A teia cósmica da Nebulosa da Tarântula

Esta é a maior e mais complexa região formadora de estrelas em toda a vizinhança galáctica.

© Josep Drudis (Nebulosa da Tarântula)

Localizada na Grande Nuvem de Magalhães, uma pequena galáxia satélite orbitando a galáxia Via Láctea, a aparência à de uma aranha da região é responsável pelo seu nome popular, Nebulosa da Tarântula, também conhecida como 30 Doradus ou NGC 2070. Ela foi inicialmente considerada uma estrela, mas em 1751 Nicolas Louis de Lacaille identificou-a como uma nebulosa.

Entretanto, esta tarântula tem cerca de 1.000 anos-luz de diâmetro. Ela está localizada a apenas 1.500 anos-luz de distância, sendo o berçário estelar mais próximo da Terra, parecendo cobrir cerca de 30 graus (60 luas cheias) no céu.

Os detalhes intrigantes da nebulosa são visíveis na imagem acima mostrada nas cores emitidas predominantemente pelo hidrogênio e pelo oxigênio. Os braços espinhosos da Nebulosa da Tarântula cercam o aglomerado estelar R136, que produz grande parte da energia que torna a nebulosa visível e contém algumas das estrelas mais brilhantes e as mais massivas conhecidas, visíveis em azul próximo do centro da imagem.

Como as estrelas massivas possuem uma vida curta e morrem ainda jovens, não é tão surpreendente que a Tarântula cósmica também se encontra perto do local da mais recente e próxima supernova.

Fonte: NASA

Um olho que tudo vê

Os astrônomos passam o seu tempo observando o Universo, e ocasionalmente parece que o Universo nos observa também!

© ALMA/Hubble (IC 2163 e NGC 2207)

Esta imagem, uma composição de dados obtidos com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, mostra uma visão cósmica muito rara: um par de galáxias em interação com uma estrutura ocular.

Como o nome sugere, alguns tipos de encontros rasantes entre galáxias dão origem a formas que parecem um olho humano. Apesar das colisões de galáxias deste tipo não serem incomuns, apenas algumas galáxias com estruturas parecidas a olhos foram observadas. A raridade destas estruturas deve-se muito provavelmente à sua natureza muito efêmera, estruturas oculares como esta tendem a durar apenas várias dezenas de milhões de anos, o que corresponde a um piscar de olhos na vida de uma galáxia.

Estas duas galáxias chamam-se IC 2163 (a da esquerda) e NGC 2207 (a da direita), sendo a IC 2163 que apresenta a estrutura ocular nesta imagem. O par de galáxias situa-se aproximadamente a 114 milhões de anos-luz de distância da Terra na direção da constelação do Cão Maior.

As galáxias passaram de raspão uma pela outra, apenas tocando as extremidades exteriores dos seus braços espirais, com IC 2163 passando por trás da NGC 2207. Esta colisão de relance deu origem a um tsunami de estrelas e gás na IC 2163, com o material das regiões exteriores do disco da galáxia deslocando-se para o interior do objeto. Esta onda colossal de material desacelerou rapidamente, movimentando-se da extremidade exterior para a extremidade interior das “pálpebras”, tendo chocado a meio caminho no disco da galáxia e produzindo faixas resplandecentes de formação estelar intensa e rugas comprimidas de gás e poeira que parecem um par de “pálpebras” cósmicas.

O artigo associado: “Ocular shock front in the colliding galaxy IC 2163”, de M. Kaufman et al., foi publicado na revista especializada The Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Um aglomerado com grande formação estelar

O aglomerado estelar aberto NGC 3606 está localizado a meros 20.000 anos-luz do Sol, residente no braço espiral de Carina na Via Láctea.

© Hubble/J. Maiz Apellaniz/Davide de Martin (NGC 3606)

O NGC 3603 é bem conhecido pelos astrônomos como uma das maiores regiões formadoras de estrelas da Via Láctea. O aglomerado de estrelas aberto central contém milhares de estrelas mais massivas do que o nosso Sol, estrelas que provavelmente formaram em apenas um ou dois milhões de anos atrás em uma única explosão de formação estelar.

