcleo com o tamanho de Marte. Mas será que esta estrutura é universal?

 

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de planeta parecido com a Terra)

Será que os exoplanetas em torno de outras estrelas têm as mesmas três camadas? Uma nova pesquisa sugere que a resposta é sim, que terão interiores muito semelhantes ao da Terra.

"Queríamos ver quão parecidos com a Terra são estes planetas rochosos. E parece que são muito parecidos com a Terra," afirma Li Zeng do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), autor principal do estudo.

Para chegar a esta conclusão, Zeng e outros pesquisadores aplicaram um modelo computacional conhecido como Preliminary Reference Earth Model (PREM), que é o modelo padrão para o interior da Terra. Ajustaram o modelo para acomodar massas e composições diferentes, e aplicaram-no a seis exoplanetas rochosos conhecidos cujas massas e tamanhos são bem conhecidos.

Eles descobriram que todos os outros planetas, apesar das suas diferenças em relação à Terra, têm um núcleo de níquel/ferro que corresponde a cerca de 30% da massa do planeta. Em comparação, cerca de um-terço da massa da Terra está no seu núcleo. A massa restante está no manto e na crosta, tal como a Terra.

"Nós só conhecemos bem a estrutura da Terra há aproximadamente cem anos. Agora podemos calcular as estruturas de planetas em torno de outras estrelas, apesar de não os podermos visitar," acrescenta Zeng.

O novo código também pode ser aplicado a mundos gelados mais pequenos, como luas ou planetas anões no Sistema Solar exterior. Por exemplo, ao inserir a massa e o tamanho de Plutão, a equipe determina que cerca de um-terço é gelo (principalmente água gelada, mas também amônia e metano gelado).

O modelo assume que os exoplanetas distantes têm composições químicas semelhantes à da Terra. Tal é razoável com base nas abundâncias relevantes dos elementos químicos essenciais como ferro, magnésio, silício e oxigênio em sistemas próximos. No entanto, planetas que se formem em regiões mais ou menos ricas em metais da Galáxia podem mostrar estruturas interiores diferentes. A equipe espera explorar estas questões em pesquisas futuras.

O artigo que descreve este trabalho, da autoria de Li Zeng, Dimitar Sasselov e Stein Jacobsen, foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal e está disponível online.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Fusão de galáxias em Eridanus

A imagem abaixo obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA e ESA, mostra uma galáxia peculiar conhecida como NGC 1487, encontrando-se cerca de 30 milhões de anos-luz de distância na constelação austral de Eridanus.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 1487)

Ao invés de vê-la como um objeto celeste, na verdade é melhor pensar nisso como um evento. Aqui, estamos assistindo duas ou mais galáxias se unindo para formar uma única nova galáxia. Cada galáxia perdeu quase todos os vestígios de sua aparência original, onde estrelas e gás foram arrastados pela gravidade em um elaborado turbilhão cósmico.

Exceto quando uma galáxia é muito maior que a outra, elas são sempre perturbadas pela violência do processo de fusão. Como resultado, é muito difícil determinar precisamente o que as galáxias originais pareciam e, de fato, quantos delas haviam. Neste caso, é possível que nós estamos vendo a fusão de várias galáxias anãs que anteriormente foram aglutinadas em um pequeno grupo.

Embora as estrelas amarelas e vermelhas mais velhas pode ser vistas nas regiões exteriores da nova galáxia, sua aparência é dominada por grandes áreas de estrelas azuis brilhantes, iluminando as manchas de gás que lhes deu vida. Esta explosão de formação estelar provavelmente pode ter sido provocada pela fusão.

Fonte: ESA

Encontrado seis novos pulsares de milissegundo

Uma equipe de astrônomos utilizou o catálogo de fontes de raios gama do telescópio espacial Fermi, compilado com base em 4 anos de observações, para identificar 34 das 1.000 fontes de raios gama de origem desconhecida como potenciais pulsares com períodos de rotação na ordem dos milissegundos.

© NASA (ilustração de um pulsar de milissegundo)

Observações subsequentes obtidas com o radiotelescópio de 305 metros de Arecibo, em Porto Rico, permitiram a identificação conclusiva de 6 dos candidatos como pulsares com períodos de rotação entre 1,99 e 4,66 milissegundos, ou seja, giram entre 502 e 215 vezes por segundo. Um dos pulsares faz parte de um sistema triplo, orbitando à distância um par de anãs brancas. Os restantes fazem parte de sistemas binários compactos com estrelas companheiras normais e períodos orbitais inferiores a 8 horas.

Pulsares são estrelas de nêutrons que emitem pulsos de radiação periódicos quando observadas a partir da Terra. Esta radiação tem origem numa região da superfície ou da vizinhança da estrela de nêutrons, provavelmente junto aos pólos magnéticos, e é normalmente emitida em várias bandas do espectro electromagnético. Em algumas estrelas de nêutrons, durante a rotação, esta região emissora fica alinhada com a nossa linha de visão, dando origem aos referidos pulsos de radiação com um intervalo igual ao período de rotação da estrela. A periodicidade destes pulsos é incrivelmente precisa, superando os melhores relógios atômicos.

Os pulsares perdem energia rotacional gradualmente ao longo de milhões de anos. Essa energia é transferida através do intenso campo magnético da estrela para um vento de partículas e radiação que dele emana. Como resultado, a maioria dos pulsares conhecidos têm períodos de rotação modestos, entre o décimo de segundo e alguns segundos. No início dos anos 80, foi descoberto um pulsar que girava 642 vezes por segundo, ou seja, com um período de rotação de 1,5 milissegundos. Desde então foram descobertos mais de 200 destes pulsares de milissegundo, estando o recorde em 761 rotações por segundo. Isto é metade da velocidade rotacional necessária para desintegrar o pulsar devido à ação da força centrífuga. Os pulsares que giram tão rapidamente ficam achatados nos pólos, assumindo a forma de um elipsóide. Esta alteração da simetria esférica e a sua grande massa em movimento propicia a perda de uma fração importante da sua energia por emissão de ondas gravitacionais.

A explicação para a existência destes pulsares começou a ser esboçada com a observação de que todos eles faziam parte de sistemas binários muito compactos com estrelas normais, anãs brancas ou mesmo outras estrelas de nêutrons. Em particular, os astrônomos notaram que estes pulsares de milissegundo eram particularmente abundantes em aglomerados globulares, tais como: M5 e M28 que têm 8 cada. A densidade estelar nestes aglomerados é das mais elevadas na Via Láctea e a probabilidade de um pulsar capturar uma estrela vizinha para formar um sistema binário compacto é significativa.

Num destes sistemas binários o pulsar “canibaliza” a sua estrela companheira, capturando material das suas camadas exteriores. Este material forma um disco que gira a grande velocidade em torno do pulsar e transfere momento angular para o mesmo, fazendo o pulsar rodar mais depressa. Este processo de amplificação da velocidade de rotação termina quando a estrela companheira, consumida pelo vento de partículas e radiação intensa provenientes do pulsar, fica reduzida a um cadáver estelar.

De acordo com os cientistas, 17 outras fontes ainda não identificadas indicadas pelo LAT são provavelmente pulsares de milissegundo e precisam de observações de acompanhamento para eliminar as incertezas. Em geral, 30% dos pulsares de milissegundo conhecidos ao longo do disco têm sido detectados em fontes anteriormente não identificados em raios gama apontado pelo Fermi. Estes resultados precursores necessitam de mais descobertas futuras em relação à rotação rápida das estrelas de nêutrons.

Fonte: Phys.org

Lua foi gerada por colisão frontral entre a Terra e planeta em formação

Segundo geoquímicos da Universidade da Califórnia, Los Angeles (UCLA), a Lua foi formada por uma violenta colisão de frente entre a Terra primitiva e um "embrião planetário" chamado Theia aproximadamente 100 milhões de anos depois da formação do nosso planeta.

© William K. Hartmann (ilustração do evento que produziu a Lua)

Os cientistas já sabiam deste acidente a alta velocidade, que ocorreu quase há 4,5 bilhões de anos atrás, mas muitos pensavam que a Terra colidiu com Theia a um ângulo de 45 graus ou mais, uma poderosa colisão de lado. Novas evidências divulgadas agora reforçam consideravelmente o caso de um choque frontal.

Os pesquisadores analisaram sete rochas trazidas para a Terra da Lua pelas missões Apollo 12, 15 e 17, bem como seis rochas vulcânicas do manto da Terra, cinco do Havaí e uma do estado americano do Arizona.

A chave para a reconstrução do impacto gigante foi uma assinatura química revelada nos átomos de oxigênio das rochas (o oxigênio constitui 90% do volume das rochas e 50% do seu peso). Mais de 99,9% do oxigênio da Terra é ¹⁶O, assim chamado porque cada átomo contém 8 prótons e 8 nêutrons. Mas também existem pequenas quantidades de isótopos de oxigênio mais pesados: ¹⁷O, que tem um nêutron extra, e ¹⁷O, que tem dois nêutrons extra.

