Elektra: um novo asteroide triplo

Astrônomos descobriram um novo satélite em órbita do asteroide (130) Elektra no cinturão de asteroides.

© ESO (asteroide Elektra)

A equipe, liderada por Bin Yang (ESO, Santiago, Chile), obteve uma imagem deste objeto usando o instrumento de ótica adaptativa extrema, SPHERE, montado no terceiro telescópio principal do Very Large Telescope do ESO, no Cerro Paranal, Chile. Este segundo satélite recém-descoberto de (130) Elektra tem uma dimensão de cerca de 2 km e deu-se-lhe o nome provisório de S/2014 (130) 1, fazendo de (130) Elektra um sistema triplo. Ao explorar ao máximo a sensibilidade e resolução espacial sem precedentes do instrumento SPHERE, a equipe observou também outro sistema triplo de asteroides no cinturão principal, (93) Minerva.
Os asteroides são relíquias dos blocos constituintes que formaram os planetas telúricos, no início da formação do Sistema Solar. O estudo de asteroides com satélites múltiplos é crucial, uma vez que os seus mecanismos de formação podem dar informações sobre a formação e evolução dos planetas, a qual não pode ser revelada por outros métodos.
Utilizando dados do SPHERE, a equipe inferiu que tanto (130) Elektra como (93) Minerva se formaram a partir de um impacto erosivo, o qual ocorre quando dois objetos de tamanhos semelhantes colidem obliquamente. Como resultado da colisão, pedaços substanciais de matéria podem separar-se e ser lançados para o espaço, dando origem a pequenos satélites de um dos corpos originais. Neste caso, a pequena separação dos satélites relativamente aos seus asteroides progenitores, a enorme razão entre as massas e a mesma composição dos satélites e dos corpos primários apoiam esta teoria.

Fonte: ESO

Telescópio de água apresenta oscilações de buracos negros

O High Altitude Water Cherenkov Observatory (HAWC) lançou seu primeiro mapa do céu, incluindo as primeiras medidas de quantas vezes os buracos negros piscam. Ele também captou pulsares, remanescentes de supernovas e outros objetos cósmicos bizarros.

© Nordic Optical Telescope/SDSS (Markarian 421 e Markarian 501)

A imagem acima mostra as galáxias Markarian 421 (esquerda) e Markarian 501 (direita) obtidas, respectivamente, pelo Nordic Optical Telescope e Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

O HAWC está situado a 4.100 metros de altitude na Sierra Madre, no México, é composto por 300 tanques de água purificada e com sensores acoplados.

O seu objetivo é estudar as fontes de radiação mais energéticas do Universo e foi desenhado para ser sensível aos raios gama com energias entre os 0,1 e 100 Tev (teraelétron-volts). O limite máximo de energia corresponde a fótons com uma energia mais de 7 vezes superior à gerada pelas colisões mais violentas no Large Hadron Collider (LHC), no CERN. Até agora o fóton mais energético observado pelo HAWC tinha 60 TeV.

Mas o HAWC não observa os raios gama diretamente. Eles são filtrados de forma muito eficiente pela atmosfera. Em vez disso, o HAWC observa o resultado da sua colisão com átomos no topo da atmosfera terrestre. Estes eventos produzem uma chuva de partículas que frequentemente atinge a superfície. Os cientistas estimam a Terra é bombardeada por 20 mil destes chuveiros por segundo. À altitude do observatório, estes chuveiros podem ser observados com maior claridade pois percorreram ainda uma camada relativamente fina da atmosfera. As partículas atravessam os tanques e colidem com átomos das moléculas de água dando origem a pequenos flashes de luz azul, denominada radiação Cherenkov,  que são detectados por sensores. Com esta informação é possível calcular a energia do fóton de raios gama original e a posição da fonte no céu.

O observatório consegue observar dois terços da esfera celeste e funciona permanentemente; a presença do Sol não tem impacto na observação uma vez que não é uma fonte significativa de raios gama tão energéticos.

A imagem abaixo mostra o observatório HAWC próximo do vulcão Sierra Nevada, no México.

© HAWC Collaboration (observatório HAWC)

Uma análise do primeiro ano de observações do HAWC permitiu criar um mapa preliminar do céu nestas frequências. Nele foram detectadas 40 fontes de raios gama, 10 das quais desconhecidas dos até hoje. As restantes 30 foram identificadas com remanescentes de supernovas, pulsares e galáxias ativas.

Este mapa preliminar mostra as galáxias ativas Markarian 421, na Ursa Maior, e Markarian 501, em Hércules, situadas a centenas de milhões de anos-luz, e são classificadas como blazars, isto é, possuem buracos negros supermassivos nos seus núcleos. Foram observadas ejeções com a duração de apenas algumas horas em Markarian 501. Esta escala de tempo tão pequena implica que as mesmas tiveram origem numa região muito pequena, pouco maior do que o Sistema Solar até à órbita de Netuno, junto ao buraco negro. Os dados indicam também que tais ejeções são frequentes, ocorrendo entre 5 a 10 vezes num ano. As observações contínuas do HAWC durante os próximos anos permitirão caracterizar o comportamento destes objetos nesta região extrema de energias, contribuindo para uma melhor compreensão dos blazars.

Fonte: New Scientist

Descoberto objeto solitário de massa planetária em família de estrelas

Em 2011, astrônomos anunciaram que a nossa Galáxia está provavelmente repleta de planetas que flutuam livremente.

 

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de uma anã marrom de baixa massa)

De fato, estes mundos solitários, que ficam em silêncio na escuridão do espaço sem quaisquer companheiros planetários ou até mesmo uma estrela hospedeira, podem superar o número de estrelas na Via Láctea. A descoberta surpreendente leva às questões: De onde é que estes objetos vêm? São planetas expulsos de sistemas solares, ou são na realidade estrelas leves chamadas anãs marrons que se formam sozinhas no espaço como as estrelas?

Um novo estudo, utilizando dados do WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA e do 2MASS (Two Micron All Sky Survey), fornece novas pistas sobre este mistério de proporções galácticas. Os cientistas identificaram um objeto de massa planetária flutuando livremente dentro de uma jovem família estelar chamada associação TW Hydrae. O objeto recém-descoberto, denominado WISEA J114724.10-204021.3, ou apenas WISEA 1147, tem uma massa estimada entre cinco e dez vezes a massa de Júpiter.

