Tsunamis antigos em Marte revelam potencial para a vida

A forma geológica do que já foram linhas costeiras nas planícies norte de Marte convence os cientistas de que dois grandes meteoritos, que atingiram o planeta com milhões de anos de diferença, desencadearam um par de mega-tsunamis.

© NASA/JPL-Caltech (tsunamis criados por impactos de meteoritos no Valle Marineris em Marte)

Estas ondas gigantescas marcaram para sempre a paisagem marciana e produziram evidências de oceanos frios e salgados, conducentes à manutenção da vida.

"Há cerca de 3,4 bilhões de anos, um grande impacto de meteorito desencadeou a primeira onda de tsunami. Esta onda era composta por água líquida. Formou canais generalizados que transportaram a água de volta para o oceano," afirma Alberto Fairén, cientista visitante de Cornell e pesquisador principal do Centro de Astrobiologia de Madrid.

Os cientistas descobriram evidências de outro grande impacto de meteorito, que desencadeou uma segunda onda de tsunami. Nos milhões de anos entre os dois impactos e os seus mega-tsunamis associados, Marte passou por uma fria mudança climática, a água transformou-se em gelo. "O nível do mar recuou desde a sua linha costeira original para formar uma segunda linha costeira, porque o clima tornou-se significativamente mais frio," disse Fairén.

O segundo tsunami formou lóbulos arredondados de gelo. "Estes lóbulos congelaram no solo à medida que atingiam o seu ponto máximo de extensão e o gelo nunca mais voltou para o oceano, o que implica que o oceano estava, pelo menos, parcialmente congelado no momento," explica Fairén. "O nosso estudo fornece evidências bastante sólidas para a existência de oceanos muito frios no passado de Marte. É muito difícil imaginar praias californianas no passado de Marte, mas tente imaginar os Grandes Lagos num inverno particularmente frio e longo; essa poderá ser uma imagem mais exata da água que formava mares e oceanos."

Estes lóbulos gelados mantiveram as suas fronteiras bem definidas e as suas formas relacionadas com o fluxo, comenta Fairén, sugerindo que o antigo oceano gelado era salgado. "As águas salgadas e frias podem oferecer refúgio a vida em ambientes extremos, pois os sais ajudam a manter a água líquida... se a vida já existiu em Marte, estes lóbulos gelados do tsunami são excelentes candidatos para a procura de bioassinaturas," conclui.

O trabalho foi publicado na Scientific Reports, uma publicação da revista Nature.

Fonte: Cornell University

Detectada a galáxia mais débil do início do Universo

Uma equipe internacional de cientistas detectou e confirmou a menor galáxia do Universo primordial através do observatório W. M. Keck no cume do Maunakea no Havaí.

© W. M. Keck Observatory/M. Bradáč (espectros da fonte)

A imagem colorida acima do aglomerado foi efetuada com o telescópio espacial Hubble através de três filtros diferentes que foram combinados para fazer uma imagem RGB. Na inserção, são vistos três espectros do sistema fotografado. Eles têm picos no mesmo comprimento de onda, mostrando que eles pertencem a uma mesma fonte.

Além de usar o telescópio mais poderoso do mundo, a equipe contou com lentes gravitacionais para ver o objeto incrivelmente fraco nascido logo após o Big Bang, observando uma galáxia como era há 13 bilhões de anos atrás.

A detecção foi feita usando o instrumento DEIMOS montado no telescópio de 10 metros do Keck II, e foi possível graças a um fenômeno previsto por Einstein em que um objeto é ampliado pela gravidade de outro objeto que está entre ele e o observador. Neste caso, a galáxia estava atrás do aglomerado de galáxias MACS2129.4-0741, que é enorme o suficiente para criar três imagens diferentes do objeto.

"Os telescópios do obervatório Keck são simplesmente os melhores do mundo para este trabalho," disse Marusa Bradáč, uma professora da Universidade da Califórnia, que liderou a equipe. "Seu poder, associado à força gravitacional de um conjunto massivo de galáxias, permite-nos ver realmente onde nenhum ser humano tenha visto antes."

"Por causa de serem vistos três deles com características exatamente idênticas, isso significa que a galáxia foi inflluenciada pelo efeito da lente gravitacional, " disse Marc Kassis, astrônomo do observatório Keck.