A Terra, Marte e outros corpos planetários no nosso Sistema Solar têm, cada um, uma taxa única de ¹⁷O para ¹⁶O, cada um, uma "impressão digital" distinta.

Em 2014, uma equipe de cientistas alemães divulgou na revista Science que a Lua também tem o sua própria e única taxa de isótopos de oxigênio, diferente do da Terra. A nova pesquisa descobriu que tal não é o caso.

"Nós não vemos nenhuma diferença entre os isótopos de oxigênio da Terra e da Lua; são indistinguíveis," afirma Edward Young, autor principal do novo estudo e professor de geoquímica e cosmoquímica na UCLA.

A equipe de pesquisa de Young usou tecnologia de ponta para fazer medições extraordinariamente precisas e cuidadosas, e verificou-as com o novo espectrõmetro de massa da universidade.

O fato de que o oxigênio nas rochas da Terra e da Lua partilham assinaturas químicas foi muito revelador. Caso a Terra e Theia tivessem colidido num golpe lateral, a vasta maioria da Lua seria principalmente constituída pelo corpo Theia, e a Terra e a Lua teriam diferentes isótopos de oxigênio. Uma colisão de frente, no entanto, provavelmente teria resultado na composição química semelhante da Terra e da Lua.

"Theia foi bem misturado tanto na Terra como na Lua e uniformemente disperso entre os dois," comenta Young. "Isto explica porque é que não vemos uma assinatura diferente de Theia na Lua em relação à Terra."

Theia, que não sobreviveu à colisão (exceto que agora compõe grande parte da Terra e da Lua), estava crescendo e provavelmente ter-se-ia tornado um planeta caso a colisão não tivesse ocorrido. Young e outros cientistas pensam que o corpo tinha aproximadamente o mesmo tamanho que a Terra; outros acham que era mais pequeno, talvez parecido com Marte.

Outra questão interessante é saber se a colisão com Theia removeu qualquer água que a Terra primitiva pudesse conter. Depois da colisão, talvez dezenas de milhões de anos mais tarde, pequenos asteroides provavelmente atingiram a Terra, incluindo aqueles ricos em água. As colisões de corpos em crescimento ocorreram com muita frequência naquela época, embora Marte tivesse evitado grandes colisões.

A colisão frontal foi inicialmente proposta em 2012 por Matija Cuk, agora no Instituto SETI, e Sarah Stewart, professora na Universidade Davis da Califórnia; e, separadamente durante o mesmo ano, por Robin Canup do SwRI (Southwest Research Institute).

O recente estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: University of California, Los Angeles

Estrelas massivas em nebulosa

Estrelas massivas se encontram dentro da NGC 6357, uma extensa nebulosa de emissão a cerca de 6.500 anos luz na direção da constelação do Escorpião (Scorpius).

© Johannes Schedler (nebulosa NGC 6357)

De fato, posicionado próximo ao centro desta imagem da NGC 6357, o aglomerado estelar Pismis 24 inclui algumas das mais massivas estrelas conhecidas na galáxia, estrelas com cerca de 100 vezes a massa do Sol.

A brilhante região central da nebulosa também contêm pilares de poeira de gás molecular, provavelmente escondendo massivas protoestrelas dos curiosos olhos que se utilizam de instrumentos ópticos.

As formas intrincadas da nebulosa são esculpidas pelos ventos estelares e pela energética radiação emanada pelas recém-formadas estrelas massivas que limpam o gás e poeira original e abastecem o brilho nebular.

Melhorando a aparência cavernosa da nebulosa, os dados de imagem de banda estreita foi incluído nesta imagem composta em um esquema da paleta de cores do Hubble.

A emissão dos elementos enxofre, hidrogênio e oxigênio são mostradas, respectivamente, em tons de vermelho, verde e azul.

Esta visão telescópica sedutora se estende por cerca de 50 anos-luz à distância estimada da nebulosa NGC 6357.

Fonte: NASA

Explosão de buraco negro na radiogaláxia Pictor A

No filme Guerra nas Estrelas protagoniza a fictícia “Estrela da Morte”, que pode disparar raios poderosos de radiação no espaço. No entanto, no Universo existem fenômenos que muitas vezes ultrapassam a ficção científica.

© Chandra/ATCA (radiogaláxia Pictor A)

A galáxia Pictor A, é um destes objetos impressionantes. Esta galáxia localiza-se a cerca de 500 milhões de anos-luz da Terra e possui um buraco negro supermassivo no seu centro. Uma grande quantidade de energia gravitacional é lançada à medida que o material cai em direção ao horizonte de eventos, o ponto sem volta ao redor do buraco negro. Esta energia produz um enorme jato de partículas que viajam com velocidade próxima da velocidade da luz no espaço intergaláctico.

Para obter imagens deste jato, os cientistas usaram o observatório de raios X Chandra da NASA várias vezes durante 15 anos. Os dados do Chandra, em azul, foram combinados com os dados obtidos em ondas de rádio a partir do Australia Telescope Compact Array (ATCA), em vermelho, nesta nova imagem composta.

Ao estudar os detalhes da estrutura vista tanto em raios X como em ondas de rádio, os cientistas esperam entender melhor estas imensas explosões colimadas.

O jato emitido para a direita na Pictor A, é um dos mais próximo de nós. Este jato representa uma emissão contínua de raios X por uma distância de 300.000 anos-luz. Por comparação, a Via Láctea como um todo tem 100.000 anos-luz de diâmetro. Devido à sua relativa proximidade e à capacidade do Chandra de fazer imagens detalhadas em raios X, os cientistas estão conseguindo ver aspectos detalhados dos jatos e testar as ideias de como as emissões de raios X são produzidas.

Além do proeminente jato observado apontando para o lado direito, os pesquisadores reportaram a evidência de outro jato apontando na direção oposta, conhecido como “jato contrário”. Os dados obtidos pelo Chandra, foram os primeiros a confirmarem a presença deste jato contrário. O motivo de o jato contrário ser muito mais fraco do que o jato para a direita se deve provavelmente ao fato do seu movimento ser para longe da linha de visão da Terra.

As propriedades detalhadas do jato e do jato contrário observadas com o Chandra mostram que suas emissões de raios X provavelmente veem dos elétrons que fazem um movimento espiral ao redor das linhas do campo magnético, um processo chamado de emissão síncroton. Neste caso, os elétrons precisam ser continuamente reacelerados à medida que eles se movem ao longo do jato. Como isto ocorre ainda é algo não muito bem entendido.

Ao testarem as hipóteses, os pesquisadores descartaram um mecanismo diferente para produzir a emissão de raios X dos jatos. Neste cenário, os elétrons voando para longe do buraco negro no jato a uma velocidade próxima da velocidade da luz, se movem através de um oceano de radiação cósmica de fundo (CMB), a radiação remanescente da fase quente inicial do Universo depois do Big Bang. Quando um elétron em alta velocidade colide com um destes fótons da CMB, ele pode aumentar drasticmanete a energia do fóton na banda dos raios X.

O brilho dos raios X do jato depende da potência no feixe de elétrons e na intensidade da radiação de fundo. O brilho relativo dos raios X emanado do jato e do jato contrário na Pictor A não se ajustam com o que é esperado neste processo envolvendo a CMB e isto, efetivamente elimina esta hipótese como sendo a fonte da produção de raios X no jato.

Fonte: Marshall Space Flight Center

O disco voador frígido

Os astrônomos usaram o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e os telescópios do Institut de Radio Astronomie Millimétrique (IRAM) para fazer a primeira medição direta da temperatura dos grãos de poeira grandes situados nas regiões periféricas de um disco de formação planetária que se encontra em torno de uma estrela jovem.

  © Digitized Sky Survey 2/Hubble (disco protoplanetário em torno de estrela)

Ao observar de forma inovadora um objeto cujo nome informal é Disco Voador, os astrônomos descobriram que os grãos de poeira são muito mais frios do que o esperado: -266º Celsius. Este resultado surpreendente sugere que os modelos teóricos destes discos precisam de ser revistos.