WISEA 1147 é um dos poucos mundos flutuantes em que os astrônomos podem começar a apontar para as suas origens prováveis como anã marron e não um planeta. Dado que se descobriu que o objeto é um membro da família TW Hydrae de estrelas muito jovens, e também muito jovem, apenas 10 milhões de anos. E dado que os planetas exigem pelo menos 10 milhões de anos para se formar, e provavelmente mais para serem expulsos de um sistema, a WISEA 1147 é provavelmente uma anã marron. As anãs marrons formam-se como estrelas, mas não têm massa suficiente para fundir átomos nos seus núcleos e brilhar com luz estelar.

"Com acompanhamento contínuo, poderá ser possível traçar a história de WISEA 1147 para confirmar se foi ou não formada em isolamento," afirma Adam Schneider da Universidade de Toledo no estado americano do Ohio.

Dos possíveis bilhões de planetas flutuantes que se pensa existirem na nossa Galáxia, alguns podem ser anãs marrons de baixa massa, enquanto outros podem ser realmente planetas, expulsos de sistemas solares emergentes. Atualmente, a fração de cada população permanece desconhecida. A descoberta das origens dos mundos flutuantes, e a determinação do tipo de objeto, é uma tarefa difícil, precisamente porque estão tão isolados.

"Estamos no início do que será um campo excitante, tentando determinar a natureza da população que flutua livremente e quantos são planetas ou quantos são anãs marrons," afirma Davy Kirkpatrick do IPAC (Infrared Processing and Analysis Center) da NASA no Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech) em Pasadena.

Os astrônomos descobriram WISEA 1147 vasculhando imagens de todo o céu obtidas pelo WISE, em 2010, e pelo 2MASS, cerca de uma década antes. Eles estavam procurando jovens anãs marrons nas proximidades. Uma maneira de saber se algo está perto é verificar se o seu movimento foi acentuado em relação a outras estrelas com o tempo. Quando mais próximo está um objeto, mais parece mover-se contra o fundo de estrelas mais distantes. Ao analisar os dados de ambos os levantamentos obtidos com cerca de 10 anos de diferença, os objetos próximos saltam à vista.

A descoberta de objetos de baixa massa e anãs marrons é também muito adequada para o WISE e para o 2MASS, ambos os quais detectam radiação infravermelha. As anãs marrons não são brilhantes o suficiente para serem vistas com telescópios ópticos, mas as suas assinaturas de calor podem ser observadas em imagens infravermelhas.

A anã marron WISEA 1147 era bastante "vermelha" nas imagens 2MASS (onde a cor vermelha tinha sido atribuída a comprimentos de onda infravermelhos mais longos), o que significa que é poeirenta e jovem.

Depois de mais análises, os astrônomos perceberam que este objeto pertence à associação TW Hydrae, que está a cerca de 150 anos-luz da Terra. A WISEA 1147 é uma das anãs marrons mais jovens e de menor massa já descobertas.

Curiosamente, um segundo membro da associação TW Hydrae, de massa igualmente muito baixa, foi anunciado poucos dias depois (2MASS 1119-11) por um outro grupo liderado por Kendra Kellogg da Western University em Ontário, Canadá.

Outra razão pela qual os astrônomos querem estudar estes mundos isolados é que se assemelham com planetas, mas são mais fáceis de estudar. Os planetas em torno de outras estrelas, chamados exoplanetas, são quase impercetíveis ao lado das suas estrelas brilhantes. Ao estudar objetos como WISEA 1147, que não têm nenhuma estrela hospedeira é possível aprender mais sobre as suas composições e padrões climáticos.

"Podemos entender melhor os exoplanetas através do estudo de anãs marrons jovens e de baixa massa," observa Schneider. "Neste momento, estamos no regime de exoplaneta."

O novo estudo foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

NGC 7635: a Nebulosa da Bolha

Soprada pelo vento de uma estrela massiva, esta aparição interestelar tem uma forma surpreendentemente familiar.

© Hubble (Nebulosa da Bolha)

Catalogada como NGC 7635 (Shaspless 162 ou Caldwell 11), ela também é conhecida simplesmente como a Nebulosa da Bolha, e foi descoberta por William Herschel em 1787. Embora pareça delicada, a bolha de 10 anos-luz de diâmetro mostra evidências de violentos processos em seu interior. Abaixo e à esquerda do centro da Bolha está uma estrela quente tipo O, a SAO 20575, várias centenas de milhares de vezes mais luminosa e aproximadamente 15 vezes mais massiva do que o Sol.

Um feroz vento estelar e intensa radiação vinda da estrela insuflaram a estrutura de gás brilhante contra o material mais denso de uma nuvem molecular circundante. A intrigante Nebulosa da Bolha está a cerca de 11.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Cassiopeia. Esta visão tentadora da bolha cósmica é composta a partir de dados de imagem de banda estreita, registrando a emissão dos átomos de hidrogênio e oxigênio ionizados da região composta de estrelas de aparência natural. Esta penetrante visão da tentadora bolha cósmica é uma composição de imagens obtidas de dados do telescópio espacial Hubble, em comemoração ao 26º aniversário do seu lançamento, cujo aniversário será no próximo domingo.

Fonte: NASA

Sedimentos de supernovas ainda precipitam sobre a Terra e a Lua

Um radioisótopo de ferro produzido pela explosão de estrelas foi descoberto tanto na Lua e em raios cósmicos que estão entrando no Sistema Solar, reforçando a teoria de que duas supernovas explodiram dentro de nossa vizinhança galáctica a cerca de dois milhões de anos atrás.

© Gemini South Telescope (Grande Nuvem de Magalhães)

A imagem acima mostra uma vasta bolha na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea visível do hemisfério sul, que foi formada pela morte explosiva de uma ou mais estrelas do aglomerado massivo dentro da bolha. Os raios cósmicos que atingem a Terra são criados e acelerados por explosões semelhantes.

A pesquisa revelou recentemente que os depósitos destas explosões cósmicas massivas ainda precipitam na Terra. Enquanto pesquisas anteriores encontraram amostras do isótopo que se acumulou na Terra e na Lua no passado distante, esta é a primeira medição da taxa atual.
Pesquisas anteriores já haviam descoberto depósitos de ferro ⁶⁰Fe nas crostas e sedimentos no fundo dos oceanos da Terra.

Estes resultados sugerem que duas supernovas explodiram entre 1,5 a 2,3 milhões de anos atrás, nas distâncias de 290 a 325 anos-luz do Sol.