A galáxia encontra-se perto do final da época de reionização, um momento no início do Universo onde a maior parte do gás hidrogênio existente estre as galáxias estava passando pela transição de um gás neutro para um mais ionizado, que possibilitou acender as estrelas pela primeira vez.

"Temos agora boas restrições sobre quando o processo de reionização termina, pelo desvio para o vermelho em torno de 6 ou 12,5 bilhões de anos atrás, mas nós ainda não sabemos muitos detalhes sobre como isso aconteceu," disse Kuang-Han Huang da Universidade da Califórnia. "A galáxia detectada em nosso trabalho é provavelmente um membro da população de galáxias tênues que impulsionam o processo de reionização".

Esta galáxia possui uma massa estelar muito baixa, com apenas 1% da Via Láctea. Esta galáxia muito pequena e distante pode ajudar a compreender o processo de reionização, e as lentes gravitacionais são ferramentas essenciais para desvendar como era o Universo no seu início.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: W. M. Keck Observatory

IC 5067 na Nebulosa do Pelicano

O cume proeminente de emissão apresentado nesta nítida paisagem cósmica colorida é catalogado como IC 5067.

© Subaru/Roberto Colombari (IC 5067)

Parte de uma nebulosa de emissão de maior porte com uma forma distinta, popularmente chamada de Nebulosa do Pelicano, o cume se estende por cerca de 10 anos luz, seguindo a curva da cabeça e pescoço de um pelicano cósmico.

Esta visão de cores falsas traduz também o brilho penetrante das linhas de emissão estreitas originadas de átomos na nebulosa, mostrados em uma paleta de cores que se tornou popular em imagens do telescópio espacial Hubble, evidenciando regiões de formação de estrelas.

As fantásticas formas escuras que habitam esse campo largo de 1/2 grau são nuvens de gás frio e poeira esculpidas pelos ventos e radiação de estrelas quentes e massivas.

Imagens ampliadas de algumas das nuvens esculpidas mostram sinais claros de estrelas recém-formadas.

A Nebulosa do Pelicano está localizada a 2.000 anos luz da Terra. Para encontrá-la, procure a brilhante estrela Deneb na direção da constelação de Cygnus.

Fonte: NASA

Novas descobertas nos discos de restos

Com o auxílio de 39 das 66 antenas do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), situado a 5.000 metros de altitude no planalto do Chajnantor nos Andes chilenos, os astrônomos conseguiram detectar monóxido de carbono (CO) no disco de restos situado em torno de uma estrela de tipo F.

© ESO/ALMA (HD 181327)

Embora o monóxido de carbono seja a segunda molécula mais comum no meio interestelar, depois do hidrogénio molecular, esta é a primeira vez que foi detectado CO em torno de uma estrela deste tipo. A estrela, chamada HD 181327, é um membro do grupo em movimento Beta Pictoris, localizado a quase 170 anos-luz de distância da Terra.

Até agora, a presença de CO tinha sido apenas detectada em torno de algumas estrelas de tipo A, as quais são substancialmente mais massivas e luminosas que a HD 181327. Utilizando a excelente resolução espacial e sensibilidade oferecidas pelo observatório ALMA, os astrônomos foram agora capazes de capturar este extraordinário anel de gás e mapear a densidade de CO no interior do disco.

O estudo de discos de restos é um dos modos de caracterizar sistemas planetários e os resultados da formação planetária. Descobriu-se que o gás de CO se encontra no mesmo local que os grãos de poeira no anel de restos e que este gás  foi produzido recentemente.

Colisões destrutivas de planetesimais gelados existentes no disco são fontes possíveis do reabastecimento contínuo de gás de CO. Para que haja colisões nos discos de restos é normalmente necessário que os corpos gelados sofram perturbações gravitacionais por parte de objetos maiores, de modo a atingirem velocidades de colisão suficientes. Adicionalmente, a composição de CO encontrada nos planetesimais gelados do disco é consistente com a dos cometas do nosso Sistema Solar. Esta possível segunda origem para o gás de CO sugere que os cometas gelados possam ser comuns em torno de estrelas semelhantes ao nosso Sol, o que tem fortes implicações para a adaptabilidade da vida em exoplanetas do tipo terrestre.