Uma equipe internacional liderada por Stephane Guilloteau do Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, França, mediu a temperatura de enormes grãos de poeira localizados em torno da jovem estrela 2MASS J16281370-2431391 na região de formação estelar Rho Ophiuchi, a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra.
Esta estrela encontra-se rodeada por um disco de gás e poeira, chamado disco protoplanetário, uma vez que se situa na fase inicial da formação de um sistema planetário. Este disco é visto de perfil quando observado a partir da Terra e a sua aparência em imagens no visível levou a que se lhe desse o nome informal de Disco Voador.
Foi observado através do ALMA o brilho emitido pelas moléculas de monóxido de carbono no disco da 2MASS J16281370-2431391. As imagens revelaram-se extremamente nítidas e descobriu-se algo estranho, em alguns casos o sinal recebido era negativo. Normalmente um sinal negativo é fisicamente impossível, mas neste caso existe uma explicação, que leva a uma conclusão surpreendente.
O autor principal Stephane Guilloteau explica: “Este disco não se observa sobre um céu noturno escuro e vazio mas sim em silhueta, frente ao brilho da Nebulosa Rho Ophiuchi. O brilho difuso é demasiado extenso para ser detectado pelo ALMA, no entanto é absorvido pelo disco. O sinal negativo resultante significa que partes do disco estão mais frias do que o fundo. Na realidade, a Terra encontra-se na sombra do Disco Voador!”
A equipe combinou medições do disco obtidas pelo ALMA com observações do brilho de fundo obtidas pelo telescópio IRAM de 30 metros, situado em Espanha. As medições do IRAM foram necessárias uma vez que o ALMA não é sensível ao sinal extenso do fundo. Derivou-se uma temperatura para os grãos de poeira do disco de apenas -266º Celsius (ou seja, apenas 7 Kelvin) à distância de cerca de 15 bilhões de km da estrela central. Esta é a primeira medição direta da temperatura de grãos de poeira grandes (com tamanhos de cerca de 1 milímetro) em tais objetos.
A temperatura medida é muito mais baixa dos que os -258 a -253º Celsius (15 a 20 Kelvin) que a maioria dos modelos teóricos prevê.  Para explicar esta discrepância, os grãos de poeira grandes devem ter propriedades diferentes das que se assumem atualmente, de modo a permitirem o seu arrefecimento até temperaturas tão baixas.
“Para compreendermos qual o impacto desta descoberta na estrutura do disco, temos que descobrir que propriedades da poeira, que sejam plausíveis, podem resultar de tão baixas temperaturas. Temos algumas ideias, por exemplo, a temperatura pode depender do tamanho dos grãos, com os maiores a apresentarem temperaturas mais baixas do que os mais pequenos. No entanto, ainda é muito cedo para termos certezas,” acrescenta o co-autor do trabalho Emmanuel di Folco, do Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux.
Se estas temperaturas baixas da poeira forem encontradas como sendo uma característica normal dos discos protoplanetários, este fato pode ter muitas consequências na compreensão de como é que estes objetos se formam e evoluem.
Por exemplo, propriedades diferentes da poeira afetarão o que se passa quando as partículas colidem e portanto afetarão também o seu papel na criação das sementes da formação de planetas. Ainda não sabemos se esta alteração das propriedades da poeira é ou não significativa relativamente a este exemplo.
Temperaturas baixas da poeira podem também ter um grande impacto nos discos de poeira mais pequenos que se sabe existirem. Se estes discos forem majoritariamente compostos por grãos maiores e mais frios do que o que se supõe atualmente, isto pode significar que estes discos compactos são arbitrariamente massivos e por isso podem ainda formar planetas gigantes relativamente próximos da estrela central.
São claramente necessárias mais observações, no entanto parece que a poeira mais fria descoberta pelo ALMA poderá ter consequências significativas na compreensão dos discos protoplanetários.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “The shadow of the Flying Saucer: A very low temperature for large dust grains”, de S. Guilloteau et al., que foi publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics Letters.

Fonte: ESO

Abertura do concurso Apanhe uma Estrela

Os alunos de todo o mundo estão sendo convidados a participar do concurso de escrita de astronomia Apanhe uma Estrela 2016.

© ESO (Apanhe uma Estrela)

Para participar os alunos devem submeter um relatório escrito sobre um tema astronômico à sua escolha, por exemplo: um objeto astronômico, um fenômeno, uma observação, um problema científico ou uma teoria. Os relatórios devem ser escritos em inglês e não podem ter mais de 5.000 palavras. Os alunos podem concorrer em grupos, no máximo de três elementos, mais um líder de grupo que não seja estudante.

As submissões devem ser feitas por email, enviando o relatório em ficheiro pdf para astro.edu@gmail.com. O prazo de entrega de todas as contribuições é o dia 30 de novembro de 2016.

O ESO entregará imagens emolduradas de belos objetos astronômicos aos cinco primeiros lugares. E além destes quadros, os cinco vencedores poderão ainda fazer observações remotas no Observatório Nacional Astronômico Rozhen, na Bulgária, ou participar de uma video-conferência com um astrônomo profissional.

Apanhe uma Estrela é um concurso organizado por uma colaboração entre a European Association for Astronomy Education (EAAE) e European Southern Observatory (ESO). Esta iniciativa pretende estimular a criatividade e o trabalho autónomo dos estudantes de modo a fortalecer e expandir o seu conhecimento astronómico e as suas várias competências.

Encontram-se disponíveis da página internet do Apanhe uma Estrela mais informações sobre o concurso.

Fonte: ESO

Nuvem monstruosa é observada retornando à Via Láctea

Astrônomos utilizando telescópio espacial Hubble estão descobrindo que o velho ditado "o que sobe tem que descer" até se aplica a uma nuvem imensa de hidrogênio fora da Via Láctea.

  © NASA/ESA/A. Feild (ilustração da Nuvem Smith caindo na Via Láctea)

A nuvem invisível está caindo em direção à nossa Galáxia a 1,1 milhões de quilômetros por hora.

Apesar de se conhecerem centenas de nuvens gigantes e velozes de gás em torno da periferia da nossa Galáxia, esta denominada "Nuvem Smith" é única porque a sua trajetória é bem conhecida. As novas observações do Hubble sugerem que foi lançada das regiões exteriores do disco galáctico há cerca de 70 milhões de anos atrás. A nuvem foi descoberta no início da década de 1960 pela estudante de doutoramento em astronomia Gail Smith, que detectou ondas de rádio emitidas pelo seu hidrogênio.

A nuvem está retornando numa rota de colisão e espera-se que "lavre" o disco da Via Láctea daqui a 30 milhões de anos. Quando isso acontecer, os astrônomos acreditam que vai dar início a uma espetacular explosão de formação estelar, talvez fornecendo gás suficiente para fabricar 2 milhões de sóis.

"A nuvem é um exemplo de como a Galáxia muda com o tempo," explica Andrew Fox, líder da equipe e do Space Telescope Science Institute (STScI) em Baltimore, no estado americano de Maryland. "Diz-nos que a Via Láctea é um lugar muito ativo e borbulhante onde o gás pode ser expelido para fora de uma parte do disco e, depois, regressar para outra."

"A nossa Galáxia recicla o seu gás através de nuvens, sendo a Nuvem Smith um exemplo, e irá formar estrelas em lugares diferentes do que no passado. As medições da Nuvem Smith pelo Hubble ajudam-nos a visualizar quão ativos são os discos das galáxias," afirma Fox.

Os astrônomos determinaram que esta região de gás em forma de cometa mede cerca de 11.000 anos-luz de comprimento e 2.500 anos-luz de largura. Se pudesse ser observada no visível, teria um diâmetro aparente no céu 30 vezes maior que a Lua Cheia.

Os astrônomos há muito que pensavam que a Nuvem Smith podia ser uma galáxia falhada, sem estrelas, ou gás que caía para a Via Láctea oriundo do espaço intergaláctico. Se qualquer um destes cenários fosse verdadeiro, a nuvem deveria conter principalmente hidrogênio e hélio, não os elementos mais pesados fabricados pelas estrelas. Mas se viesse de dentro da Galáxia, ela conteria mais dos elementos encontrados no nosso Sol.

A equipe usou o Hubble para medir pela primeira vez a composição química da Nuvem de Smith e para determinar de onde veio. Observaram, no ultravioleta, os núcleos brilhantes de três galáxias ativas que residem a bilhões de anos-luz por trás da nuvem. Usando o instrumento COS (Cosmic Origins Spectrograph) do Hubble, mediram como esta luz é filtrada através da nuvem.

Em particular, procuraram enxofre na nuvem, que pode absorver a luz ultravioleta. "Ao medir o enxofre, podemos aprender quão enriquecida em átomos de enxofre é a nuvem, em comparação com o Sol," explica Fox. O enxofre é um bom indicador da quantidade de elementos mais pesados que residem na nuvem.

Foi descoberto que a Nuvem Smith é tão rica em enxofre como o disco exterior da Via Láctea, uma região a cerca de 40.000 anos-luz do centro da Galáxia (aproximadamente 15.000 anos-luz mais para a periferia da Via Láctea do que o Sol e o Sistema Solar). Isto significa que a Nuvem Smith foi enriquecida por material das estrelas. Isto não acontecia se fosse hidrogênio pristino de fora da Galáxia, ou se fosse o remanescente de uma galáxia falhada e desprovida de estrelas. Em vez disso, a nuvem parece ter sido expulsa de dentro da Via Láctea e está agora de volta como um bumerangue.

Embora isto resolva o mistério da origem da Nuvem de Smith, levanta novas questões: como é que a nuvem chegou onde está agora? Que evento desastroso a catapultou para fora do disco da Via Láctea, e como é que permaneceu intacta? Será que uma região de matéria escura, uma forma invisível de matéria, passou pelo disco e capturou gás da Via Láctea? As respostas poderão ser encontradas em investigações futuras.