Se as supernovas realmente explodiram relativamente perto do Sol, as provas devem ser encontradas não só na Terra, mas também em outras partes do Sistema Solar. Percebendo isso, uma equipe de cientistas da Universidade Técnica de Munique, na Alemanha, junto com colegas nos EUA, descobriram um excesso de ⁶⁰Fe em amostras lunares que retornaram à Terra atrvés das missões:  Apollo 12, 15 e 16.

O isótopo penetrou no Sistema Solar e precipitou sobre a Lua como poeira. Também é possível que  que o impacto dos raios cósmicos sobre a superfície lunar interagiram com elementos como níquel e produziram o ⁶⁰Fe, potencialmente levando à confusão.

No entanto, este tipo de interação também produziria um radioisótopo de manganês ⁵³Mn, e a taxa entre os dois produzidos por raios cósmicos é fixa.

“Então, um aumento de ⁶⁰Fe deve ser refletido em um aumento de ⁵³Mn, se o isótopo não se originou a partir de uma supernova,” diz o membro da equipe Gunther Korschinek.

Em vez disso, os pesquisadores encontraram apenas um excedente de ⁶⁰Fe, entre 10 a 60 milhões de átomos por cm².

Sendo a meia-vida do ⁶⁰Fe de 2,62 milhões de anos; em seguida, no momento em que o isótopo foi depositado, a sua abundância na Lua teria sido entre 0,8 × 10⁸ e 4 × 10⁸ por cm².

Esta concentração é semelhante ao que se verificou na Terra. “Os dados lunares são a prova objetiva de que o ⁶⁰Fe entrou no nosso Sistema Solar em torno de dois milhões de anos atrás, e foi depositado em cada objeto,” disse Korschinek.

Supernovas também podem produzir raios cósmicos composto por núcleos de ⁶⁰Fe, e novos resultados da sonda Advanced Composition Explorer da NASA identificaram um punhado destes raios cósmicos com energias entre 195 e 500 MeV.

A análise feita pela equipe liderada por Robert Binns, da Universidade de Washington, nos EUA, indica que os raios cósmicos de ⁶⁰Fe também se originou das duas supernovas nas proximidades.

O ⁶⁰Fe pode ter sido o primeiro produzido por uma explosão de supernova, com as ondas de choque da segunda acelerando os núcleos de ⁶⁰Fe para próximo da velocidade da luz.

Embora as supernovas explodiram entre 1,5 e 2,3 milhões de anos atrás, ainda é possível detectar seus raios cósmicos, porque eles têm sido sustentados pelo emaranhado campo magnético interestelar que os desviam. “É melhor pensar nos raios cósmicos acelerados por uma supernova como uma nuvem em expansão que emana a onda de choque da supernova, ao invés de uma onda de partículas que passa,” disse Binns.

Ambos resultados, juntamente com os resultados anteriores, estão estabelecendo que pelo menos duas supernovas explodiram perto do Sol nos últimos milhões de anos. Os resultados dão aos cientistas um meio de aprender mais sobre o processo de criação de elementos pesados ​​dentro de supernovas, que são soprados para o espaço e reciclados para a próxima geração de estrelas e planetas.

“Ela abre a porta para procurar outros radioisótopos de vida longa dos mesmos eventos,” disse Korschinek.

Os artigos foram publicados independentemente nas revistas Science e Physical Review Letters.

Fonte: Physics World

Encontrada elusiva galáxia anã orbitando a Via Láctea

Uma enorme galáxia orbitando a Via Láctea aparentemente apareceu do nada. A galáxia anã recém-descoberta, denominada Crater 2, situa-se a cerca de 400.000 anos-luz de distância, e já ganhou o título da quarta maior galáxia conhecida circulando a nossa Galáxia.

© V. Belokurov/S. Koposov/G. Torrealba (ilustração da Crater 2)

A ilustração acima mostra a que Crater 2 vista como se fosse 1.000 vezes mais luminosa do que realmente é, com a Lua em escala.

Então, como é que uma galáxia tão grande fica escondida por tanto tempo?

A Crater 2 tem estado sempre lá, circulando em silêncio a nossa própria galáxia gigante. Mas suas estrelas são tão difusas que é incrivelmente escura, e tem sido mascarada até agora por suas vizinhas mais brilhantes. Na verdade, é uma das galerias mais escuras já detectadas no Universo.
"Esta é certamente uma descoberta muito rara", disse Vasily Belokurov da Universidade de Cambridge, no Reino Unido. "Uma galáxia como a Crater 2 é uma espécie de objeto invisível."

Tanto quanto sabemos, a Via Láctea é orbitada por 49 outras galáxias, mas esta pesquisa sugere que talvez haja outras galáxias escuras, dentro de nossa própria vizinhança cósmica, que permaneceram ocultas por causa de sua difusa aparência fantasmagórica.

A Crater 2 foi detectada pela primeira vez em janeiro, quando astrônomos usaram um algoritmo de computador para estudar as imagens tiradas pelo Very Large elescope (VLT) no Chile, e em seguida, identificar regiões onde poderia haver concentração invulgar de estrelas, um desses agrupamentos é a Crater 2.

As galáxias que não tendem a ter bordas definidas frequentemente são descritas em termos do 'diâmetro meia-luz ", que basicamente significa o diâmetro da parte da galáxia que emite metade de sua luz.

Com base na análise, até agora, os astrônomos calculam que a Crater 2 tem um diâmetro de meia-luz de cerca de 7.000 anos-luz, significando que se pudéssemos vê-la no céu à noite, seria duas vezes maior que a lua cheia, mas também muito mais difusa, por causa de quão distantes as suas estrelas estão.

"É ordens de magnitude menos luminosa em comparação com a maioria dos objetos de tamanho semelhante", disse Belokurov. "É extremamente difusa. Mas o motivo nós ainda não sabemos."
Nos últimos 10 anos, o número de galáxias satélites conhecidas duplicou, o que sugere que ainda temos muito a aprender sobre as galáxias que orbitam a nossa própria.

De fato, há evidências de que a Crater 2 pode pertencer a um pequeno grupo de galáxias que estão sendo atraídas pela Via Láctea.

"Ela parece estar alinhada astronomicamente com um punhado de outros objetos nas proximidades, o que pode indicar como o nosso grupo de galáxias se formou," disse Jay Pasachoff, astrônomo do Williams College, em Massachusetts, que não estava envolvido no estudo.