De fato, próximo do NGC 3603 provavelmente contém um exemplo conveniente dos enormes aglomerados estelares que povoam galáxias com elevada geração de estrelas muito mais distantes. Em torno do aglomerado estão nuvens primordiais de gás interestelar brilhante e obscurecendo a poeira, esculpida pela radiação estelar energética e ventos. A imagem foi captada pelo telescópio espacial Hubble, ocupando cerca de 17 anos-luz.

Fonte: NASA

Estudo confirma que novas são a principal fonte de lítio no Universo

O lítio, o elemento sólido mais leve existente à temperatura ambiente, desempenha um papel importante nas nossas vidas, tanto ao nível biológico como tecnológico. Tal como a maioria dos elementos químicos, as suas origens remontam aos fenômenos astrofísicos, mas o seu ponto de origem era, até agora, incerto.

© David A. Hardy (ilustração de um sistema binário parecido com o que deu origem à nova)

Recentemente, um grupo de pesquisadores detectou quantidades enormes de berílio-7, um elemento instável que decai para lítio em 53,2 dias, na nova Sagittarii 2015 N.2, o que sugere que as novas são a principal fonte de lítio na Galáxia.

Praticamente todos os elementos químicos têm uma origem astronômica. A primeira gênese teve lugar no que é conhecido como Nucleosíntese Primordial, pouco tempo depois do Big Bang (entre os 10 segundos e vinte minutos). Os elementos leves foram então formados: hidrogénio (75%), hélio (25%) e uma quantidade muito pequena de lítio e berílio.

Os elementos químicos restantes foram formados nas estrelas, quer através da fusão de outros elementos dentro do núcleo - que começa com a fusão do hidrogênio em hélio e produz elementos cada vez mais pesados até que se atinge o ferro - quer através de outros processos como explosões de supernovas ou reações na atmosfera de estrelas gigantes onde, entre outros, o ouro, chumbo e cobre são produzidos. Esses elementos, por sua vez, foram então reciclados em novas estrelas e planetas até ao dia de hoje.

"Mas o lítio constituía um problema: sabíamos que 25% do lítio existente vem da Nucleosíntese Primordial, mas não conseguíamos traçar as origens dos restantes 75%", comenta Luca Izzo, pesquisador do Instituto de Astrofísica da Andaluzia, que esteve envolvido no estudo.

A solução para o enigma da origem do lítio está, segundo este estudo, nas novas, fenômenos explosivos que ocorrem em sistemas binários em que uma das estrelas é uma anã branca. A anã branca pode absorver material da sua estrela companheira e formar uma camada superficial de hidrogênio que, quanto atinge uma certa densidade, desencadeia uma explosão - uma nova - que pode aumentar o brilho de uma estrela até 100.000 vezes. Após algumas semanas o sistema estabiliza e o processo começa novamente.

Os pesquisadores estudaram a nova Sagittarii 2015 N.2 (também conhecida como V5668 Sgr), que foi detectada no dia 15 de março de 2015 e permaneceu visível por mais de oitenta dias. A observação, feita com o instrumento UVES acoplado ao VLT (Very Large Telescope) do ESO, ao longo de vinte e quatro dias, possibilitou pela primeira vez o acompanhamento da evolução do sinal do berílio-7 no interior de uma nova e até mesmo o cálculo da quantidade presente. "O berílio-7 é um elemento instável que se decompõe em lítio, por isso a sua presença é um sinal inequívoco da existência de lítio," afirma Christina Thöne, pesquisadora do Instituto de Astrofísica da Andaluzia.

A existência de berílio-7 havia sido anteriormente documentada em outra nova, mas a medição da quantidade de lítio, que seria produzido na nova Sagittarii 2015 N.2, foi uma surpresa. "Estamos falando de uma quantidade de lítio dez vezes maior que o Sol," acrescenta Luca Izzo. "Com estas quantidades em mente, duas novas semelhantes por ano bastariam para explicar todo o lítio na nossa Galáxia, a Via Láctea. As novas parecem ser a fonte predominante do lítio no Universo," conclui.