A pesquisa foi publicada na edição de 1 janeiro de 2016 da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Uma beleza muitas vezes ignorada

A imagem a seguir mostra a galáxia espiral NGC 986 situada na constelação da Fornalha.

© ESO (NGC 986)

A galáxia, que foi descoberta em 1826 pelo astrônomo escocês James Dunlop, não costuma ser fotografada muitas vezes devido à sua proximidade com o rico e famoso aglomerado de galáxias da Fornalha, o que não deixa de ser uma pena já que esta galáxia, além de ser um grande objeto científico, é também muito bonita.
A NGC 986 situa-se a cerca de 56 milhões de anos-luz de distância e parece quase perfeita vista de face. A sua posição no céu permite-nos observar os dois braços espirais principais e também uma estrutura central em forma de barra, composta por estrelas e poeira, que faz com que este objeto seja classificado como uma galáxia espiral barrada.
Rastreios astronômicos mostraram que cerca de dois terços de todas as galáxias espirais contêm uma barra, incluindo a Via Láctea, e por isso a NGC 986 é um objeto perfeito para estudar a estrutura das galáxias e descobrir mais sobre a nossa própria casa galáctica, a qual se torna difícil de estudar a partir do interior.
Esta imagem, captada pelo instrumento FORS montado no Very Large Telescope (VLT), no Observatório do Paranal, no norte do Chile, foi obtida no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, o qual visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica. O programa utiliza tempo de telescópio que não pode ser usado em observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso postos à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.

Fonte: ESO

MWC 922: A Nebulosa do Quadrado Vermelho

O que poderia fazer com que uma nebulosa parecesse quadrada?

© Peter Tuthill & James Lloyd (MCW 922)

Ninguém sabe ao certo. O sistema de estrelas quentes conhecido como MWC 922 parece fazer parte de uma nebulosa exatamente neste formato. A imagem acima combina exposições em infravermelho do telescópio Hale no Monte Palomar, na Califórnia, e do telescópio Keck-2 em Mauna Kea, no Havaí­. Uma das principais hipóteses precursoras para a nebulosa quadrada é que a estrela central ou estrelas de alguma forma expeliram cones de gás durante um estágio de desenvolvimento tardio. Na nebulosa MWC 922, esses cones coincidentemente incorporam ângulos quase retos e são visíveis de lado. As evidências que respaldam a hipótese dos cones incluem raios radiais na imagem que podem percorrer as paredes dos cones. Pesquisadores especulam que os cones, quando vistos de outro ângulo, poderiam parecer semelhantes aos gigantescos anéis da supernova SN 1987A, possivelmente indicando que uma estrela na MWC 922 poderia um dia explodir em uma supernova semelhante.

Fonte: NASA

A galáxia oculta IC 342

Semelhante em tamanho às grandes e brilhantes galáxias espirais da nossa vizinhança, IC 342 está a apenas 10 milhões de anos luz de distância na direção da constelação boreal da Girafa (Camelopardalis).

 

  © Fabiomassimo Castelluzzo (IC 342)

A galáxia IC 342 é um universo particular que seria um objeto proeminente nos nossos céus noturnos, mas está obscurecida por um véu de estrelas, gases e poeira cósmica ao longo do plano da Via Láctea.

Mesmo que a luz da galáxia IC 342 esteja reduzida pelas nuvens cósmicas intervenientes, esta imagem telescópica profunda retrata seus aglomerados estelares azuis, a poeira e o brilho em tons de rosa das regiões de formação estelar, imersas nos braços espirais que se espalham a partir do núcleo da galáxia.

A IC 342 pode ter sofrido uma explosão recente de formação estelar e está perto o suficiente para ter influenciado gravitacionalmente a evolução do grupo local de galáxias e a nossa Via Láctea.

Fonte: NASA

O alinhamento dos cinco planetas mais próximos do Sol

Um alinhamento dos cinco primeiros planetas do nosso Sistema Solar pode ser visto a olho nu no horizonte, pouco antes do nascer do Sol, por volta das 5,5 hs da manhã.

© SkySafari (o alinhamento dos cinco planetas)

Os planetas Mercúrio, Vênus, Saturno, Marte e Júpiter estarão visíveis a olho nu no céu entre as direções Leste e Norte no horizonte. O fenômeno deve ocorrer até 20 de fevereiro deste ano.

A linha formada pelos planetas no céu segue de perto a eclíptica, o caminho aparente do Sol em relação às estrelas de fundo. O alinhamento será apenas visual no céu noturno, do ponto de vista de quem está aqui na Terra, sendo que os planetas não estarão realmente alinhados de fato.

O primeiro planeta a aparecer no horizonte será Júpiter, por volta das 23 hs. Em seguida, virão Marte, às 2 hs, Saturno, às 3 hs, Vênus, às 4 hs e, por último, Mercúrio que só deve despontar no horizonte por volta das 5,5 hs.

Os Vênus e Júpiter são os planetas mais facilmente identificáveis, mas Mercúrio o último planeta a aparecer será um pouco mais difícil de ser observado, devido a sua posição aparente no horizonte e de sua proximidade com o Sol, consequentemente seu tempo de visualização é curto.

No dia 6 de fevereiro deste ano ocorrerá o ápice do fenômeno, quando Mercúrio estará em elongação máxima, ou seja, atingirá seu ponto máximo no céu. Em 1 de fevereiro, a Lua estará ao lado de Marte, em seguida, na manhã seguinte, ela estará situada logo abaixo do Planeta Vermelho. Na manhã do dia 4 de fevereiro, a Lua na fase crescente estará perto de Saturno. Em seguida, em 6 de fevereiro, a Lua estará ao lado de Vênus e em 7 de fevereiro, a Lua com uma pequena fatia iluminada estará situada abaixo de Mercúrio.

Este o alinhamento destes cinco planetas que podem ser vistos a olho nu ocorreu pelo última vez em 2005, e deverá acontecer novamente em agosto deste ano e depois em outubro de 2018.

Fonte: Cosmo Novas & National Geographic

Lançado telescópio brasileiro para observação do Sol

A NASA, agência espacial norte-americana, lançou com êxito, no dia 18 de janeiro, um balão estratosférico que transporta dois equipamentos científicos voltados a estudar o Sol. O lançamento foi feito em McMurdo, base dos Estados Unidos na Antártica.

 

© NASA/SDO (explosão solar)

Um dos equipamentos é o Solar-T: um telescópio fotométrico duplo, projetado e construído no Brasil por pesquisadores do Centro de Radioastronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM), da Universidade Presbiteriana Mackenzie, em colaboração com colegas do Centro de Componentes Semicondutores da Universidade Estadual de Campinas (Unicamp).

O outro equipamento é o experimento de raios X e gama GRIPS (sigla em inglês de Gamma-ray Imager / Polarimeter for Solar Flares), da University of California em Berkeley, nos Estados Unidos, no qual o Solar-T foi acoplado.

Desenvolvido com apoio da FAPESP, por meio de um Projeto Temático e de um Auxílio à Pesquisa-Regular, o Solar-T é o primeiro instrumento científico do gênero construído no país, após 15 anos de pesquisa e desenvolvimento.

Além da FAPESP, o projeto contou com recursos do Fundo Mackenzie de Pesquisa (MackPesquisa), do Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq), da Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (Capes), da NASA, do AFOSR (sigla em inglês de Air Force Office of Scientific Research), dos Estados Unidos, e do Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (Conicet), da Argentina.

“O desenvolvimento do Solar-T representa uma oportunidade de qualificação brasileira em tecnologia espacial avançada que pode dar origem a novos projetos em satélites, por exemplo, e contribuições para a Estação Espacial Internacional”, disse Pierre Kaufmann, pesquisador do CRAAM e coordenador do projeto.

“Estamos desenvolvendo um projeto em colaboração com o Instituto Lebedev de Moscou para instalar telescópios de detecção de frequências em terahertz na Estação Espacial Internacional, e o sucesso da missão do Solar-T é uma condição necessária para qualificarmos a tecnologia que desenvolvemos”, afirmou.

O balão estratosférico transportando o Solar-T e o GRIPS – que juntos pesam mais de 3 toneladas – está voando a uma altitude de 40 mil metros e circum-navegará a Antártica por um período entre 20 e 30 dias.

Enquanto sobrevoar o continente gelado, o Solar-T deverá captar a energia que emana das explosões solares em duas frequências inéditas, de 3 e 7 terahertz (THz), que correspondem a uma fração da radiação infravermelha distante.

Situada no espectro eletromagnético entre a luz visível e as ondas de rádio, essa faixa de radiação permite observar mais facilmente a ocorrência de explosões associadas aos campos magnéticos das regiões ativas do Sol, que muitas vezes lançam em direção à Terra jatos de partículas de carga negativa (elétrons) aceleradas a grandes velocidades.

Nas proximidades do planeta, essas partículas atrapalham o funcionamento de satélites de telecomunicações e de GPS e produzem as auroras austrais e boreais.