Belokurov e sua equipe já estão usando a nova técnica para descobrir o que mais está lá fora, com a esperança de vir a compreender melhor a evolução da Via Láctea. Uma coisa é óbvia, quando se trata de espaço, ainda temos muito para descobrir.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: New Scientist

A elegância da NGC 4111 esconde um passado agitado

A elegante simplicidade da NGC 4111, vista a seguir numa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA esconde uma história muito mais violenta do que você possa imaginar.

© Hubble (NGC 4111)

A NGC 4111 é uma galáxia lenticular, ou em forma de lente, que localiza-se a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Canes Venatici.

As galáxias lenticulares são um tipo intermediário de galáxias, entre as elípticas e as espirais. Elas abrigam estrelas velhas como as galáxias elípticas e possuem um disco como uma galáxia espiral. Contudo, aí é onde as similaridades terminam: elas se diferem das elípticas pois elas possuem um bulbo e um disco fino, mas são diferentes das espirais, pois os discos lenticulares contêm muito pouco gás e poeira, e não apresenta nenhum tipo de estrutura que caracteriza as galáxias espirais. Nessa imagem é possível observar o disco da NGC 4111 de lado, então ele aparece como uma fina lâmina de luz no céu.

Numa primeira olhada, a NGC 4111 se parece com uma galáxia tranquila, mas existem aspectos incomuns nela que sugerem que essa galáxia não é um lugar tão tranquilo assim. Cruzando o seu centro e formando ângulos retos com o fino disco está uma série de filamentos que têm sua silhueta destacada contra o núcleo brilhante da galáxia. Esses filamentos são feitos de poeira e acredita-se que eles estejam associados com um anel de material que circula o núcleo da galáxia. Como ele não está alinhado com o disco principal da galáxia, é possível que esse anel polar de gás e poeira seja na verdade a parte remanescente de uma galáxia menor que foi engolida pela NGC 4111 a muito tempo atrás.

Fonte: NASA

Galáxias formam um Anel de Einstein

Pode uma galáxia se esconder atrás de outra?

© ALMA/Hubble (SDP.81)

Não no caso da SDP.81. Aqui a galáxia em primeiro plano, mostrada em azul numa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble, age como uma imensa lente gravitacional, puxando a luz da galáxia que está em segundo plano, mostrada em vermelho em uma imagem feita em ondas de rádio pelo ALMA, e mantendo-a visível. O alinhamento é tão preciso que a galáxia distante está distorcida em parte do anel ao redor da galáxia de primeiro plano, uma formação conhecida como Anel de Einstein. Análises detalhadas das distorções causadas pelas lentes gravitacionais, indicam que uma pequena galáxia satélite escura participa das deflexões, indicando assim que muitas galáxias satélites podem ser muito apagadas e dominadas pela matéria escura. Essa pequena galáxia é mostrada por um pequeno ponto branco à esquerda da imagem. Embora se espalhe por somente poucos arcos de segundo, o Anel de Einstein tem na verdade dezenas de milhares de anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

Poeira interestelar interceptada em Saturno

A sonda Cassini detectou a fraca, mas distinta, assinatura de poeira oriunda de fora do nosso Sistema Solar.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de grãos interestelares inteceptados por Saturno)

A Cassini voa em torno do sistema de Saturno há já 12 anos, estudando o gigante gasoso e os seus anéis e satélites. Também encontrou milhões de grãos de poeira ricos em gelo com o seu instrumento CDA (Cosmic Dust Analyser), a vasta maioria dos quais são do satélite gelado, Encélado, e constituem um dos anéis exteriores de Saturno.

Entre os grãos detectados, 36 destacam-se, e os cientistas concluem que vieram de fora do nosso Sistema Solar.

Este tipo de poeira não é, de todo, inesperado. Na década de 1990, a missão Ulisses da ESA/NASA fez a primeira descoberta in-situ de poeira interestelar, mais tarde confirmada pela sonda Galileu da NASA.

A poeira foi rastreada até à nuvem interestelar local: uma bolha quase vazia de gás e poeira pela qual estamos viajando com velocidade e direção distintas.

"A partir dessa descoberta, mantivemos sempre a confiança em detectar estes intrusos interestelares em Saturno com a Cassini: nós sabíamos que se olhássemos na direção certa, os encontraríamos," afirma Nicolas Altobelli, cientista do projeto Cassini da ESA e autor principal do estudo.

"E, de fato, em média, capturamos alguns grãos por ano, viajando a uma velocidade alta e com um percurso específico bem diferente dos grãos de gelo normais que recolhemos em torno de Saturno."

Os minúsculos grãos de poeira viajavam a mais de 72.000 km/h, rápidos o suficiente para evitar ficarem presos dentro do Sistema Solar pela gravidade de Saturno, ou mesmo pela do Sol.

Ao contrário da Ulisses e da Galileu, a Cassini analisou pela primeira vez a composição da poeira, mostrando que são constituídos por uma mistura muito específica de minerais, não gelo.

Todos tinham uma composição química surpreendentemente similar, contendo elementos principais da formação de rochas, como magnésio, silício, ferro e cálcio em proporções cósmicas médias. Por outro lado, os elementos mais reativos como enxofre e carbono, eram menos abundantes em comparação com a média.

"A poeira cósmica é produzida quando as estrelas morrem, mas com a vasta gama de estrelas no Universo, nós naturalmente esperávamos encontrar uma enorme variedade de tipos de poeira durante o longo período do nosso estudo," afirma Frank Postberg, da Universidade de Heidelberg.

"Surpreendentemente, os grãos que já detectamos não são velhos, pristinos e de composição diversificada como os grãos de poeira estelar que encontramos nos meteoritos antigos," afirma Mario Trieloff, também da Universidade de Heidelberg. "Aparentemente, foram produzidos de forma bastante uniforme através de algum processo repetitivo no meio interestelar."

A equipe especula que a poeira numa região de formação estelar pode ser destruída e recondensar-se várias vezes à medida que as ondas de choque de estrelas moribundas passam por ela, antes dos grãos similares resultantes acabarem viajando na direção do nosso Sistema Solar.

"A longa duração da missão Cassini permitiu-nos usar a sonda como um observatório de micrometeoritos, fornecendo-nos acesso privilegiado à contribuição de poeira oriunda do exterior do Sistema Solar que não podia ter sido obtida de outra forma," acrescenta Nicolas.

