A Sombra do Morcego na cauda da Nebulosa da Serpente

O telescópio espacial Hubble captou parte da maravilhosa Nebulosa da Serpente, iluminada pela estrela HBC 672.

© Hubble (Nebulosa da Serpente iluminada pela estrela HBC 672)

Esta jovem estrela gera uma sombra marcante, apelidada de Sombra do Morcego, na nebulosa atrás dela, revelando sinais do seu outrora invisível disco protoplanetário.

A Nebulosa da Serpente, localizada na constelação da Cauda da Serpente a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra, sendo uma nebulosa de reflexão que tem a maior parte de seu brilho devido à luz emitida por estrelas como HBC 672, uma jovem estrela aninhada em seu campo empoeirado. Nesta imagem, o telescópio espacial Hubble expôs duas enormes sombras semelhantes a cones provenientes da HBC 672.

Estas sombras colossais na Nebulosa da Serpente lançadas pelo disco protoplanetário em torno da HBC 672. Ao se agarrar firmemente à estrela, o disco cria uma sombra imponente, muito maior que o disco, com aproximadamente 200 vezes o diâmetro do nosso próprio Sistema Solar. A sombra do disco é semelhante à produzida por um abajur cilíndrico. A luz escapa da parte superior e inferior da sombra, mas ao longo de sua circunferência, cones escuros se formam.

O disco em si é tão pequeno e distante da Terra que nem o Hubble consegue detectá-lo circundando sua estrela hospedeira. No entanto, a Sombra do Morcego revela detalhes da forma e natureza do disco. A presença de uma sombra implica que o disco está sendo visto de lado.

Embora a maior parte da sombra seja completamente opaca, os cientistas podem procurar diferenças de cor ao longo de suas bordas, por onde alguma luz passa. Usando a forma e a cor da sombra, eles podem determinar o tamanho e a composição dos grãos de poeira no disco.

Toda a Nebulosa da Serpente, da qual esta imagem mostra apenas uma pequena parte, poderia abrigar mais destas projeções de sombra. A nebulosa envolve centenas de estrelas jovens, muitas das quais também poderiam estar no processo de formação de planetas em um disco protoplanetário.

Embora sombras geradas pelos discos sejam comuns em estrelas jovens, a combinação de um ângulo de visão de borda e a nebulosa circundante é rara. No entanto, em uma improvável coincidência, um fenômeno similar de sombra pode ser visto emanando de outra jovem estrela, no canto superior esquerdo da imagem.

Estas informações preciosas sobre discos protoplanetários em volta de estrelas jovens permitem que os astrônomos estudem nosso próprio passado. O sistema planetário em que vivemos surgiu de um disco protoplanetário semelhante quando o Sol tinha apenas alguns milhões de anos de idade. Ao estudar estes discos distantes, descobrimos a formação e evolução de nosso próprio lar cósmico.

Fonte: ESA

Descoberto o gigante que moldou os primórdios da Via Láctea

Há cerca de 10 bilhões de anos, a Via Láctea fundiu-se com uma grande galáxia.

© ESA (ilustração da formação da Via Láctea)

As estrelas desta parceira, de nome Gaia-Encélado, compõem a maior parte do halo da Via Láctea e também moldaram o seu espesso disco, dando-lhe a sua forma inchada.

As galáxias grandes como a nossa Via Láctea são o resultado de fusões entre galáxias menores. Uma questão notável é se uma galáxia como a Via Láctea é o produto de muitas fusões pequenas ou de algumas grandes. A professora de astronomia Amina Helmi, da Universidade de Groningen, passou a maior parte da sua carreira à procura de "fósseis" na nossa Via Láctea, que podem fornecer algumas pistas sobre a sua evolução. Ela usa a composição química, a posição e a trajetória das estrelas no halo para deduzir a sua história e, assim, identificar as fusões que criaram a jovem Via Láctea.