Estes resultados foram publicados num artigo intitulado “Exocometary gas in the HD 181327 debris ring” na revista da especialidade Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

LL Orionis: quando ventos cósmicos colidem

O que teria criado este grande arco no espaço?

© Hubble (LL Orionis)

Esta graciosa estrutura arqueada é, na verdade, um arco de choque com cerca de meio ano-luz de diâmetro, criado quando o vento da jovem estrela LL Orionis colide com o fluxo da Nebulosa de Órion.

À deriva no nascedouro estelar de Órion, e ainda em seus anos de formação, a estrela variável LL Orionis produz um vento mais energético do que o vento de nosso Sol de meia idade.
À medida  que o veloz vento estelar vai em direção ao gás em movimento lento, forma-se uma frente de choque, análoga à onda de um remo em uma barco movendo-se pela água, ou um avião viajando a velocidade supersônica.
O gás mais lento está fluindo do quente aglomerado estelar central da Nebulosa de Órion, o Trapézio, localizado fora da borda inferior direita da imagem. Em três dimensões, a envolvente onda de choque de LL Orionis tem a forma de uma tijela que parece mais brilhante quando vista ao longo da borda "inferior".
O complexo nascedouro estelar em Órion mostra uma miríade de formas fluidas similares associadas à formação estelar, incluindo o arco de choque circundando uma esmaecida estrela no alto, à direita. Parte de um mosaico que cobre a Grande Nebulosa em Órion, esta imagem colorida composta foi registrada em 1995 pelo telescópio espacial Hubble.

Fonte: NASA

Novo retrato de Marte obtido pelo Hubble

Calotas polares brilhantes e geladas, e nuvens por cima de uma paisagem da cor da ferrugem, mas vívida, revelam Marte como um planeta sazonal e dinâmico nesta imagem captada pelo telescópio espacial Hubble da NASA no dia 12 de maio de 2016, quando Marte estava a 80,4 milhões de quilômetros da Terra.

© Hubble (Marte)

A imagem do Hubble revela detalhes tão pequenos quanto 32 a 48 km de comprimento.

A grande região escura na seção direita extrema é Syrtis Major Planitia, uma das primeiras características identificadas à superfície do planeta por observatórios do século XVII. Christiaan Huygens usou esta característica para medir a rotação de Marte (um dia marciano corresponde a aproximadamente 24 horas e 37 minutos). Hoje sabemos que Syrtis Major é um antigo e inativo vulcão escudo. Na imagem, as nuvens ao final da tarde cercam o seu pico.

Uma grande característica oval a sul de Syrtis Major é a brilhante bacia Hellas Planitia. Com mais ou menos 1.770 km de diâmetro e 8 de profundidade, foi formada há cerca de 3,5 bilhões de anos atrás pelo impacto de um asteroide.

A área laranja no centro da imagem é Arabia Terra, uma vasta região de terras altas no norte de Marte que cobre aproximadamente 4.500 km. A paisagem está densamente craterada e fortemente erodida, indicando que poderá estar entre os terrenos mais antigos do planeta. Gargantas de rios secos (demasiado pequenas para serem vistas aqui) serpenteiam pela região e desaguam nas grandes planícies norte.

A sul de Arabia Terra, correndo de leste para oeste ao longo do equador, encontram-se as características escuras e longas conhecidas como Sinus Sabaeus (a leste) e Sinus Meridiani (a oeste). Estas regiões mais escuras estão cobertas por rocha escura e depósitos de areia fina "moída" por fluxos de lava antigos e outras características vulcânicas. Estes grãos de areia são mais grosseiros e menos refletivos do que a poeira fina que dá às regiões mais brilhantes de Marte a sua aparência avermelhada. Os primeiros observadores de Marte mapearam estas regiões.

Por cima da região polar sul encontra-se um manto enorme de nuvens. A calota polar norte recuou para um tamanho comparativamente pequeno porque nesse hemisfério o verão está chegando ao fim. O Hubble fotografou uma nuvem lateral e fina da tarde que se prolongava por pelo menos 1.600 km a latitudes médias a norte. As primeiras nuvens e névoas da manhã estendem-se ao longo do limbo ocidental.