Um artigo intitulado “Flux and composition of interstellar dust at Saturn from Cassini’s Cosmic Dust Analyzer” de N. Altobelli et al, apresenta os resultados que foram divulgados na revista Science.

Fonte: ESA

Chapa fotográfica mostra a primeira evidência de um sistema planetário

Uma chapa astronômica de vidro, de uma imagem captada em 1917 e pertencente à coleção dos Observatórios Carnegie, contém a primeira evidência de um sistema planetário para além do Sol.

© Instituto Carnegie (chapa fotográfica mostra o espectro da estrela van Maanen)

Na chapa fotográfica a inserção mostra as fortes linhas do elemento cálcio, que são surpreendentemente fáceis de ver no espectro com um século. O espectro é a linha fina, (principalmente) escura no centro da imagem.

Este achado inesperado foi reconhecido durante uma pesquisa para um artigo sobre sistemas planetários ao redor de anãs brancas.

Eis o que aconteceu: há um ano atrás, o autor Jay Farihi da UCL (University College London) contactou o diretor dos Observatórios, John Mulchaey. Ele procurava uma chapa no arquivo de Carnegie que continha o espectro da estrela van Maanen, uma anã branca descoberta pelo astrônomo holandês-americano Adriaan van Maanen no mesmo ano em que a chapa foi feita.

Os espectros estelares são registos da luz emitida por estrelas distantes. Cobrem todas as cores da luz, como um arco-íris num prisma, e podem fornecer informações sobre a composição química de uma estrela. Também podem mostrar como a luz emitida por uma estrela é afetada pela química dos objetos quando atravessa antes de chegar até à Terra.

As imagens dos espectros estelares permitiram com que os astrônomos do século XIX desenvolvessem um sistema para classificar estrelas que é ainda hoje usado. Os astrônomos modernos usam ferramentas digitais para estudar a cor das estrelas, mas durante décadas, usaram chapas fotográficas de vidro para obter imagens do céu e para registar espectros estelares.

Conforme solicitado, localizaram a placa de 1917, feita pelo ex-Diretor dos Observatórios Walter Adams no Observatório do Monte Wilson que, na época, fazia parte de Carnegie. À exceção de uma anotação na placa, de que a estrela parecia um pouco mais quente que o Sol, tudo parecia muito normal. No entanto, quando Farihi examinou o espectro, encontrou algo extraordinário.

A pista estava no que é chamado de linhas de absorção do espectro. As linhas de absorção indicam "peças que faltam", áreas onde a luz oriunda de uma estrela passa por algo e onde uma cor específica de luz é absorvida por essa substância. Estas linhas indicam a composição química do objeto perturbador.

O espectro da estrela van Maanen feito em 1917 revelou a presença de elementos mais pesados, como o cálcio, magnésio e ferro, que deveriam há muito ter desaparecido para o interior da estrela devido ao seu peso.

Somente nos últimos 12 anos é que se tornou evidente que a estrela van Maanen e outras anãs brancas com elementos pesados no seu espectro representam um tipo de sistema planetário com grandes anéis de remanescentes planetários rochosos que depositam detritos na atmosfera estelar. Estes sistemas recentemente descobertos são chamados de "anãs brancas poluídas". Isso é surpreendente, porque anãs brancas são estrelas como o Sol mas no final das suas vidas, por isso não foi de todo esperado que ainda houvesse material planetário remanescente ao seu redor durante essa fase.

"A constatação inesperada de que esta chapa fotográfica de 1917, do nosso arquivo, continha a evidência mais antiga registada de um sistema de anã branca poluída é simplesmente incrível," afirma Mulchaey. "E o fato que foi feita por um astrônomo tão proeminente na nossa história como Walter Adams aumenta ainda mais a excitação."

Os planetas, propriamente ditos, ainda não foram detectados em órbita da estrela van Maanen, nem em torno de sistemas similares, mas Farihi está confiante de que é apenas uma questão de tempo.

"O mecanismo que cria os anéis de detritos planetários, e o depósito na atmosfera estelar, requer a influência gravitacional de planetas de pleno direito," explicou. "O processo não pode ocorrer sem a presença de planetas."

"Carnegie tem uma das maiores coleções do mundo de placas astronômicas com um arquivo que inclui cerca de 250.000 placas obtidas em três observatórios diferentes - Monte Wilson, Palomar e Las Campanas," conclui Mulchaey. "Temos uma quantidade incrível de história arrumada em nosso porão e, quem sabe, que outros achados podemos descobrir no futuro?"

Um artigo intitulado “Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars” foi publicado na revista New Astronomy Reviews.

Fonte: Carnegie Science

Órion em vermelho e azul

Quando a constelação de Órion tornou tão chamativa?

© David Lindemann (Órion)

Esta revelação colorida da parte da constelação de Órion é oriunda da luz vermelha emitida por hidrogênio e enxofre (SII), e a luz azul-verde emitida pelo oxigênio (OIII). Matizes na imagem foram digitalmente transferida sendo um indicativo de suas origens elementares, mas também marcante para o olho humano. A imagem empolgante foi cuidadosamente composta de centenas de imagens que levou cerca de 200 horas para serem recolhidas. Na foto, o Laço de Barnard, na parte inferior da imagem, aparece para embalar construções interestelares incluindo a intricada nebulosa de Órion, vista apenas à direita do centro. A Nebulosa da Chama também pode ser rapidamente localizada, mas é preciso um olhar atento para identificar o ligeiro recuo da escura Nebulosa Cabeça de Cavalo. Quanto ao brilho de Órion, uma explicação conducente para a origem do Laço de Barnard é uma explosão de supernova que ocorreu cerca de dois milhões de anos atrás.

Fonte: NASA

No interior da Fornalha Ardente

A nova imagem abaixo mostra a concentração de galáxias conhecida por Aglomerado da Fornalha, que se situa na constelação da Fornalha no hemisfério sul.

© ESO/VST (carta celeste com a localização do Aglomerado de Galáxias da Fornalha)

O aglomerado comporta uma quantidade de galáxias de todas as formas e tamanhos, algumas das quais escondem alguns segredos.