A radiação das explosões nessa faixa do infravermelho distante também torna possível uma nova abordagem para investigar fenômenos que produzem energia em regiões ativas que ficam entre a superfície do Sol, a fotosfera, onde a temperatura não passa dos 5,7 mil graus, e as camadas superiores e mais quentes: a cromosfera, onde as temperaturas alcançam 20 mil graus, e a coroa, que está a mais de 1 milhão de graus.

“Essas frequências de 3 e 7 terahertz são impossíveis de serem medidas a partir do nível do solo porque são bloqueadas pela atmosfera. É necessário ir para o espaço para medi-las”, disse Kaufmann.

Para fazer as medições, o Solar-T conta com um aparato composto por dois fotômetros (medidores de intensidade de fótons), coletores e filtros para bloquear radiações de frequências indesejáveis (infravermelho próximo e luz visível), que poderiam mascarar o fenômeno, e selecionar as frequências de 3 e 7 terahertz.

Os dados coletados pelo telescópio fotométrico são armazenados em dois computadores a bordo do equipamento e transmitidos compactados à Terra, por meio de um sistema de telemetria, valendo-se da rede de satélites Iridium. Os dados transmitidos à Terra são gravados em dois computadores no CRAMM.

“A transmissão dos dados obtidos pelo Solar-T para a Terra garante a obtenção das informações coletadas caso não seja possível recuperar os computadores a bordo do equipamento, porque as chances são muito baixas”, afirmou Kaufmann. “A Antártica é maior do que o Brasil, tem pouquíssimos lugares de acesso e não há como controlar o lugar onde o balão deve cair.”

De acordo com o pesquisador, os dois fotômetros THz, os computadores de dados e o sistema de telemetria do Solar-T estão funcionando normalmente, alimentados por duas baterias carregadas com energia capturada por painéis solares.

Logo após o rastreador de explosões solares ter sido acionado, no dia seguinte ao do lançamento do balão estratosférico, o equipamento já começou a enviar dados para a Terra.

Os dados terão que ter precisão de apontamento e rastreio do Sol de mais ou menos meio grau. Esse nível de precisão deverá ser assegurado por um sistema automático de apontamento e rastreio do GRIPS, com o qual o Solar-T está alinhado.

“Por enquanto, ainda não houve nenhuma grande explosão solar captada pelo Solar-T. Mas, caso ocorra, o equipamento poderá detectá-la e enviar os dados para analisarmos”, disse Kaufmann.

Fonte: FAPESP (Agência)

A vizinha limpa e arrumada da Via Láctea

Muitas galáxias encontram-se cheias de poeira, enquanto outras apresentam ocasionais faixas escuras de fuligem cósmica opaca espiralando entre o gás e as estrelas.

© ESO (galáxia anã IC 1613)

No entanto, o alvo desta nova imagem, obtida pela câmera OmegaCAM montada no telescópio de rastreio do VLT no ESO, no Chile, é bastante peculiar, a pequena galáxia chamada IC 1613 é uma maníaca por limpeza!

A IC 1613 contém muito pouca poeira cósmica, o que permite aos astrônomos explorar o seu conteúdo com bastante facilidade. Não é apenas uma questão de aparência; a limpeza desta galáxia é vital para a compreendermos o Universo que nos rodeia.

A IC 1613 é uma galáxia anã situada na constelação da Baleia. Esta imagem do VST mostra a beleza pouco convencional deste objeto, deixando-nos observar suas estrelas todas espalhadas e gases rosa brilhante, em grande detalhe.
O astrônomo alemão Max Wolf descobriu o fraco brilho da IC 1613 em 1906. Em 1928, o seu compatriota Walter Baade utilizou o poderoso telescópio de 2,5 metros instalado no Observatório de Mount Wilson, na Califórnia, conseguindo observar as estrelas individuais. A partir destas observações os astrônomos concluíram que esta galáxia deveria estar muito perto de nós, uma vez que apenas era possível resolver estrelas individuais com tamanho aparente de alfinetes nas galáxias mais próximas.
Desde este momento, os astrônomos confirmaram que IC 1613 é efetivamente um membro do Grupo Local, uma coleção de mais de 50 galáxias que inclui a nossa galáxia, a Via Láctea. A IC 1613 situa-se a 2,3 milhões de anos-luz de distância de nós, sendo relativamente bem estudada devido à sua proximidade. Os astrônomos descobriram que se trata de uma anã irregular, a qual não apresenta muitas das características encontradas em outras galáxias pequenas, como por exemplo um disco estrelado.
No entanto, o que falta em forma à IC 1613 é compensado em termos de limpeza. Sabemos a distância à IC 1613 com elevado grau de precisão, parcialmente devido aos níveis anomalamente baixos de poeira que se encontram lá e ao longo da nossa linha de visada, algo que permite observações muito mais claras. A poeira cósmica é composta por vários elementos pesados, tais como o carbono e o ferro, assim como por moléculas maiores e mais granuladas. Não só bloqueia a radiação, dificultando a observação de objetos envoltos em poeira, como dispersa de forma preferencial a radiação mais azul. Como resultado, a poeira cósmica faz os objetos parecerem mais vermelhos do que na realidade são, quando observados através dos nossos telescópios. Este avermelhamento deve ser considerado quando estudam estes objetos, mas mesmo assim, quanto menor o avermelhamento, mais precisas serão as observações.
A segunda razão da distância ser conhecida com tanta precisão deve-se ao fato desta galáxia abrigar uma quantidade de estrelas de dois tipos: variáveis Cefeides e variáveis RR Lyrae. Estes tipos de estrelas pulsam de forma ritmada, crescendo em brilho e tamanho de forma característica a intervalos regulares. Além das duas Nuvens de Magalhães, IC 1613 é a única galáxia anã irregular no Grupo Local onde se identificaram estrelas variáveis do tipo RR Lyrae.
Como sabemos por experiência cotidiana na Terra, os objetos que brilham, tais como as lâmpadas ou as chamas das velas, parecem mais fracos à medida que nos afastamos deles. Os astrônomos usam esta regra simples da lógica para descobrir quão distantes é que os objetos no Universo estão realmente, desde que saibam quão brilhantes são na realidade, ou seja, desde que conheçam o seu brilho intrínseco.
As variáveis Cefeides e RR Lyrae têm a propriedade especial do seu período de aumento e diminuição de brilho estar diretamente ligado ao seu brilho intrínseco. Por isto, ao ser medido quão rápido flutuam é possível o seu brilho intrínseco. Comparando depois este valor ao brilho aparente medido, podemos saber quão distantes é que se encontram, de modo a parecerem tão tênues quando observados.
As estrelas para as quais se conhece o seu brilho intrínseco funcionam como velas padrão, um pouco como uma vela com determinado brilho atuaria para se calcular intervalos de distância baseados no brilho observado do cintilar da sua chama.
Usando velas padrão, tais como as estrelas variáveis que se encontram na IC 1613 e as menos comuns explosões de supernova do tipo Ia, que podem ser observadas ao longo de maiores distâncias cósmicas foi construída uma escada de distância cósmica, que penetra o espaço cada vez mais profundamente.
Há décadas atrás a IC 1613 ajudou os astrônomos a determinar como usar estrelas variáveis para mapear a grande extensão do Universo. Nada mau para uma pequena galáxia sem forma!

Fonte: ESO

Descoberto exoplaneta com a maior órbita conhecida

O objeto de massa planetária J2126, anteriormente pensado como sendo um planeta solitário, orbita sua estrelaprogenitora na maior órbita já descoberta até agora no Universo, de acordo com uma equipe de astrônomos liderada pelo Dr. Niall Deacon, da Universidade de Hertfordshire, no Reino Unido.

© University of Hertfordshire/Neil Cook (ilustração do exoplaneta J2126)

O exoplaneta 2MASS J21265040-8140293 (J2126), tem cerca de 13 vezes a massa de Júpiter. Sua órbita é de aproximadamente 6.900 UA (Unidades Astronômicas) de distância da sua estrela, a TYC 9486-927-1, uma estrela ativa, de rotação rápida e classificada como sendo do tipo anã-M.

Esta é uma órbita 6.900 vezes maior que a distância da Terra ao Sol, ou seja, aproximadamente 1 trilhão de quilômetros. Nesta sua órbita, o planeta leva 900.000 anos para completar uma volta ao redor da sua estrela.

O planeta foi registrado pela primeira vez em 2008 pelo astrônomo Neill Reid do Space Telescope Science Institute.

Em 2014, uma equipe de astrônomos do Canadá identificou ele como sendo o possível membro de um grupo de estrelas com 45 milhões de anos de vida e anãs marrons conhecido como Tucana Horologium Association. Isto fez com que o objeto fosse muito jovem e tivesse pouca massa para ser classificado como um planeta solitário.

Até agora, ninguém havia sugerido que o J2126 e a estrela TYC 9486-927-1 estivessem conectados de alguma forma.

O Dr. Deacon e seus colegas da Alemanha, Austrália e dos EUA, descobriram que esses dois objetos estão se movendo através do espaço, juntos, e estão a uma distância de 104 anos-luz do Sistema Solar, implicando que eles estão sim associados.