Este hemisfério de Marte contém os locais de pouso de várias missões robóticas da NASA, incluindo a Viking 1 (1976), a Mars Pathfinder (1997) e o ainda operacional rover Opportunity. Os locais de pouso dos rovers Spirit e Curiosity estão localizados no outro lado do planeta.

Esta observação foi feita apenas alguns dias antes de Marte alcançar a oposição de dia 22 de maio, quando o Sol e Marte estarão exatamente nos lados opostos da Terra, e quando Marte estiver a uma distância de 75,3 milhões de quilômetros. Marte é especialmente fotogênico durante a oposição porque pode ser visto totalmente iluminado pelo Sol a partir da Terra.

As aproximações bienais entre Marte e a Terra não são todas iguais. A órbita de Marte em torno do Sol é marcadamente elíptica; as aproximações à Terra podem variar entre os 56,3 e os 101,3 milhões de quilômetros.

Ocorrem porque a cada dois anos a órbita da Terra "alcança" a órbita de Marte, alinhando o Sol, a Terra e Marte numa linha reta, de modo que Marte e o Sol estão em lados "opostos" da Terra. Este fenômeno é o resultado da diferença de períodos orbitais entre a órbita da Terra e a órbita de Marte. Enquanto a Terra demora os normais 365 dias a completar uma volta em torno do Sol, Marte leva 687 dias terrestres a fazer uma volta em torno da nossa estrela. Como resultado, a Terra completa quase duas órbitas completas no tempo que Marte leva a fazer apenas uma, resultando na ocorrência de oposições de Marte mais ou menos a cada 26 meses.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Cinturão de cometas ao redor de sistema multiplanetário

Usando o observatório ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no Chile, os astrónomos fizeram a primeira imagem de alta-resolução do cinturão de cometas (uma região análoga ao Cinturão de Kuiper no nosso próprio Sistema Solar, onde Plutão e muitos outros objetos mais pequenos se encontram) em torno de HR 8799, a única estrela onde vários planetas foram fotografados diretamente.

© NRAO/ESO/NAOJ/ALMA (estrela HR 8799)

A imagem acima obtida pelo ALMA mostra a estrela HR 8799 (centro) e dos seus arredores. A inserção mostra a estrela e os quatro exoplanetas observados diretamente. O disco, juntamente com as suas irregularidades recentemente descobertas, pode ser visto em tons de azul. A linha branca indica uma distância de 100 UA (unidade astronômica), em que 1 UA é a distância média entre a Terra e o Sol.

A forma deste disco de poeira, particularmente a sua orla interna, é surpreendentemente inconsistente com as órbitas dos planetas, sugerindo que ou mudaram de posição com o passar do tempo ou que existe pelo menos mais um planeta ainda por descobrir.

"Estes dados permitem-nos ver, pela primeira vez, a margem interna deste disco," explica Mark Booth da Pontificia Universidad Católica do Chile e autor principal do estudo. "Ao estudarmos as interações entre os planetas e o disco, esta nova observação mostra que ou os planetas que vemos já tiveram órbitas diferentes no passado, ou que existe pelo menos um outro planeta no sistema que é demasiado pequeno para ser detectado."

O disco, que cobre uma região entre 150 a 420 vezes a distância Sol-Terra, é produzido pelas colisões de corpos cometários nos confins deste sistema estelar. O ALMA foi capaz de obter imagens da emissão de pedaços de detritos milimétricos no disco; segundo os cientistas, o pequeno tamanho destes grãos de poeira sugere que os planetas no sistema são maiores que Júpiter. As observações anteriores com outros telescópios não detectaram esta discrepância no disco.

Não se sabe se esta diferença é devida à baixa resolução das observações anteriores ou se devida aos diferentes comprimentos de onda que são sensíveis aos diferentes tamanhos dos grãos, que seriam distribuídos de forma ligeiramente diferente. A HR 8799 é uma estrela jovem com aproximadamente 1,5 vezes a massa do Sol localizada a 129 anos-luz da Terra na direção da constelação de Pégaso.

"Esta é a primeira vez que um sistema multiplanetário com poeira em órbita é fotografado, permitindo a comparação direta com a formação e dinâmica do nosso próprio Sistema Solar," explica Antonio Hales, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory) em Charlottesville, no estado americano de Virginia.