Galáxias parecem ser "sociais", gostando de se juntar em grupos grandes, a que chamamos aglomerados. Na realidade é a gravidade que mantém as galáxias unidas num aglomerado, como se de uma única identidade se tratassem, com a força gravitacional a ser exercida tanto por grandes quantidades de matéria escura invisível como por galáxias que podemos ver. Os aglomerados contêm entre cerca de 100 a 1.000 galáxias e podem ter dimensões que vão desde os 5 aos 30 milhões de anos-luz.
Os aglomerados de galáxias não têm formas claramente definidas, por isso é difícil determinar exatamente quando começam e quando acabam. No entanto, os astrônomos estimam que o centro do aglomerado da Fornalha se encontra numa região situada a 65 milhões de anos-luz de distância da Terra. O que sabemos com mais precisão é que este aglomerado contém quase 60 galáxias grandes e um número semelhante de galáxias anãs menores. Os aglomerados de galáxias como este são bastante comuns no Universo e ilustram bem a influência poderosa que a gravidade exerce ao longo de grandes distâncias, conseguindo juntar as massas enormes de galáxias individuais numa só região.
No centro deste aglomerado, no meio dos três glóbulos difusos brilhantes que podem ser vistos à esquerda da imagem, encontra-se uma galáxia cD (canibal galáctica). As galáxias cD como esta, chamada NGC 1399, parecem-se com galáxias elípticas mas são maiores e possuem envelopes extensos e tênues. Isto acontece porque se formaram ao “engolir” galáxias menores, trazidas para o centro do aglomerado pela força da gravidade. A imagem capta apenas as regiões centrais do Aglomerado da Fornalha, que na realidade se estende ao longo de uma maior região no céu. A galáxia central é geralmente a mais brilhante do aglomerado, mas neste caso a galáxia mais brilhante, NGC 1316, situa-se na periferia do agloemrado, fora da área coberta por esta imagem. Também conhecida por Fornax A, esta galáxia é uma das mais poderosas fontes de ondas de rádio no céu. As ondas de rádio, que podem ser observadas por radiotelescópios, sensíveis a este tipo de radiação, emanam de dois enormes lóbulos que se estendem até muito longe no espaço, de cada lado da galáxia visível. A energia que dá origem a esta emissão rádio vem de um buraco negro supermassivo que se encontra no centro da galáxia e que emite dois jatos opostos de partículas de alta energia. Estes jatos produzem ondas rádio quando atingem o gás rarefeito que ocupa o espaço entre as galáxias do aglomerado.
Há na realidade evidências deste processo estar ocorrendo bem na nossa frente. Um trabalho recente feito por uma equipe de astrônomos liderada por Enrichetta Iodice (INAF - Osservatorio di Capodimonte, Nápoles, Itália), que fez uso de dados do VST do ESO, revelou uma ponte de luz muito tênue entre NGC 1399 e a galáxia menor que se encontra à sua direita, NGC 1387. Esta ponte, que não tinha sido ainda observada (e é fraca demais para poder ser vista na imagem), é ligeiramente mais azul que qualquer das galáxias, indicando que é constituída por estrelas formadas a partir de gás retirado de NGC 1387 pela atração gravitacional de NGC 1399. Apesar de haver, de modo geral, poucas evidências de interação no aglomerado da Fornalha, parece que pelo menos a NGC 1399 ainda continua se abastecendo das suas vizinhas.
Em baixo à direita na imagem podemos ver uma enorme galáxia espiral barrada, NGC 1365, que se trata de um belo exemplar de galáxias deste tipo, com uma barra proeminente passando através do núcleo central e os braços espirais saindo das pontas da barra. Refletindo a natureza das galáxias do aglomerado, a NGC 1365 também é mais do que parece. Esta galáxia foi classificada como uma galáxia do tipo Seyfert, possuindo um núcleo ativo brilhante que contém um buraco negro supermassivo no seu interior.
Esta imagem foi obtida com o Telescópio de Rastreio do VLT (VST) montado no Observatório do Paranal do ESO no Chile. Com 2,6 metros de diâmetro, o VST não é de modo nenhum um telescópio grande pelos padrões atuais, no entanto foi concebido especificamente para fazer rastreios do céu a larga escala. O que o torna especial é o seu enorme campo  de visão corrigido e a sua câmera de 256 megapixels, a OmegaCAM, que foi especialmente desenvolvida para mapear o céu. Com esta câmera, o VST consegue produzir imagens profundas de grandes áreas no céu muito rapidamente, deixando a exploração dos detalhes de objetos individuais para telescópios realmente grandes, como o Very Large Telescope do ESO (VLT).

Um artigo científico intitulado “The Fornax Deep Survey with VST. I. The extended and diffuse stellar halo of NGC1399 out to 192 kpc” foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Possível família do planeta anão Ceres é identificada

A despeito dos indícios de que Ceres, o maior corpo do cinturão principal de asteroides do Sistema Solar, situado entre as órbitas de Marte e Júpiter, deveria possuir uma família de fragmentos originados de colisões ao longo dos últimos bilhões de anos, até então não tinham sido encontradas pistas que confirmassem essa hipótese.

© NASA/Dawn (Ceres)

Agora, contudo, um grupo de pesquisadores da Universidade Estadual Paulista (UNESP), campus de Guaratinguetá, em colaboração com colegas do Southwest Research Institute, dos Estados Unidos, encontrou vestígios de uma possível família antiga dispersa (paleofamília) do planeta anão.

Os pesquisadores identificaram um conjunto de 156 asteroides em uma região primitiva do cinturão principal de asteroides, caracterizada pela baixa densidade de objetos, cuja taxonomia, cores (classificação) e albedo (quantidade de luz refletida) indicam que podem ser fragmentos de Ceres.

“O fato de ainda não se ter encontrado até agora uma família de asteroides de Ceres representa um dos maiores problemas da dinâmica dos asteroides”, disse Valério Carruba, professor da UNESP de Guaratinguetá e principal autor do estudo. “A descoberta de uma possível família deste corpo pode contribuir para entendermos melhor a história do Sistema Solar”, avaliou.

De acordo com o pesquisador, enquanto outros asteroides do mesmo tipo espectral (frequências de radiação eletromagnética) de Ceres, como Hygiea e Euphrosyne, já têm famílias reconhecidas, até agora ainda não tinha sido identificado nenhum grupo de asteroides que poderiam ser fragmentos do planeta anão, que possui 900 quilômetros de diâmetro.

Estima-se, porém, que cerca de 10 crateras com mais de 300 km de diâmetro podem ter sido formadas em Ceres em razão de colisões com outros objetos ao longo dos últimos 4,5 bilhões de anos.