“Este é o maior sistema planetário já encontrado e ambos os membros são bem conhecidos por 8 anos, mas ninguém até então tinha feito a conexão entre eles antes”, disse o Dr. Deacon.

“O planeta não é solitário como nós pensávamos anteriormente, mas ele certamente está numa relação de grande distância com a sua estrela”.

De acordo com a equipe, o J2126, tem uma massa, uma idade, um tipo espectral e uma temperatura, semelhante a um exoplaneta muito bem estudado, o Beta Pictoris b.

“Comparado ao Beta Pictoris b, o J2126 está mais de 700 vezes mais distante de sua estrela, mas como esse imenso sistema planetário se formou e sobreviveu ainda permanece uma questão em aberto”, disse o Dr. Simon Murphy, membro da equipe, da Universidade Nacional Australiana.

Um artigo sobre o assunto foi aceito para publicação na Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: New Scientist

Aglomerados de galáxias revelam novas impressões sobre a matéria escura

A matéria escura é um fenômeno cósmico misterioso que corresponde a 27% de toda a matéria e energia.

© NASA/ESA/JPL-Caltech/Yale/CNRS (Abell 1689)

Embora a matéria escura esteja sempre à nossa volta, não a podemos ver ou sentir. Mas os cientistas podem inferir a presença da matéria escura observando como a matéria normal se comporta em torno dela.

Os aglomerados de galáxias, que consistem em milhares de galáxias, são importantes para explorar a matéria escura porque residem numa região onde tal matéria é mais densa do que a média. Pensa-se que quanto mais massivo é o aglomerados de galáxias, mais matéria escura tem no seu ambiente. Mas uma nova pesquisa sugere que a ligação é mais complicada do que isso.

"Os aglomerados de galáxias são como as grandes cidades do nosso Universo. Da mesma forma que podemos olhar para as luzes de uma cidade à noite, a partir de um avião, e inferir o seu tamanho, estes aglomerados dão-nos uma ideia da distribuição da matéria escura que não podemos ver," afirma Hironao Miyatake do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia.

Um novo estudo, liderado por Miyatake, sugere que a estrutura interna de um aglomerado de galáxias está ligada ao ambiente de matéria escura em seu redor. Esta é a primeira vez que se mostra que uma propriedade, além da massa do aglomerado, está associada com a matéria escura.

Os pesquisadores estudaram cerca de 9.000 aglomerados de galáxias do catálogo de galáxias SDSS (Sloan Digital Sky Survey) DR8 e dividiram-nos em dois grupos consoante as suas estruturas internas: um, no qual as galáxias individuais dentro dos aglomerados estavam mais espalhadas, e o outro no qual estavam agrupadas mais intimamente. Os cientistas usaram uma técnica chamada lente gravitacional, observando como a gravidade dos aglomerados curva a luz de outros objetos, para confirmar que ambos os grupos tinham massas semelhantes.

Mas quando os cientistas compararam os dois grupos, encontraram uma diferença importante na distribuição dos aglomerados de galáxias. Normalmente, os aglomerados de galáxias estão separados dos outros, em média, por 100 milhões de anos-luz. Mas para o grupo de aglomerados com galáxias mais próximas umas das outras, havia menos aglomerados vizinhos a esta distância do que no grupo com aglomerados mais dispersos. Por outras palavras, o ambiente de matéria escura em seu redor determina quão agrupado é o aglomerados de galáxias.

"A diferença é o resultado dos diferentes ambientes de matéria escura em que os grupos de aglomerados de galáxias se formam. Os nossos resultados indicam que a ligação entre um aglomerado de galáxias e a matéria escura ao redor não se caracteriza apenas pela massa do aglomerado, mas também pela sua história de formação," comenta Miyatake.

David Spergel, professor de astronomia na Universidade de Princeton em Nova Jersey, acrescenta: "estudos observacionais anteriores haviam mostrado que a massa dos aglomerados de galáxias é o fator mais importante na determinação das suas propriedades globais. O nosso trabalho mostra que a 'idade também conta': aglomerados mais jovens vivem em ambientes diferentes de matéria escura em grande escala do que os aglomerados mais velhos."

Os resultados estão em linha com as previsões da teoria principal acerca das origens do nosso Universo. Depois de um evento chamado inflação cósmica, um período de menos de um bilionésimo de segundo após o Big Bang, existiram pequenas mudanças na energia do espaço chamadas flutuações quânticas. Estas mudanças, em seguida, desencadearam uma distribuição não uniforme da matéria. Os cientistas dizem que os aglomerados de galáxias que vemos hoje resultaram de flutuações na densidade da matéria no início do Universo.

"A ligação entre a estrutura interna dos aglomerados de galáxias e a distribuição da matéria escura em torno é uma consequência da natureza das flutuações de densidade iniciais estabelecidas antes do Universo ter sequer um segundo de idade," explica Miyatake.

Os pesquisadores vão continuar explorando estas ligações.

"Os aglomerados de galáxias são janelas notáveis sobre os mistérios do Universo. Ao estudá-los, podemos aprender mais sobre a evolução da estrutura em larga escala do Universo e sobre a sua história, bem como da matéria escura e da energia escura," conclui Miyatake.

O novo estudo foi publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Os deslumbrantes diamantes do aglomerado estelar Trumpler 14

As estrelas singulares são muitas vezes negligenciadas em favor de seus primos cósmicos maiores, mas quando elas se unem, elas criam cenas verdadeiramente, de tirar o fôlego, e chegam até mesmo a rivalizar com as mais brilhantes nebulosas e galáxias.

© Hubble/Jesús Maíz Apellániz (aglomerado estelar Trumpler 14)

Esta imagem realizada pelo telescópio espacial Hubble mostra o aglomerado estelar Trumpler 14. Este é um dos maiores aglomerados de estrelas brilhantes, quentes e massivas na Via Láctea. Ele possui algumas das estrelas mais luminosas da nossa galáxia.

Aproximadamente 1.100 aglomerados estelares abertos já foram descobertos na Via Láctea, embora, acredita-se que existam muito mais. O Trumpler 14 é um desses, localizado a cerca de 8.000 anos-luz de distância da Terra na direção do centro da bem conhecida Nebulosa Carina.

Com apenas 500.000 anos de existência, uma pequena fração da idade do aglomerado aberto das Plêiades, que tem 115 milhões de anos, o Trumpler 14 não é somente um dos mais populosos aglomerados dentro da Nebulosa Carina, mas também é um dos mais jovens. Contudo, ele é bem rápido em recuperar o tempo perdido, formando estrelas numa taxa incrível, criando assim um visual deslumbrante.

© ESO (aglomerado estelar Trumpler 14 na Nebulosa Carina)

Essa região do espaço abriga uma das mais altas concentrações de estrelas massivas e luminosas de toda a Via Láctea, uma espetacular família de estrelas jovens, brilhantes e azul esbranquiçadas. Estas estrelas estão rapidamente consumindo seus vastos suprimentos de hidrogênio, e têm somente alguns milhões de anos de vida antes de encontrarem sua morte e explodirem como supernovas. Entretanto, apesar de sua juventude, estas estrelas estão criando um grande impacto em seu ambiente. Elas estão literalmente criando ondas!

À medida que as estrelas arremessam partículas em alta velocidade para fora de suas superfícies, fortes ventos estelares vagam pelo espaço. Esses ventos colidem com o material ao redor, gerando ondas de choque que aquecem o gás a milhões de graus e disparam intensas explosões de raios X. Estes fortes ventos estelares criam cavidades nas nuvens de gás e poeira próximas, e iniciam o processo de formação de novas estrelas.

A forma de arco peculiar da nuvem visível na parte inferior da imagem, acredita-se seja resultado desse vento. Esta característica provavelmente é uma onda de choque criada pelo vento fluindo de uma estrela próxima, a Trumpler 14 MJ 218. Os astrônomos têm observado essa estrela se movendo através do espaço a uma velocidade impressionante de 350.000 quilômetros por hora, esculpindo os aglomerados ao redor de gás e poeira.

Os astrônomos estimam que por volta de 2.000 estrelas residam dentro do Trumpler 14, variando de tamanho de menos de um décimo até algumas dezenas de vezes a massa do Sol. A mais proeminente estrela no Trumpler 14, e a estrela mais brilhante nessa bela imagem do Hubble, é a supergigante HD 93129Aa.

As estrelas HD 93129Aa e HD 93129Ab fazem parte do sistema estelar binário HD 93129AaAb. A estrela HD 93129Aa é uma estrela do tipo O que é cerca de 2,5 milhões de vezes mais brilhante do que o Sol, e tem uma massa 80 vezes maior. Ela tem uma temperatura de superfície de mais de 50.000 graus. A HD 93129Aa é uma das estrelas mais brilhante e mais quente de toda a Via Láctea.

Fonte: ESA

Encontrada evidência de um nono planeta no Sistema Solar

O Sistema Solar parece ter um novo nono planeta no Sistema Solar.