Os seus resultados foram divulgados num artigo publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Primeiros dados científicos de objeto pós-Plutão

Aproximando-se de uma possível missão prolongada enquanto acelera pelo espaço profundo, a sonda New Horizons já observou duas vezes o objeto 1994 JR1, um objeto do Cinturão de Kuiper com 145 km de diâmetro que orbita a mais de 5 bilhões de quilômetros do Sol.

 

  © NASA/JHUAPL/SwRI (movimento do objeto 1994 JR1)

As primeiras duas de 20 observações que a New Horizons fez de 1994 JR1 em abril de 2016. O objeto do Cinturão de Kuiper é o ponto que se move, indicado pela seta. Os pontos que não se movem são estrelas de fundo. A característica em cima e à esquerda é o reflexo interno da câmara (uma espécie de selfie), provocado pela iluminação de uma estrela muito brilhante mesmo para além do campo de visão do instrumento LORRI (Long Range Reconnaissance Imager); mostra os três braços que suportam o espelho secundário do LORRI.

Os membros da equipe científica usaram estas observações para revelar novos fatos acerca deste remanescente distante do início do Sistema Solar.

Captadas com o instrumento LORRI da sonda nos dias 7 e 8 de abril, a uma distância de 111 milhões de quilômetros, as imagens quebram o próprio recorde da sonda para as imagens mais próximas de sempre deste KBO, em novembro de 2015, quando a New Horizons detetou JR1 a 280 milhões de quilômetros de distância.

Simon Porter, membro da equipe científica da New Horizons e do SwRI (Southwest Research Institute) em Boulder, no estado americano do Colorado, disse que as observações contêm vários achados valiosos. "A combinação das observações de novembro de 2015 com as de abril de 2016 permitiu-nos identificar a localização de JR1 até 1.000 km, muito melhor do que qualquer outro KBO pequeno," acrescentando que a órbita mais precisa também permite com que uma teoria seja dissipada, sugerida há vários anos atrás, de que JR1 era um possível satélite de Plutão.

Do ponto de vista das observações de abril de 2016, também foi determinado o período de rotação do objeto, observando as mudanças na luz refletida da superfície de JR1 para determinar que completa uma rotação a cada 5,4 horas. "É relativamente rápido para um KBO," afirma John Spencer, membro da equipe científica, também do SwRI.

Spencer acrescentou que estas observações são um grande treino para possíveis olhares, de perto, de aproximadamente outros 20 KBO ainda mais antigos que podem surgir durante os próximos anos, caso a NASA aprove a extensão da missão. A New Horizons passou pelo sistema de Plutão no dia 14 de julho de 2015, fazendo as primeiras observações, de perto, do planeta anão e das suas cinco luas. A nave dirige-se para mais uma passagem rasante por outro objeto do Cinturão de Kuiper, 2014 MU69, a realizar-se no dia 1 de janeiro de 2019.

Fonte: NASA

Ocultações estelares pela atmosfera de Plutão

Cientistas da equipe da New Horizons da NASA dizem que a sonda conseguiu observar as primeiras ocultações de estrelas ultravioletas pela atmosfera de Plutão, uma meta importante da missão.

© NASA/JHUAPL/SwRI (ilustração da passagem de duas estrelas atrás de Plutão)

Esta ilustração mostra como o espectrômetro Alice da New Horizons "observou" a passagem de duas estrelas por trás de Plutão e da sua atmosfera. A luz de cada estrela diminuiu enquanto passava por camadas cada vez mais profundas da atmosfera, absorvida por vários gases e neblinas.

Estes dados, armazenados na memória digital da New Horizons desde o encontro do último verão e só recentemente transmitidos para a Terra, confirmam várias grandes descobertas sobre a atmosfera de Plutão.

Aproximadamente quatro horas depois da maior aproximação da New Horizons por Plutão, no dia 14 de julho de 2015, quando estava aproximadamente 320.000 km para lá do planeta anão, o espectrômetro ultravioleta Alice a bordo da sonda captou a passagem de duas estrelas ultravioletas brilhantes por trás de Plutão e da sua atmosfera. A luz de cada estrela diminuiu enquanto passava pelas camadas cada vez mais profundas da atmosfera de Plutão, absorvida por vários gases e neblinas.