Um artigo sobre o estudo foi publicado no periódico Monthly Notices Letters of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísico da Andaluzia

Encontro galáctico desnuda buraco negro supermassivo

Astrônomos que usaram a visão rádio supernítida do VLBA (Very Long Baseline Array) do NSF (National Science Foundation) descobriram os restos de uma galáxia que passou por uma outra galáxia maior, emergindo dessa fusão apenas um buraco negro supermassivo com uma velocidade de mais de 2.000 km/s.

© NRAO/Bill Saxton (ilustração da origem do buraco negro supermassivo)

As galáxias fazem parte de um aglomerado a mais de 2 bilhões de anos-luz da Terra. O encontro, que ocorreu há milhões de anos atrás, despojou a galáxia mais pequena de quase todas as suas estrelas e gás. O que resta é o seu buraco negro e um pequeno remanescente galáctico com apenas 3.000 anos-luz. Em comparação, a nossa Via Láctea mede aproximadamente 100.000 anos-luz de diâmetro.

A descoberta foi feita como parte de um programa para detectar buracos negros supermassivos, com milhões ou bilhões de vezes mais massivos que o Sol, que não estão no centro de galáxias. Os buracos negros supermassivos residem no centro da maioria das galáxias. Pensa-se que as grandes galáxias cresçam devorando companheiras mais pequenas. Nestes casos, os buracos negros de ambas as galáxias orbitam-se um ao outro, eventualmente fundindo-se.

"Estávamos à procura de pares orbitantes de buracos negros supermassivos, com um deslocamento do centro da galáxia, sinais indicadores de uma fusão galáctica anterior," explica James Condon, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory). "Em vez disso, encontramos este buraco negro fugindo da galáxia maior e deixando para trás um rastro de detritos," acrescenta.

Os astrônomos começaram a sua pesquisa usando o VLBA para obter imagens de alta resolução de mais de 1.200 galáxias, anteriormente identificadas em levantamentos de larga escala com telescópios infravermelhos e radiotelescópios. As suas observações com o VLBA mostraram que os buracos negros supermassivos de quase todas estas galáxias se encontravam no centro das galáxias.

No entanto, um objeto, num aglomerado de galáxias chamado ZwCl 8193, não encaixava neste padrão. Estudos posteriores mostraram que este objeto, chamado B3 1715+425, é um buraco negro supermassivo rodeado por uma galáxia muito mais pequena e tênue do que se esperava. Além disso, este objeto acelera para longe do núcleo de uma galáxia muito maior, deixando para trás um rastro de gás ionizado.

Os cientistas concluíram que B3 1715+425 é o que resta de uma galáxia que passou pela galáxia maior, galáxia esta que capturou a maioria das estrelas e gás durante o encontro.

O remanescente veloz provavelmente perderá ainda mais massa e deixará de formar novas estrelas.

"Daqui a cerca de bilhões de anos, será provavelmente invisível," comenta Condon. Isso significa, que podem existir muitos mais destes objetos, deixados para trás por encontros galácticos, que os astrônomos não conseguem detectar.

No entanto, os cientistas vão continuar à procura. Estão observando mais objetos num projeto a longo prazo com o VLBA. Dado que não tem data limite, explica Condon, usam "tempo livre" do telescópio quando este não está sendo usado para outras observações.

"Os dados que obtemos do VLBA são de alta qualidade. Obtemos as posições dos buracos negros supermassivos com uma precisão extremamente boa. O nosso fator limitante é a precisão das posições das galáxias vistas em outros comprimentos de onda que usamos para comparação," salienta Condon. Com a próxima geração de telescópios ópticos, como por exemplo o LSST (Large Synoptic Survey Telescope), eles terão imagens melhoradas que podem ser comparadas com as imagens do VLBA. Esperam que isto lhes permita descobrir mais objetos como B3 1714+425.

A descoberta foi relatada no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A poeirenta Galáxia Dólar de Prata

A luminosa NGC 253 é uma das galáxias espirais mais brilhantes visíveis, e também uma das mais poeirentas.