E dados de observação da sonda espacial Dawn, lançada pela NASA em 2007 para examinar Ceres e Vesta, que é o segundo maior corpo do cinturão principal de asteroides, com aproximadamente 400 quilômetros de diâmetro, corroboraram essa estimativa ao mostrar que pelo menos duas crateras com 280 km de diâmetro foram formadas nos últimos 2 bilhões de anos na superfície de Ceres.

Dessa forma, Ceres pode ter expelido um número significativo de fragmentos e formado ao menos duas famílias.

Os métodos tradicionais usados para a identificação de famílias de asteroides, entretanto, não detectaram até agora nenhuma família de Ceres.

“As técnicas usuais para identificação de famílias de asteroides se concentram em observar objetos vizinhos a Ceres na região central do cinturão principal de asteroides”, explicou Carruba.

“Acontece que colisões e ressonâncias seculares lineares com Ceres [quando um corpo menor e outro de massa maior sincronizam o período de rotação (precessão) do ponto mais próximo do Sol da órbita (pericentro) ou do nó ascendente da órbita, podendo alterar a excentricidade ou a inclinação do corpo menor e tornar sua órbita mais instável] podem ter empobrecido a população de objetos próximos ao asteroide nessa região do cinturão principal. Dessa forma, não é possível encontrar muitos objetos vizinhos a Ceres”, afirmou.

Outro problema, segundo o pesquisador, é que na região central do cinturão principal há uma concentração maior de asteroides, principalmente do tipo C, o tipo de asteroide mais comum, como Ceres, que tem pouca capacidade de refletir luz, baixa densidade e é associado a regiões mais externas do Sistema Solar.

E há duas grandes famílias de asteroides do mesmo tipo espectral de Ceres nessa região, a Dora e a Chloris.

“Ao realizar um estudo por espectrofotometria astronômica [em que se analisa o espectro da radiação eletromagnética dos objetos observados por telescópios] é difícil saber se esses objetos do tipo C no cinturão principal integram uma possível família de Ceres ou pertencem às famílias dos asteroides Dora e Chloris”, ponderou Carruba.

Além disso, estima-se que as velocidades iniciais de ejeção de Ceres por colisões devem ter sido significativamente maiores que as observadas em qualquer outro corpo no cinturão principal, incluindo Vesta.

Dessa forma, os fragmentos de Ceres podem ter se espalhado por uma área muito maior do cinturão principal de asteroides e seriam significativamente mais distantes entre si do que a distância de objetos formados em colisões de corpos menores que o planeta anão.

Com base nessas constatações, os pesquisadores propuseram, em vez de tentar identificar possíveis membros da família de Ceres perto do planeta anão na região central do cinturão de asteroides, olhar para uma região pristina do cinturão de asteroides, entre as ressonâncias 5J: 2a e 7J: -3a de movimento médio com Júpiter.

A hipótese deles é que fragmentos de Ceres, da ordem de quilômetros, podem ter alcançado essa região do cinturão principal de asteroides que foi esvaziada durante a fase do bombardeio pesado tardio, ocorrida entre 4,3 e 3,8 bilhões de anos atrás, quando se estima que um imenso número de asteroides tenha atingido o Sistema Solar, causando um grande número de crateras na Lua e em outros corpos. Desde então, a entrada de material fora de outras áreas do cinturão principal de asteroides para essa região primitiva ficou limitada.

“Algumas das vantagens de estudar essa região é justamente a baixa densidade de asteroides e a falta de outras grandes famílias do tipo C com excentricidades [medida do achatamento de uma órbita elíptica] e inclinações comparáveis às de Ceres”, disse Carruba. “Isso torna a identificação de possíveis membros da família de Ceres nessa região mais fácil”, afirmou.

A fim de confirmar suas hipóteses, os pesquisadores realizaram um estudo dos albedos e das cores dos objetos encontrados nessa região do cinturão principal de asteroides.

Os resultados das análises indicaram que 156 objetos na região apresentam fotometria e albedo compatíveis com asteroides do tipo C, como Ceres, que reflete apenas 9% da luz que incide sobre ele.

Os estudos estatísticos realizados pelos pesquisadores também indicaram que a distribuição em inclinações desses objetos é compatível como sendo originados de Ceres.

“Ainda não há uma prova definitiva de que exista uma família de Ceres, porque esses objetos que identificamos são candidatos do tipo C, e ainda não foram obtidos espectros completos no visível e no infravermelho para confirmar a classificação. Mas há provas circunstanciais bastante fortes”, afirmou Carruba.

Segundo o pesquisador, não há nenhuma fonte de objetos do tipo C na região primitiva do cinturão principal que poderia explicar a concentração desse tipo de asteroides naquela área.

O artigo “Footprints of a possible Ceres asteroid paleo-family”, de Carruba e outros, foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte FAPESP (Agência)

A galáxia anã Leo A

À primeira vista, esta imagem do telescópio espacial Hubble parece mostrar uma variedade de diferentes objetos cósmicos, mas as estrelas espalhadas aqui constituem um corpo único, uma galáxia anã próxima conhecida como Leo A.

© Hubble/Judy Schmidt (galáxia anã Leo A)

Ela possui alguns milhões de estrelas que estão tão escassamente distribuída que algumas galáxias distantes são visíveis através dela. A Leo A está a 2,5 milhões de anos-luz de distãncia da Terra e é um membro do Grupo Local de galáxias; um grupo que inclui a Via Láctea e a conhecida galáxia de Andrômeda.

Os astrônomos estudam galáxias anãs, pois elas são muito numerosos e são mais simples em estrutura do que suas primas gigantes. No entanto, seu tamanho diminuto torna-as difíceis de estudá-las a grandes distâncias. Consequentemente, as galáxias anãs do Grupo Local são de particular interesse, uma vez que estão perto o suficiente para serem estudadas em detalhe.

Entretanto, a Leo A é uma galáxia bastante incomum. É uma das galáxias mais isoladas do Grupo Local, não tem características estruturais óbvias além de ter uma massa aproximadamente esférica de estrelas, e não apresenta qualquer evidência de recentes interações com galáxias vizinhas. Contudo, os componentes da galáxia são dominados por estrelas relativamente jovens, algo que normalmente acontece devido a interações com outras galáxias. Cerca de 90% das estrelas na Leo A têm menos de oito bilhões de anos, jovens em termos cósmicos!