O recente segundo lançamento de dados da missão do satélite Gaia forneceu à professora Helmi dados sobre cerca de 1,7 bilhões de estrelas. Helmi esteve envolvida no desenvolvimento da missão Gaia durante cerca de vinte anos e fez parte da equipe de validação do segundo lançamento.

A assinatura química de muitas estrelas do halo era claramente diferente das estrelas "nativas" da Via Láctea. E pertencem a um grupo bastante homogêneo, o que indica que partilham uma origem comum. Ao traçar a trajetória e a assinatura química, as "invasoras" destacam-se claramente. As estrelas mais jovens de Gaia-Encélado são na realidade mais jovens do que as estrelas nativas da Via Láctea no que é hoje a região do disco espesso. Isto significa que a progenitora deste disco espesso já estava presente quando a fusão ocorreu e Gaia-Encélado, devido ao seu grande tamanho, abanou-o e inchou-o.

Num artigo anterior, Helmi já havia descrito uma enorme "bolha" de estrelas que partilhavam uma origem comum. Agora, ela mostra que as estrelas desta bolha no halo são os detritos da fusão da Via Láctea com uma galáxia que era um pouco mais massiva do que a Pequena Nuvem de Magalhães, há cerca de dez bilhões de anos. A galáxia é chamada Gaia-Encélado, em honra ao Gigante Encélado que, na mitologia grega, nasceu de Gaia (a deusa da Terra) e Urano (o deus do Céu).

Os dados sobre a cinemática, química, idade e distribuição espacial das estelas nativas da Via Láctea e os remanescentes de Gaia-Encélado lembraram Helmi de simulações realizadas por um ex-aluno de doutoramento, há aproximadamente dez anos. As suas simulações da fusão de uma galáxia grande em forma de disco com a jovem Via Láctea produziram uma distribuição de estrelas de ambos os objetos, que está em linha com os dados do Gaia.

A descoberta foi publicada na revista científica Nature.

Fonte: University of Groningen

Confirmada a colisão entre duas galáxias satélites da Via Láctea

Se, numa noite limpa, se encontrar no hemisfério sul, poderá ver duas nuvens luminosas deslocadas da Via Láctea.

© DSS2/Davide De Martin (Pequena Nuvem de Magalhães)

Estas nuvens de estrelas são galáxias satélites da Via Láctea, chamadas Pequena Nuvem de Magalhães e Grande Nuvem de Magalhães.

Usando dados recentemente divulgados de um novo e poderoso telescópio espacial, astrônomos da Universidade de Michigan descobriram que a região sudeste, a “Asa”, da Pequena Nuvem de Magalhães, está se afastando do corpo principal desta galáxia anã, fornecendo a primeira evidência inequívoca de que a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães colidiram recentemente.

Os astrônomos estavam examinando a Pequena Nuvem de Magalhães em busca de estrelas "fugitivas", estrelas que foram expelidas de aglomerados no interior da galáxia anã. Para observar esta galáxia, usaram um recente lançamento de dados do telescópio espacial Gaia da ESA.

O Gaia está configurado para fotografar as estrelas várias vezes ao longo de um período de vários anos a fim de traçar os seus movimentos em tempo real. Desta forma, os cientistas podem medir como as estrelas se movem pelo céu.

O estudo de estrelas numa única galáxia ajuda os astrônomos de duas maneiras: em primeiro lugar, fornece uma amostra estatisticamente completa das estrelas numa galáxia hospedeira. Em segundo lugar, isto fornece aos astrônomos uma distância uniforme de todas as estrelas, o que ajuda a medir as suas velocidades individuais.

Os astrônomos estudam estrelas em fuga para determinar como foram expulsas destes aglomerados. Num mecanismo, chamado de cenário de supernova binária, uma estrela num par ligado gravitacionalmente explode como uma supernova, ejetando a outra estrela. Este mecanismo produz estrelas binárias emissoras de raios X.