Tal como a ocultação solar que o espectrômetro Alice observou meras horas antes, quando usou a luz solar para fazer observações parecidas, estas ocultações estelares forneceram informações acerca da composição e estrutura da atmosfera de Plutão. Ambas as ocultações estelares revelaram impressões digitais espectrais de nitrogênio, hidrocarbonetos como metano e acetileno, e até mesmo neblina, como a ocultação solar pouco tempo antes.

Os resultados da ocultação solar e das duas ocultações estelares também são consistentes em termos de pressão vertical e estrutura de temperatura da atmosfera superior de Plutão. Isto significa que os perfis verticais da atmosfera superior de nitrogênio, metano e os hidrocarbonetos observados são semelhantes ao longo de muitas localizações em Plutão.

Estes resultados confirmam os achados da ocultação solar do instrumento Alice, que a temperatura da atmosfera superior é 25% mais fria e, portanto, mais compacta do que os cientistas previram antes do encontro da New Horizons. Isto também confirma, ainda que indiretamente, o resultado da análise e modelagem da observação solar de que a velocidade de fuga do nitrogênio é cerca de 1.000 vezes menor do que o esperado antes do voo rasante.

Fonte: NASA

Um belo exemplo de ornamentação estelar

Nesta imagem obtida com o Very Large Telescope (VLT) do ESO, a luz emitida por estrelas azuis resplandecentes energiza o gás que restou da sua recente formação.

© ESO/VLT (nebulosa de emissão LHA 120-N55)

O resultado é esta colorida nebulosa de emissão, chamada LHA 120-N55, na qual as estrelas se encontram “adornadas” por um manto de gás brilhante. Os astrônomos estudam este tipo de fenômeno para aprender mais sobre as condições existentes nos locais onde novas estrelas se desenvolvem.

A LHA 120-N55, ou N55 como é normalmente conhecida, é uma nuvem de gás brilhante situada na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea localizada a cerca de 163 mil anos-luz de distância. A N55 situa-se no interior de uma enorme concha, ou superbolha, chamada LMC 4. As superbolhas, muitas vezes com centenas de anos-luz de dimensão, formam-se quando ventos fortes lançados por estrelas recém formadas e ondas de choque de explosões de supernovas trabalham em uníssono, soprando para longe a maioria do gás e poeira que originalmente as rodeava e criando assim enormes cavidades em forma de bolha.

O material possibilitou a N55 sobreviver como um pequeno envelope de restos de gás e poeira. É agora uma nebulosa isolada no interior da superbolha. Houve também um grupo de estrelas brilhantes azuis e brancas, denominado LH 72, que conseguiu se formar centenas de milhões de anos após os eventos que originalmente “sopraram” esta bolha. As estrelas de LH 72 têm apenas alguns milhões de anos de idade, não tendo por isso contribuído para esvaziar o espaço em torno de N55. Estas estrelas representam sim, o segundo episódio de formação estelar na região.

O recente aumento da população de estrelas também explica as cores evocativas que rodeiam as estrelas da imagem. A intensa radiação emitida pelas potentes estrelas azuis-esbranquiçadas está retirando os elétrons dos átomos de hidrogênio próximo que se encontra em N55, fazendo com que o gás brilhe no óptico com um característico tom rosado. Os astrônomos reconhecem esta assinatura do gás de hidrogênio brilhante em todas as galáxias como um sinal de formação estelar recente.

Embora as coisas pareçam por agora calmas na região de formação estelar N55, esperam-se enormes mudanças. Daqui a milhões de anos, algumas das estrelas mais massivas e brilhantes da associação estelar LH 72 irão explodir sob a forma de supernovas, espalhando assim o conteúdo de N55. De fato, irá ser soprada uma bolha no interior da superbolha e o ciclo de finais e inícios estrelados continuará nesta vizinhança próxima da nossa Galáxia.

Fonte: ESO

Pequena galáxia azul pode fornecer pistas sobre o Big Bang

A imagem abaixo mostra um amontoado de estrelas, uma galáxia que contém os níveis mais baixos de elementos pesados já detectados nesse tipo de conjunto de estrelas.