© Dietmar Hager/Eric Benson (NGC 253)

Esta galáxia também é conhecida como Galáxia do Dólar de Prata, devido a sua aparência na visão de pequenos telescópios ou também como a Galáxia do Escultor, pois está localizada na borda da constelação do Escultor.

Estudada primeiramente em 1783 pela astrônoma e matemática Caroline Herschel, esta galáxia empoeirada fica a apenas 10 milhões de anos-luz de distância da Terra. A galáxia espiral NGC 253 tem cerca de 70 mil anos-luz de diâmetro, sendo o maior o membro do Grupo de Galáxias do Escultor, o grupo de galáxias mais próximo do nosso Grupo Local de Galáxias, onde reside a Via Láctea.

Além de suas raias espirais de poeira, ramificações de poeira parecem estar crescendo a partir de um disco galáctico atado com jovens aglomerados estelares e e regiões de formação estelar vistas nesta nítida imagem de colorida. O abundância de poeira acompanha a frenética formação de estrelas, concedendo à galáxia NGC 253 a designação de uma galáxia starburst. A galáxia NGC 253 é uma forte fonte de alta energia de raios X e de raios gama, provavelmente devido a buracos negros massivos perto do centro da galáxia.

Fonte: NASA

Descobertos super-Netuno e super-Terra em estrela gêmea do Sol

Uma equipe internacional de cientistas liderada pela Universidade de São Paulo (USP) descobriu dois novos exoplanetas, uma super-Terra e um super-Netuno, em órbitas muito próximas à sua estrela progenitora, uma gêmea do Sol.

© IAC/Gabi Perez (ilustração de exoplaneta sendo engolido por estrela)

No passado, essa estrela deve ter abrigado mais planetas, pois apresenta evidências de ter engolido material rochoso.

O grupo liderado pelo astrônomo Jorge Melendez, professor do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP, observou a HIP 68468, uma estrela muito parecida ao Sol, durante 43 noites entre 2012 e 2016. As observações utilizaram o HARPS, um sofisticado instrumento para a detecção de exoplanetas que está acoplado ao telescópio de 3,6m do Observatório Europeu do Sul (ESO) no Observatório La Silla, na periferia do deserto do Atacama.

Uma análise detalhada das observações levou à detecção de HIP 68468c, um planeta com 26 vezes a massa da Terra. Isso equivale a um planeta com massa 50% maior à de Netuno, ou seja, um super-Netuno. No entanto, enquanto Netuno orbita o Sol a 30 vezes a distância Terra-Sol, o HIP 68468c orbita a sua estrela a apenas 0,7 vezes a distância Terra-Sol. O super-Netuno não poderia ter se formado tão perto da sua estrela, e deve ter migrado de uma região externa para a zona interna do sistema planetário.

Além da descoberta do super-Netuno, a equipe encontrou fortes indícios de uma super-Terra orbitando a apenas 0,03 vezes a distância Terra-Sol, ou seja, com órbita 10 vezes menor que a de Mercúrio, o planeta mais interno do Sistema Solar. A super-Terra HIP 68468b deve ter 3 vezes a massa da Terra, mas a equipe de astrônomos continuará as observações para confirmar sua detecção porque existe 2% de probabilidade de alarme falso.

Os pesquisadores também descobriram que a gêmea solar HIP 68468 apresenta um excesso do elemento lítio. Esse elemento é destruído em estrelas como o Sol, mas a HIP 68468 apresenta um conteúdo de lítio 4 vezes maior ao esperado para a sua idade (6 bilhões de anos). Planetas preservam o lítio pois suas temperaturas não são altas o suficiente para destruir esse elemento. Por isso, se um planeta é engolido por sua estrela, pode causar um aumento significativo do lítio na atmosfera da estrela.

Outra evidência de que a HIP 68468 devorou um planeta é que a estrela apresenta um excesso de elementos refratários, que são abundantes em planetas rochosos do Sistema Solar ou no núcleo de planetas gigantes gasosos. A modelagem do excesso de lítio e de elementos refratários indica que a gêmea solar deve ter engolido uma super-Terra com 6 vezes a massa da Terra.