© Caltech/R. Hurt (ilustração do Planeta Nove)

A alegação é a mais forte ainda na busca secular pelo "Planeta X" além de Netuno. A busca tem sido atormentada por reivindicações rebuscadas e até mesmo charlatanismo.

Os cientistas Mike Brown e Konstantin Batygin, do Instituto de Tecnologia da Califórnia, apresentaram o que eles dizem ser uma evidência circunstancial forte para a existência de um grande planeta ainda não descoberto; talvez, com uma massa 10 vezes a massa da Terra, orbitando os confins do nosso Sistema Solar, muito além da órbita de Plutão. Os cientistas inferiram sua presença, por meio de anomalias encontradas nas órbitas de seis objetos do chamado Cinturão de Kuiper.

Não existe ainda uma confirmação observacional da descoberta, mas as evidências são tão fortes que os especialistas Chad Trujilo do observatório Gemini no Havaí e David Nesvorny do Southwest Research Institute (SwRI) em Boulder no Colorado ficaram impressionados e bem convencidos de que deve mesmo haver um grande planeta nas fronteiras da nossa vizinhança cósmica.

Batygin e Brown não foram os primeiros cientistas a argumentarem a existência de um novo planeta no Sistema Solar. Em 2014, o próprio Trujillo publicou um artigo na revista Nature onde mostra a existência de um objeto muito menor, o 2012 VP113, juntamente com a existência de corpos anteriormente não identificados na região mais externa do nosso Sistema Solar.

Brown e Batygin utilizaram parte do trabalho feito por Trujillo e por outros cientistas e analisaram os objetos descobertos. Notaram que o eixo maior da órbita destes objetos caia no mesmo quadrante no céu, ou seja, eles apontavam na mesma direção; dois objetos podem ter a mesma órbita. Mas, quando Brown e Batygin plotaram a órbita de outros objetos e observaram que todas elas estavam alinhadas, veio a surpresa. Eles então pensaram, que algo deveria existir para poder fazer com que as órbitas de todos estes objetos ficassem alinhadas, não devia ser somente uma coincidência. Quando eles então partiram para a ideia de colocar um planeta em seus modelos, viram todas as órbitas se alinhando.

© Caltech/R. Hurt (órbita do Planeta Nove)

Nos seus modelos, o planeta que melhor ajustava aos dados tinha uma massa 10 vezes maior que a massa da Terra, denominado Super Terra, que é um dos tipos de exoplanetas mais encontrado em outras estrelas, mas até agora não tinha sido determinado nenhum, no Sistema Solar. Este planeta, o Planeta Nove, é um pouco menor que Netuno, o quarto maior planeta do Sistema Solar, que tem uma massa 17 vezes maior que a da Terra. É muito provável que a sua órbita seja extremamente alongada, sendo o ponto mais próximo a 35 bilhões de quilômetros do Sol, e o ponto mais distante, a cerca de 3 a 6 vezes esta distância.

Mesmo a esta grande distância, o Planeta Nove, poderia a princípio ser registrado por telescópios na Terra, mais facilmente com o telescópio Subaru no Havaí, que não somente tem um imenso espelho para coletar a luz, mas também tem um grande campo de visão, o que permitiria que os astrônomos pudessem vasculhar o céu de forma eficiente.

Até que se tenha uma confirmação observacional, os astrônomos não podem dizer que o Planeta Nove existe de verdade, mas desta vez, as evidências e os argumentos são muito fortes para que isto seja real.

Esta história nos faz voltar no tempo e lembrar de outras histórias na descoberta de planetas no Sistema Solar. Em 10 de Setembro de 1846, John Herschel disse para a British Association for the Advancement of Science, que irregularidades haviam sido detectadas na órbita de Urano, sugerindo que a gravidade de algo até então desconhecido, talvez um planeta massivo estivesse causando as perturbações. Herschel disse:

“Nós vimos isto, do mesmo modo que Cristóvão Colombo viu a América desde a costa da Espanha. Seus movimentos têm sido sentidos em nossas análises com uma certeza um pouco inferior à demonstração ocular”. Apenas duas semanas depois desta palestra, o planeta Netuno foi descoberto, no local exato, que os teóricos haviam calculado onde ele estaria.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Science & Scientific American

As propriedades dos núcleos protoestelares

Estrelas como o Sol começam suas vidas como núcleos densos e frios de gás e poeira que colapsam sob a influência da gravidade até que a fusão possa iniciar.

© NASA/Spitzer/P. Myers (estrela jovem e nuvem de poeira de formação estelar)

A imagem acima em cores falsas no infravermelho mostra uma estrela jovem, nuvem de poeira de formação estelar com vários núcleos embutidos (identificado em vermelho). Um novo estudo em infravermelho dos núcleos estelares em vários estágios de desenvolvimento permitiu a obtenção das temperaturas, densidades e características evolutivas de jovens berçários estelares.

Estes núcleos contêm de centenas a milhares de vezes a massa do Sol de material e têm uma densidade de gás mil vezes maior do que as regiões interestelares típicas (o valor típico é de uma molécula por centímetro cúbico). Como o processo de colapso ocorre nestes núcleos é algo pouco compreendido, desde o número de estrelas que se formam, até os fatores que determinam suas massas, bem como a escala de tempo detalhada para o nascimento de uma estrela. O material, por exemplo, pode simplesmente cair livremente para o centro do núcleo, mas em cenários mais realistas, a queda é inibida pela pressão do gás aquecido, pelos movimentos tubulentos e campos magnéticos, ou alguma combinação desses fatores.

Os astrônomos estão estudando ativamente essas questões, observando jovens estrelas no processo de nascimento. A poeira nesses núcleos natais faz com que o material seja opaco para a luz óptica, necessitando de observações em outros comprimentos de onda, em particular no infravermelho, submilimétrico e rádio nos estágios iniciais da formação das estrelas, uma estrela embrionária aquece a nuvem de poeira ao redor com temperaturas entre 10 e 30 Kelvin, antes que os ventos estelares e a radiação, sopre  o material para longe expondo a estrela recém-nascida. Os astrônomos do Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) Andres Guzman e Howard Smith, junto com seus colegas, completaram uma análise de 3.246 núcleos de formação de estrelas, a maior amostragem já feita. Os núcleos frios foram descobertos com o Submillmetre-Wavelength Sky Survey APEX, e então observados em 16 linhas espectrais submilimétricas, a informação espectral permitiu a determinação da distância  de cada núcleo, bem como a análise química e os movimentos internos do gás. O novo estudo combina esses resultados com medidas do infravermelho distante feitas pelo observatório espacial Herschel da ESA. Os dados do Herschel permitiram que o cálculo da densidade da poeira, a massa e a temperatura de cada núcleo; o grande conjunto de dados permitiu comparações estatísticas úteis entre os núcleos com vários parâmetros.

As fontes nas amostras investigadas caíram genericamente em quatro categorias: aglomerados quiescentes, que têm temperaturas mais frias 16,8 Kelvin, e o mínimo de emissão infravermelha; aglomerados protoestelares, que são fontes com os objetos estelares identificáveis mais jovens; regiões de hidrogênio ionizado, que são núcleos dentro dos quais as estrelas ionizaram alguma parte do gás ao redor; e núcleos de foto dissociação, os mais quentes do conjunto, que possuem poeira com temperaturas de cerca de 28 Kelvin, são um pouco mais desenvolvidos e mais brilhantes do que os núcleos ionizados de hidrogênio. Embora os grupos se sobreponham em suas propriedades, a grande amostra permite que os cientistas possam concluir que, na média, nos aglomerados quiescentes a temperatura da poeira aumenta em direção às regiões externas, enquanto que as temperaturas nos núcleos protoestelares e de hidrogênio ionizado aumentam em direção às regiões internas, consistente com a ideia de que eles estão sendo internamente aquecidos. O último também tende a ter densidades de poeira que aumentam mais fortemente do que nos núcleos quiescentes.

Este estudo também identificou uma população de objetos particularmente frios e escuros no infravermelho que estão provavelmente ainda no estágio de contração, ou pela mesma razão, têm sua formação de estrela abortada. O novo estudo e o seu catálogo estão apenas no começo, agora que a poeira em todos esses núcleos foi bem caracterizada, os astrônomos podem associar a química com a temperatura da poeria, por exemplo, e estudar os subgrupos que podem representar diferentes massas estelares em gestação.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Sinal de um segundo buraco negro na Via Láctea

Uma equipe de astrônomos liderada por Tomoharu Oka, professor na Keio University no Japão, descobriu uma nuvem de gás enigmática, chamada de CO-0.40-0.22, a somente 200 anos-luz de distância do centro da Via Láctea.

 

  © Keio University/Tomoharu Oka (ilustração de nuvens dispersas por um buraco negro)

O que faz essa nuvem de gás ser incomum é a grande dispersão de velocidades: a nuvem contém gás com diferentes velocidades, num intervalo muito grande. A equipe descobriu essa misteriosa feição com dois radiotelescópios, o Nobeyama, um radiotelescópio com 45 metros de diâmetro no Japão, e o telescópio ASTE no Chile, ambos operados pelo National Astronomical Observatory do Japão.