© Hubble (galáxia AGC 198691)

A maior parte dos objetos visíveis no Universo, como as estrelas, as galáxias, as nuvens de poeira interestelares, estão na forma de hidrogênio e hélio. Astrônomos encontraram a galáxia mais pobre em metal já descoberta, uma galáxia azul apagada, localizada a somente 30 milhões de anos-luz de distância da Terra e localizada na direção da constelação de Leão Menor. Essa galáxia pode fornecer novas pistas e ideias sobre o Big Bang.

Essa galáxia tem o nome oficial de AGC 198691, mas foi apelidada de Leoncino, ou O Pequeno Leão. O astrônomo John Salzer da Universidade de Indiana, disse que “Encontrar uma galáxia pobre em metal é muito animador, já que isso poderia contribuir para um teste quantitativo do Big Bang. Existem poucas maneiras de explorar as condições do nascimento do Universo, mas as galáxias pobres em metal, estão entre os métodos mais promissores,” disse o astrônomo John Salzer da Universidade de Indiana.

Isso acontece, pois no modelo atualmente aceito do Big Bang, o evento que os astrônomos acreditam tenha criado o Universo, é possível fazer uma previsão sobre a quantidade de hélio e de hidrogênio gerado no momento do Big Bang. A baixa abundância de metal é essencialmente um sinal que uma atividade estelar muito baixa aconteceu, se comparado com a maior parte das galáxias, ou seja, a galáxia é relativamente original. Assim, a razão de átomos em galáxias pobres em metal fornece um teste direto do atual modelo do Big Bang.

A constituição elementar das galáxias pobres em metal é bem próxima da constituição do Universo no seu início.

Entretanto, para encontrar essas galáxias pobres em metal é preciso olhar para longe daqui. A nossa própria Via Láctea é uma fonte pobre de dados devido ao alto nível de elementos mais pesados, criados com o tempo pelo processamento estelar, onde as estrelas forjam elementos mais pesados por meio da nucleossíntese e então redistribuem esses átomos de volta na galáxia quando elas explodem em supernovas.

A Leoncino, é considerada uma galáxia do Universo local, uma região do espaço dentro de um raio de cerca de 1 bilhão de anos-luz da Terra. Estima-se que nessa região próxima do espaço, existam milhões de galáxias, das quais somente uma pequena porção tem sido catalogada.

Uma galáxia pobre em metal foi reconhecida anteriormente em 2005, porém a Leoncino tem uma abundância de metais 29% menor do que essa outra galáxia.

Além dos níveis baixos de elementos pesados, a Leoncino é única em outros aspectos. Ela é considerada uma galáxia anã, com somente 1.000 anos-luz de diâmetro e milhões de estrelas. A Via Láctea, só por comparação, contém entre 200 a 400 bilhões de estrelas. A Leoncino é uma galáxia azulada, devido à presença de estrelas quentes recém-formadas, mas é surpreendentemente apagada, com o nível de luminosidade mais baixo já observado para esse tipo de sistema. As galáxias pobres em metal são extremamente raras e sua exploração é muito importante para compreendê-las.

Fonte: Indiana University

Detritos em expansão de uma explosão estelar

Em 1572, a estrela que explodiu para criar este remanescente de supernova era tão brilhante que até se via de dia.

© Chandra/DSS/VLA (evolução do remanescente de supernova de Tycho)

E apesar de não ter sido a primeira ou a única pessoa a observar este espetáculo estelar, o astrônomo dinamarquês Tycho Brahe escreveu um livro sobre as suas extensas observações do evento, ficando assim o astro com o seu nome.

Nos tempos modernos, os astrônomos têm observado o campo de destroços desta explosão, que é hoje conhecido como remanescente de supernova de Tycho, usando dados do observatório de raios X Chandra da NASA, do VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e muitos outros telescópios. Atualmente, é conhecido que o remanescente de Tycho foi criado pela explosão de uma anã branca, tornando-se parte da chamada classe de supernovas do Tipo Ia, usadas para acompanhar a expansão do Universo.