De acordo com o professor Jorge Melendez, cerca de 15% de estrelas gêmeas do Sol estudadas apresentam excesso de lítio. “Isso sugere que cerca de 15% das estrelas como o Sol devem ter devorado planetas”, explica.

A estrela HIP 68468 está localizada a 300 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Centaurus. Ela faz parte das 63 gêmeas solares que estão sendo observadas pela equipe para a detecção de exoplanetas.

Fonte: IAG-USP

Pilares da Destruição

Com o auxílio do instrumento MUSE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, foram feitas novas observações de enormes estruturas em forma de pilares no coração da Nebulosa Carina.

© ESO/A. McLeod (região R44 na Nebulosa Carina)

Esta imagem composta mostra vários pilares no coração da Nebulosa Carina. As estrelas massivas nesta região de formação estelar estão destruindo lentamente os pilares de gás e poeira a partir dos quais se formaram. Na imagem são vistas as regiões R44, R37, R45, R18 e o aglomerado estelar Trumpler 14 na Nebulosa Carina.

Os diferentes pilares analisados por uma equipe internacional de astrônomos parecem ser pilares de destruição, contrastando com o nome dos icônicos Pilares da Criação na Nebulosa da Águia, de natureza semelhante. Os Pilares da Criação são uma imagem icônica obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, e que os transformou nas mais famosas destas estruturas. Também conhecidos por Trombas de Elefante, estes pilares podem ter vários anos-luz de comprimento.

As torres e pilares nas novas imagens da Nebulosa Carina consistem em vastas nuvens de gás e poeira situadas no coração desta região de formação estelar, a cerca de 7.500 anos-luz de distância da Terra. Os pilares na nebulosa foram observados por uma equipe liderada por Anna McLeod, uma estudante de doutoramento no ESO.

O grande poder do MUSE é ser capaz de criar milhares de imagens da nebulosa ao mesmo tempo, cada uma em um diferente comprimento de onda. Isto permite aos astrônomos mapear propriedades químicas e físicas do material em diferentes pontos da nebulosa.

Imagens de estruturas semelhantes, os famosos Pilares da Criação na Nebulosa da Águia e formações em NGC 3603, foram combinadas com as que aqui mostramos. No total, foram observados dez pilares, tendo-se detectado uma ligação clara entre a radiação emitida por estrelas massivas próximas e as estruturas dos pilares propriamente ditos.

Numa reviravolta irônica, uma das primeiras consequências da formação de uma estrela massiva é que este objeto começa a destruir a nuvem a partir da qual se formou. A ideia de que estrelas massivas têm um efeito considerável no meio que as rodeia não é nova: sabe-se que tais estrelas emitem enormes quantidades de radiação ionizante, emissão esta com energia suficiente para arrancar dos átomos seus elétrons em órbita. No entanto, é muito difícil obter evidências observacionais da interação entre estas estrelas e o meio que as envolve.

A equipe analisou o efeito desta radiação energética nos pilares: um processo conhecido por fotoevaporação, que ocorre quando o gás é ionizado e se dispersa. Ao observar os resultados da fotoevaporação, que incluiu a perda de massa dos pilares, foi possível encontrar tal efeito. Existe uma correlação clara entre a quantidade de radiação ionizante emitida pelas estrelas próximas e a dissipação dos pilares.

Este fato pode parecer uma calamidade cósmica, com as estrelas massivas "atacando” os seus progenitores. No entanto, a complexidade dos mecanismos de regeneração entre as estrelas e os pilares não é bem conhecida. Os pilares podem parecer densos, mas as nuvens de poeira e gás que compõem as nebulosas são na realidade muito difusas. É possível que a radiação e os ventos estelares das estrelas massivas ajudem efetivamente a criar caroços mais densos no interior dos pilares, os quais podem posteriormente dar origem a estrelas.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Connecting the dots: a correlation between ionising radiation and cloud mass-loss rate traced by optical integral field spectroscopy“, de A. F. McLeod et al., que foi publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

O mistério por trás do nascimento dos anéis de Saturno

Uma equipe de pesquisadores apresentou um novo modelo para a origem dos anéis de Saturno com base em resultados de simulações de computador.