Para investigar a estrutura detalhada da nuvem, a equipe utilizou o radiotelescópio Nobeyama para obter 21 linhas de emissões de 18 moléculas. Os resultados mostraram que a nuvem tinha uma forma elíptica e consistia de dois componentes: um componente compacto mas pouco denso com uma velocidade de dispersão muito ampla de 100 quilômetros por segundo, e um componente denso se estendendo por 10 anos-luz, com uma velocidade de dispersão mais limitada.

O que faz essa velocidade de dispersão do gás ser tão ampla? Não existem buracos dentro da nuvem. As observações feitas em raios X e em infravermelho não encontraram nenhum objeto compacto. Essas características indicam que a velocidade de dispersão não é causada por uma energia local, como explosões de supernovas.

A equipe então realizou uma simples simulação das nuvens de gás sendo atraída por uma forte fonte de gravidade. Na simulação, as nuvens de gás são primeiro atraídas pela fonte e suas velocidades aumentam, à medida que elas se aproximam, atingindo uma velocidade máxima no ponto de maior aproximação do objeto. Depois que as nuvens continuam a passar pelo objeto suas velocidades diminuem. A equipe descobriu que um modelo usando uma fonte de gravidade com 100 mil vezes a massa do Sol dentro de uma área com um raio de 0,3 anos-luz forneceu o melhor ajuste aos dados observados. “Considerando o fato de que nenhum objeto compacto foi observado tanto em raios X como em infravermelho, com o conhecimento que temos hoje, o melhor candidato para um objeto compacto e massivo é um buraco negro”, disse Oka.

Se esse for o caso, essa é a primeira detecção de um buraco negro com massa intermediária. Os astrônomos já sabem muito sobre dois tamanhos de buracos negros: buracos negros com massa estelar, e buracos negros supermassivos (SMBHs) normalmente encontrados no centro das galáxias. A massa dos SMBHs varia de alguns milhões a bilhões de vezes a massa do Sol. Um grande número de SMBHs foram encontrados, mas ninguém sabe como eles são formados. Uma ideia é que eles sejam formados da fusão de muitos buracos negros com massa intermediária. Mas isso faz com que apareça um problema, pois até hoje, não existe nenhuma evidência observacional para buracos negros com massa intermediária. Se a nuvem CO-0.40-0.22, localizada a somente 200 anos-luz de distância do Sgr A*, o SMBH de 400 milhões massas solares localizado no centro da Via Láctea, contém um buraco negro de massa intermediária, ela pode suportar o cenário de fusão de buracos negros de massa intermediária na evolução dos SMBHs.

Esses resultados abrem uma nova maneira de pesquisar por buracos negros com radiotelescópios. Observações recentes revelaram que existem muitas nuvens compactas como CO-0.40-0.22 que também apresentam diferentes velocidades de dispersão do gás. A equipe propõe que algumas dessas nuvens poderiam conter buracos negros. Um estudo sugere que existam cerca de 100 milhões de buracos negros na Via Láctea, mas as observações feitas em raio X encontraram somente uma dezena deles. A maior parte dos buracos negros podem ser “escuros”, e muito difíceis de serem vistos diretamente em qualquer comprimento de onda. “Investigações do movimento do gás com radiotelescópios podem fornecer uma maneira complementar de pesquisar por buracos negros”, disse Oka. “A área atual de pesquisa e observações da Via Láctea é vasta e está sendo investigada com o telescópio Nobeyana de 45 metros de diâmetro e observações de alta resolução de galáxias próximas são feitas usando o Atacama Large Millimetre/sudmillimetre Array (ALMA), e tem potencial para aumentar dramaticamente o número de candidatos a buracos negros de massa intermediária”.

Um artigo sobre a descoberta foi publicado no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Astronomy Now & Keio University

Astrônomos brasileiros identificam estrela rara na Via Láctea

Estrelas primitivas, surgidas quando o Universo ainda era muito jovem, são de difícil identificação por conta de seu brilho, que costuma ser pouco intenso.

© ESO/Beletsky/DSS1 + DSS2 + 2MASS (telescópio NTT e a estrela ultrapobre em metais)

Não é o caso da rara 2MASS J18082002-5104378, recém-identificada na Via Láctea por um grupo de pesquisadores brasileiros e dos Estados Unidos liderados por astrônomos da Universidade de São Paulo (USP), uma descoberta que pode ser fundamental para ampliar a compreensão sobre os primórdios da nossa galáxia.

Minutos após o Big Bang, apenas os elementos químicos hidrogênio e hélio foram produzidos. Os elementos mais pesados, chamados de metais, só surgiriam muito tempo depois, no interior das estrelas, que, ao explodirem, ejetam material rico em metais ao meio interestelar, de tal maneira que novas estrelas têm um conteúdo cada vez maior desses elementos. Portanto, aquelas com a menor quantidade de metais são as mais primitivas. A 2MASS J18082002–5104378 tem menos de 1/10.000 vezes a quantidade de ferro do Sol.

A procura de estrelas pobres em metais é uma das áreas mais ativas da astronomia, quando se trata de estudar as primeiras fases da galáxia. A maioria dos esforços atuais está concentrada em estrelas fracas, de pouco brilho, o que dificulta uma observação mais detalhada.

“Existe um bom número dessas estrelas, mas a maioria delas é fraca, difícil de ser estudada em detalhe com telescópios. Trata-se de estrelas muito antigas e de órbitas muito caóticas, formadas quando a galáxia estava colapsando e afastadas da nossa vizinhança solar. Mas essa, em especial, está passando um pouco mais próximo do nosso Sol, o que a torna mais brilhante”, conta Jorge Luis Meléndez Moreno, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP, São Paulo (Brasil).

Meléndez é responsável pela pesquisa "Espectroscopia de alta precisão: impacto no estudo de planetas, estrelas, a galáxia e cosmologia", realizada com o apoio da FAPESP. O objetivo é caracterizar com precisão determinados tipos de estrelas para estudar em detalhes a formação dos planetas, os processos de evolução estelar, a evolução química da galáxia e a nucleossíntese primordial, ou seja, a formação de elementos químicos por reações nucleares no Big Bang.

A “nova” estrela velha tem pelo menos 13 bilhões de anos. Os pesquisadores chegaram à estimativa considerando os aglomerados de estrelas mais antigos da galáxia, que têm essa idade e são mais ricos em metais. Seu tamanho é cerca de 88% da massa do Sol e a temperatura na sua superfície é de 5.440 K, quase a mesma da estrela central do Sistema Solar, 5.778 K. Além de ferro, foram detectados em sua atmosfera sódio, silício, cálcio e níquel, elementos químicos em quantidade 1/10.000 menor que seu conteúdo no Sol.

Em uma primeira estimativa, sua distância aproximada da Terra é de 2.500 anos-luz. De acordo com os pesquisadores, um valor preciso será obtido por meio do satélite Gaia da ESA que está medindo a distância de muitas estrelas.

A colaboração internacional liderada por Meléndez começou sua busca por estrelas pobres em metais relativamente brilhantes em 2013. No ano seguinte, a equipe observou a 2MASS J18082002–5104378 com o New Technology Telescope (NTT), do Observatório Europeu do Sul (ESO), no norte do Chile, identificando-a como uma promissora estrela muito pobre em metais e, consequentemente, formada nos primórdios da galáxia.

“É muito raro encontrar uma estrela tão pobre em metais e tão brilhante. Elas são preciosas relíquias para a arqueologia galáctica, para desvendar a história da nossa Via Láctea”, destaca Meléndez.

Diante do achado, a estrela foi observada em mais detalhes entre 2014 e 2015, usando o espectrógrafo UVES no telescópio de oito metros de diâmetro Very Large Telescope (VLT), no Observatório Paranal do ESO, localizado no topo do Cerro Paranal, uma montanha com 2,6 mil metros de altitude no deserto do Atacama. A espectroscopia espalha a luz nas diversas cores que a compõem, possibilitando observar com detalhes os elementos químicos presentes na estrela.

Os astrônomos confirmaram que a estrela tem uma quantidade tão pequena de elementos químicos pesados que foi classificada como ultrapobre em metais (UMP).

A estrela 2MASS J18082002–5104378 é a mais brilhante UMP conhecida até agora, com brilho de 11,9 magnitudes, sendo suficientemente brilhante para ser observada com telescópios pequenos, a partir de 10 cm. Apenas a estrela CD -38 245, descoberta há mais de 30 anos pelos astrônomos australianos M. S. Bessell e J. Norris, tem um brilho similar. Todas as outras estrelas UMP são pelo menos seis vezes mais fracas.

A equipe pretende agora obter observações detalhadas da estrela no ultravioleta, com o telescópio espacial Hubble, para estudar um grande número de elementos químicos sem a limitação da interferência da atmosfera terrestre.

Os resultados obtidos pela equipe foram publicados na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: FAPESP (Agência) & ESO