Isso levanta uma série de questões intrigantes sobre o motivo da formação de estrelas na Leo A não ter ocorrido na escala de tempo normal, mas esperou até o momento exato.

Fonte: ESA

Buraco negro gigante encontrado num local improvável

Astrônomos descobriram um buraco negro supermassivo, com uma massa de 17 bilhões de sóis, num lugar improvável: no centro de uma galáxia situada numa área pouco povoada do Universo.

© D. Coe/J. Anderson/R. van der Marel (simulação de um buraco negro no núcleo de uma galáxia)

A região preta no centro da imagem representa o horizonte de eventos do buraco negro, a partir da qual a luz não consegue escapar à atração gravitacional do objeto. A forte gravidade do buraco negro distorce o espaço em seu redor. A luz das estrelas de fundo é esticada e desfocada à medida que outras estrelas passam perto do buraco negro.

As observações, feitas pelo telescópio espacial Hubble e pelo telescópio Gemini no Havaí, podem indicar que estes objetos monstruosos podem ser mais comuns do que se pensava.

Até agora, os maiores buracos negros supermassivos, aqueles com cerca de 10 bilhões de vezes a massa do Sol, foram encontrados nos núcleos de galáxias muito grandes. De fato, o atual detentor do recorde tem uma massa de 21 bilhões de sóis e reside no aglomerado galáctico de Cabeleira de Berenice que contém mais de 1.000 galáxias.

"O buraco negro supermassivo recém-descoberto reside no centro de uma gigantesca galáxia elíptica, a NGC 1600, localizada num pequeno grupo de mais ou menos 20 galáxias," afirma a principal descobridora Chung-Pei Ma, astrônoma da Universidade da Califórnia (Berkeley) e líder do estudo MASSIVE, um levantamento das galáxias e buracos negros mais massivos no Universo local. O buraco negro supermassivo está localizado a cerca de 200 milhões de anos-luz da Terra na direção da constelação de Erídano. Apesar de ser esperado encontrar um buraco negro gigantesco, numa galáxia massiva, por sua vez numa zona lotada do Universo, parecia menos provável encontrar um nas "pequenas cidades" do Universo.

"Existem muito poucas galáxias do tamanho da NGC 1600 que residem em grupos galácticos de tamanho médio," afirma Ma. "Nós estimamos que esses grupos menores são cerca de 50 vezes mais abundantes do que os espetaculares aglomerados galácticos como o Aglomerado de Cabeleira de Berenice".

Os pesquisadores também foram surpreendidos ao descobrir que o buraco negro é 10 vezes mais massivo do que tinham previsto para uma galáxia com esta massa. Com base em pesquisas anteriores de buracos negros pelo Hubble, os astrônomos tinham desenvolvido uma correlação entre a massa de um buraco negro e a massa do bojo central de estrelas da sua galáxia hospedeira; quanto maior o bojo galáctico, mais massivo é o buraco negro. Mas para a galáxia NGC 1600, a massa gigantesca do buraco negro ofusca, de longe, a massa do seu bojo relativamente escasso. "Parece que essa relação não funciona muito bem com os buracos negros extremamente massivos; são uma fração maior da massa da galáxia hospedeira," comenta Ma.

Uma ideia que poderá explicar o tamanho monstruoso do buraco negro é que se fundiu com outro buraco negro há muito tempo atrás quando as interações entre galáxias eram mais frequentes. Quando duas galáxias se fundem, os seus buracos negros centrais assentam no núcleo da nova galáxia e orbitam-se um ao outro. As estrelas que caem perto do buraco negro binário, dependendo da sua velocidade e trajetória, podem na verdade roubar momento do par giratório e ganhar velocidade para escapar do núcleo da galáxia. Esta interação gravitacional faz com que os buracos negros se movam lentamente para mais perto um do outro, eventualmente fundindo-se para formar um buraco negro ainda maior. O buraco negro supermassivo continua crescendo e engolindo gás canalizado para o núcleo por colisões galácticas.

As refeições frequentes consumidas por NGC 1600 também poderão ser a razão pela qual a galáxia reside numa região com poucos vizinhos galácticos. A NGC 1600 é a galáxia dominante do seu grupo galáctico, tendo pelo menos três vezes o brilho dos vizinhos. "Outros grupos como este raramente têm esta grande diferença de luminosidade entre a galáxia mais brilhante e a segunda mais brilhante," acrescenta Ma.

© UC Berkeley/DSS (a gigantesca galáxia elíptica NGC 1600)

A galáxia elíptica no centro desta imagem, reside numa região pouco povoada do espaço. Uma ampliação da galáxia NGC 1600, pode ser vista na inserção, obtida perto do infravermelho pelo instrumento NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) do Hubble.

A maioria do gás da galáxia foi consumido há muito tempo atrás quando o buraco negro brilhou como um quasar brilhante devido à queda do material que era aquecido num plasma. "Agora, o buraco negro é um gigante adormecido. A única maneira que o encontramos foi medindo as velocidades das estrelas aí perto, que são fortemente influenciadas pela gravidade do buraco negro. As medições de velocidade dão-nos uma estimativa da massa do buraco negro," afirma Ma.

As medições de velocidade foram feitas pelo instrumento GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) acoplado ao telescópio Gemini Norte de 8 metros em Mauna Kea, Havaí. Espectroscopicamente, o GMOS disseca a luz do centro da galáxia, revelando estrelas até 3.000 anos-luz do núcleo. Algumas destas estrelas circulam ao redor do buraco negro e evitam encontros íntimos. No entanto, as estrelas que se movem num percurso mais reto para fora do núcleo sugerem que já se aventuraram mais perto do centro e foram arremessadas, provavelmente pelos buracos negros gêmeos.

As imagens de arquivo do Hubble, obtidas pelo instrumento NICMOS, suportam a ideia dos buracos negros gêmeos que empurram estrelas para fora. As imagens NICMOS revelaram que o núcleo da galáxia é invulgarmente tênue, indicando uma carência de estrelas próximas do centro galáctico. Um núcleo pobre em estrelas é o que distingue galáxias massivas das galáxias elípticas comuns, que têm centros muito mais brilhantes. Estimam-se que a quantidade de estrelas atiradas para fora da região central equivalha a 40 bilhões de sóis, comparável a expulsar o disco inteiro da nossa Via Láctea!

A descoberta do buraco negro foi publicada na revista Nature.

Fonte: UC Berkeley