© Cassini (Saturno)

Os resultados das simulações são também aplicáveis a anéis de outros planetas gigantes e explicam as diferenças composicionais entre os anéis de Saturno e Urano.

Os planetas gigantes do nosso Sistema Solar têm anéis muitos diversos. As observações mostram que os anéis de Saturno são constituídos por mais de 95% de partículas geladas, enquanto os anéis de Urano e Netuno são mais escuros e podem ter um maior conteúdo rochoso. Desde que os anéis de Saturno foram observados pela primeira vez no século XVII, a investigação dos anéis cresceu de telescópios terrestres até naves como as Voyager ou a Cassini. No entanto, a origem dos anéis ainda não era clara e os mecanismos que levaram aos diversos sistemas de anéis eram desconhecidos.

O estudo presente centrou-se no período chamado Último Grande Bombardeamento que se pensa ter ocorrido há 4 bilhões de anos atrás no nosso Sistema Solar, quando os planetas gigantes passaram por uma migração orbital. Pensa-se que existiam vários milhares de objetos com o tamanho de Plutão (um-quinto do tamanho da Terra) oriundos do Cinturão de Kuiper para além de Netuno. Primeiro, os cientistas calcularam a probabilidade de estes objetos passarem perto o suficiente dos planetas gigantes para serem destruídos pelas forças de maré durante o Último Grande Bombardeamento. Os resultados mostraram que Saturno, Urano e Netuno tiveram encontros próximos com estes corpos celestes múltiplas vezes.

Seguidamente, o grupo usou simulações de computador para pesquisar a perturbação destes objetos do Cintuãoa de Kuiper devido a forças de maré quando passaram pela vizinhança dos planetas gigantes. Os resultados das simulações variam dependendo das condições iniciais, como a rotação dos objetos em passagem e da sua aproximação mínima ao planeta. No entanto, descobriram que, em muitos casos, os fragmentos entre 0,1 e 10% da massa inicial dos objetos passageiros foram capturados em órbitas em torno do planeta. Descobriu-se que a massa combinada destes fragmentos capturados é suficiente para explicar a massa dos anéis ao redor de Saturno e Urano. Estes anéis planetários foram formados quando objetos suficientemente grandes passaram muito perto dos gigantes e foram destruídos.

Ospesquisadores também simularam a evolução a longo prazo dos fragmentos capturados, usando supercomputadores do Observatório Astronômico Nacional do Japão. A partir destas simulações, descobriram que os fragmentos capturados com um tamanho inicial de vários quilômetros devem ter sofrido colisões em alta velocidade, repetidamente, e gradualmente ter sido quebrados em pedaços pequenos. Estas colisões entre fragmentos também circularizaram as órbitas e levaram à formação dos anéis observados atualmente.

Este modelo também pode explicar as diferenças de composição entre os anéis de Saturno e de Urano. Em comparação com Saturno, Urano (e também Netuno) tem uma maior densidade (a densidade média de Urano é 1,27 g/cm³ e a de Netuno é 1,64 g/ cm³, enquanto a de Saturno é de 0,69 g/cm³). Isto significa que nos casos de Urano e Netuno, os objetos que passam muito perto da sua vizinhança podem sofrer forças de maré extremamente fortes (Saturno tem uma densidade mais baixa e uma maior relação diâmetro-massa, de modo que se os objetos passam demasiado perto colidem com o próprio planeta). Como resultado, se os objetos do Cinturão de Kuiper tiverem estruturas em camadas, como um núcleo rochoso com um manto gelado, e passarem bastante perto de Urano e Netuno, além do manto gelado, até o núcleo rochoso será destruído e capturado, formando anéis. Isto explica as diferentes composições dos anéis.

Estes resultados ilustram que os anéis dos planetas gigantes são subprodutos naturais do processo de formação planetária do nosso Sistema Solar. Isto implica que os planetas gigantes descobertos em torno de outras estrelas têm, provavelmente, anéis formados por um processo semelhante. Há pouco tempo foi divulgada a descoberta de um sistema de anéis em torno de um exoplaneta, e as descobertas adicionais de anéis e satélites ao redor de exoplanetas irá avançar a nossa compreensão da sua origem.