Dado que grande parte do material arremessado para fora da estrela moribunda foi aquecido por ondas de choque, parecidas com os estrondos sônicos dos aviões supersônicos, passando por ele, o remanescente brilha fortemente em raios X. Agora, foram usadas observações do Chandra de 2000 a 2015 para criar o filme mais longo da evolução de raios X do remanescente Tycho ao longo do tempo, usando cinco imagens diferentes. Esta mostra que a expansão da explosão ainda continua cerca de 450 anos mais tarde, a partir do ponto de vista da Terra a cerca de 10.000 anos-luz de distância.

Combinando dados de raios X com mais ou menos 30 anos de observações no rádio pelo VLA, foi produzido também um filme, usando três imagens diferentes. Foram utilizados estes dados de raios X e rádio para aprender mais sobre esta supernova e sobre o seu remanescente.

 

  © NSF/NRAO/VLA (expansão do remanescente de supernova de Tycho)

Os pesquisadores mediram a velocidade da onda de choque em muitos locais diferentes do remanescente. O grande tamanho do remanescente permite a medição deste movimento com uma precisão relativamente elevada. Embora o remanescente seja aproximadamente circular, existem diferenças claras na velocidade da onda de choque em diferentes regiões. A velocidade nas direções inferior e inferior direita é cerca de duas vezes maior do que a velocidade nas direções superior e superior esquerda. Esta diferença já tinha sido vista em observações anteriores.

Esta gama de velocidades no movimento externo da onda de choque é provocada por diferenças na densidade do gás que rodeia o remanescente de supernova. Isto provoca um deslocamento na posição do local da explosão em relação ao centro geométrico, determinado pela localização do centro no remanescente circular. Os astrónomos descobriram que o deslocamento corresponde a cerca de 10% do raio atual do remanescente, para cima e para a esquerda do centro geométrico. A equipe também descobriu que a velocidade máxima da onda de choque é de cerca de 19,3 milhões de quilômetros por hora.

Deslocamentos como este, entre o centro da explosão e o centro geométrico, podem também existir em outros remanescentes de supernova. A compreensão da posição do centro da explosão para as supernovas do Tipo Ia é importante porque limita a região de pesquisa de uma estrela sobrevivente companheira. Qualquer estrela sobrevivente ajudaria a identificar o mecanismo de gatilho da supernova, mostrando que a anã branca puxou material da estrela companheira até atingir uma massa crítica e explodir. A ausência de uma estrela companheira favorece o outro mecanismo de gatilho, em que duas anãs brancas se fundem fazendo com que a massa crítica seja ultrapassada, não deixando nenhuma estrela para trás.

O deslocamento significativo do centro da explosão em relação ao centro geométrico do remanescente é um fenômeno relativamente recente. Para as primeiras centenas de anos do objeto, o choque da explosão foi tão poderoso que a densidade do gás por onde passava não afetava o seu movimento. A discrepância de densidades, do lado esquerdo para o lado direito, aumentou à medida que a onda de choque se deslocava para fora, fazendo com que o deslocamento da posição entre o centro da explosão e o centro geométrico crescesse com o tempo. Por isso, se os astrônomos futuramente fizerem a mesma observação, daqui a 1.000 anos, devem encontrar um deslocamento muito maior.

O artigo que descreve estes resultados foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A nebulosa de Órion no visível e infravermelho

A grande nebulosa em Órion (M42, NGC 1976) é um lugar colorido.

© Spitzer/Observatório Siding Spring/Oliver Czernetz (nebulosa de Órion)

Visível a olho nu, ela aparece como uma pequena mancha difusa na constelação de Órion. Em longa exposição, as imagens em vários comprimentos de onda da nebulosa de Órion mostram um local movimentado de estrelas jovens, gás quente e poeira escura. Esta composição digital caracteriza não apenas três cores da luz visível, mas quatro cores da luz infravermelha obtida pelo telescópio espacial Spitzer da NASA. O brilho por trás da nebulosa de Órion (M42) é o Trapézio, um aglomerado estelar aberto de recente formação, devido ao asterismo das suas quatro estrelas principais, que são as mais brilhantes da nebulosa. Muitas das estruturas filamentosas visíveis são na verdade ondas de choque, que se movem com rapidez encontrando com o gás da nebulosa. A nebulosa de Órion se estende por cerca de 40 anos-luz e está localizado a cerca de 1.500 anos-luz de distância no mesmo braço espiral de nossa galáxia.

Fonte: NASA