Os achados foram publicados na edição online da Icarus.

Fonte: Kobe University

O futuro de Alfa Centauri

Um evento muito raro de lente gravitacional, que ocorrerá em 2028, foi previsto por uma equipe de astrônomos franceses liderada por Pierre Kervella do CNRS/Universidad de Chile.

© ESO/P. Kervella (a trajetória prevista para Alfa Centauri A e B)

Este fenômeno proporcionará a oportunidade ideal para se procurar evidências de um planeta em torno de uma estrela próxima.

Utilizando dados, tanto novos como de arquivo, obtidos com os telescópios do ESO, a equipe previu a trajetória do par estelar em movimento rápido conhecido por Alfa Centauri A e B, com erro desprezível. Isto permitiu prever todos os alinhamentos próximos até 2050 entre o par Alfa Centauri e as estrelas que se situam próximo dele no céu, mas que se encontram de fato muito mais longe no espaço.

Devido às enormes distâncias envolvidas, a medição dos verdadeiros movimentos da maioria das estrelas é extremamente difícil e requer medições incrivelmente precisas e observações extensas. A equipe de astrônomos utilizou dados coletados em 2007 pelo New Technology Telescope (NTT) e observações novas feitas pelo instrumento NACO montado no Very Large Telescope (VLT). Estes dados foram complementados com dados do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para obter medições de alta precisão das posições relativas de Alfa Centauri A e B. por causa da proximidade do sistema Alfa Centauri ao plano da Via Láctea, o distante campo estelar encontra-se densamente povoado; este aspecto deu à equipe a excelente oportunidade de encontrar uma estrela de fundo que estivesse quase perfeitamente alinhada com uma das estrelas do par Alfa Centauri.

Embora seja bastante satisfatório prever o futuro com elevado grau de precisão, esta não é a principal recompensa destes resultados; estes fenômenos dão uma oportunidade única para a procura de planetas no sistema Alfa Centauri, ao permitirem a busca de eventos de lentes gravitacionais secundárias. As lentes gravitacionais ocorrem quando um objeto massivo, tal como uma estrela, deforma o espaço à sua volta.

A luz vinda de um objeto distante que passa próximo da estrela no seu trajeto até nós, segue um percurso curvo através desse espaço deformado. A estrela mais próxima atua como uma lente, curvando a luz do objeto distante. Nos casos mais impressionantes, este efeito pode dar origem a um anel de Einstein, um círculo de luz em torno da estrela mais próxima. Uma vez que a quantidade de massa da estrela próxima determina exatamente como é que a luz é defletida, desvios no efeito de lente gravitacional esperado podem ser usados para determinar a presença, e as massas, de planetas.

Um dos alinhamentos previstos por este estudo acontece entre a estrela mais massiva do par Alfa Centauri, chamada Alfa Centauri A, e uma estrela distante de fundo, provavelmente uma gigante vermelha, chamada S5. Em maio de 2028, existe a forte possibilidade da luz da S5 dar origem a um anel de Einstein em torno de Alfa Centauri A, observável através dos telescópios do ESO, o que nos dará a oportunidade única de procurar objetos planetários ou de baixa massa no sistema estelar mais próximo de nós. O evento poderá ser observado pelo instrumento GRAVITY montado no Interferômetro do VLT (VLTI), pelo ALMA e pelo futuro European Extremely Large Telescope (E-ELT), o que dará uma boa oportunidade de determinar a massa de qualquer planeta com um elevado grau de precisão.

Isto é particularmente entusiasmante no seguimento da recente descoberta do planeta Proxima b, o qual orbita a terceira estrela do mesmo sistema estelar, Proxima Centauri.

Este trabalho foi descrito num artigo científico que foi publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

A Nebulosa Cabeça de Fantasma

A imagem abaixo, efetuada pelo telescópio espacial Hubble, mostra a nebulosa NGC 2080, também chamada de "Nebulosa Cabeça de Fantasma".

© Hubble/Mohammad Heydari-Malayeri (NGC 2080)

Esta nebulosa é apenas uma de uma cadeia de regiões de formação de estrelas que estão situadas ao sul da nebulosa 30 Doradus na Grande Nuvem de Magalhães. A nebulosa 30 Doradus é o maior complexo de formação de estrelas não somente na Grande Nuvem de Magalhães mas também em todo o Grupo Local de galáxias.

As cores que aparecem nesta imagem da nebulosa são emitidas por dois elementos, o hidrogênio e o oxigênio. A luz vermelha e azul vem de regiões de gás hidrogênio aquecido por estrelas vizinhas até que ele é completamente ionizado. A luz verde no filamento à esquerda da imagem vem do oxigênio duplamente ionizado. A energia para iluminar o filamento é fornecida por um poderoso vento estelar que é originado de uma estrela massiva que está imediatamente fora da imagem.

A região branca no centro é uma combinação de todas as tres emissões e indica uma região central de estrelas massivas e quentes nesta região de formação de estrelas. A intensa emissão proveniente destas estrelas esculpiu uma cavidade em forma de bacia no gás que as circunda.

Duas regiões brilhantes, os "olhos do fantasma", chamadas de A1 (a esquerda) e A2 (a direita) são 'bolhas" brilhantes, muito quentes, de hidrog~enio e oxigênio. A bolha em A1 é produzida pela radiação intensa e quente e poderoso vento estelar proveniente de uma única estrela massiva. A região A2 tem uma aparência mais complexa devido à presença de mais poeira e ela contém várias estrelas massivas escondidas.

As estrelas massivas em A1 e A2 devem ter se formado nos últimos 10.000 anos uma vez que suas nuvens de gás primordial não foram ainda destruídas pela poderosa radiação das estrelas recentemente nascidas.

Fonte: NASA

Uma Lula Gigante dentro de um Morcego Cósmico

Embora bastante tênues, mas muito grandes para serem observadas nos céus da Terra, tanto a Nebulosa da Lula Gigante (Ou4) quanto a Nebulosa do Morcego Voador (Sh2-129) foram captadas nesta cena na direção da constelação de Cepheus.

© Rolf Geissinger (Ou4 e Sh2-129)

A imagem consiste de uma composição de quase 17 horas de dados em banda estreita. A imagem cobre um largo campo de visão equivalente a 4 graus ou 8 Luas cheias de diâmetro.

Descoberta em 2011 pelo astrofotógrafo francês Nicolas Outters, a forma bipolar sedutora da Nebulosa da Lula Gigante é distinguida aqui pela emissão azul esverdeada reveladora gerada pelos átomos de oxigênio duplamente ionizado.

Embora, apareça completamente envolvida pela emissão avermelhada do hidrogênio da Nebulosa do Morcego Voador, a verdadeira distância e natureza da Nebulosa da Lula tem sido difícil de determinar.

Uma recente investigação sugere que a Ou4 reside dentro da Sh2-129 a cerca de 2.300 anos-luz da Terra. Coerente com esse cenário, a Ou4 representaria um fluxo espetacular criado a 90.000 anos atrás pelo triplo sistema de estrelas quentes e massivas, catalogados como HR8119, observável próximo ao centro da nebulosa. Entretanto, a verdadeira Nebulosa da Lula Gigante ocupa fisicamente uma área com quase 50 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

O fantasma da labareda de Cepheus

Formas fantasmagóricas parecem assombrar esta vastidão estrelada, à deriva durante a noite na constelação real de Cepheus.

© Thomas Lelu (VDB 141)

Claro, as formas são nuvens de poeira cósmica ligeiramente visíveis na luz fracamente refletida das estrelas. Longe de sua própria vizinhança no planeta Terra, elas se escondem na borda do complexo de nuvens moleculares conhecido como Labareda de Cepheus localizado a aproximadamente 1.200 anos-luz de distância. Com mais de 2 anos-luz de diâmetro a nebulosa fantasmagórica e o relativamente isolado glóbulo de Bok, também conhecido como VDB 141 ou Sh2-136, aparece perto do campo estrelado. O núcleo da nuvem escura à direita está colapsando e é provavelmente um sistema estelar binário nos estágios iniciais de formação.

Feliz Dia das Bruxas!

Fonte: NASA