Outro mecanismo é que um aglomerado de estrelas gravitacionalmente instável eventualmente ejeta uma ou duas estrelas do grupo. Isto é chamado de ejeção dinâmica, que produz estrelas binárias normais. Os pesquisadores encontraram números significativos de estrelas fugitivas entre binários de raios X e binários normais, indicando que ambos os mecanismos são importantes na expulsão de estrelas de aglomerados.

Ao observar estes dados, a equipe também observou que todas as estrelas da Asa estão se movendo numa direção e velocidade semelhantes. Isto demonstra que a Pequena e a Grande Nuvens de Magalhães provavelmente tiveram uma colisão há algumas centenas de milhões de anos.

Gurtina Besla, colaboradora do estudo e astrônoma da Universidade do Arizona, modelou a colisão da Pequena com a Grande Nuvem de Magalhães. Ela e a sua equipe previram, há alguns anos, que uma colisão direta faria com que a região da Asa da Pequena Nuvem de Magalhães se movesse em direção à Grande Nuvem de Magalhães, ao passo que se as duas galáxias simplesmente passassem perto uma da outra, as estrelas da Asa estariam movendo-se numa direção perpendicular. Em vez disso, a Asa afasta-se da Pequena Nuvem de Magalhães, em direção à Grande Nuvem de Magalhães, confirmando que ocorreu uma colisão direta.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Research Letters.

Fonte: University of Michigan

Observações detalhadas de matéria orbitando perto de um buraco negro

Com o auxílio do instrumento GRAVITY montado no Interferômetro do Very Large Telescope (VLT) do ESO, cientistas de um consórcio de instituições europeias, incluindo o ESO, observaram clarões de radiação infravermelha sendo emitidos pelo disco de acreção que rodeia Sagitário A*, o objeto massivo situado no coração da Via Láctea.

© ESO (simulações de movimentos orbitais de gás deslocando-se em torno do buraco negro)

Os clarões observados fornecem-nos uma confirmação, há muito tempo esperada, de que o objeto que se esconde no centro da nossa Galáxia é, como se tem assumido, um buraco negro supermassivo. Os clarões têm origem no material que está orbitando perto do horizonte de eventos do buraco negro com uma velocidade de 30% a velocidade da luz, o que faz destas observações as mais detalhadas obtidas até agora de matéria orbitando tão próximo de um buraco negro.

Apesar da matéria que compõe o disco de acreção — o cinturão de gás que rodeia Sagitário A* e que se desloca a velocidades relativísticas — orbitar o buraco negro de forma segura, qualquer material que se aproxime demais é puxado para dentro do horizonte de eventos. O ponto mais próximo de um buraco negro onde a matéria pode orbitar sem ser puxada de forma definitiva para o seu interior é chamada a órbita estável mais interior e foi nesta região que tiveram origem os clarões observados.

Estas medições foram apenas possíveis graças a uma colaboração internacional e a instrumentação de vanguarda. O instrumento GRAVITY, que tornou possível este trabalho, combina a luz coletada por quatro telescópios do VLT do ESO, criando assim um super-telescópio virtual de 130 metros de diâmetro, o qual foi utilizado para pesquisar a natureza de Sagitário A*.

Em Julho deste ano, com o auxílio do GRAVITY e do SINFONI, outro instrumento montado no VLT, a mesma equipe de pesquisdores fez medições precisas na época da passagem da estrela S2 pelo campo gravitacional extremo existente perto de Sagitário A* e revelou, pela primeira vez, os efeitos previstos pela teoria da relatividade geral de Einstein em meios tão extremos. Durante a passagem da S2 foi também observada forte emissão infravermelha.

Esta radiação emitida por elétrons altamente energéticos situados muito perto do buraco negro, foi vista como três clarões brilhantes muito proeminentes e ajustava perfeitamente previsões teóricas para pontos quentes orbitando perto de um buraco negro de 4 milhões de massas solares. A massa do Sol é uma unidade usada em astronomia e tem um valor de 1,989 x 10³⁰ kg. Pensa-se que estes clarões têm origem nas interações magnéticas do gás muito quente que orbita próximo de Sagitário A*.

Este trabalho foi publicado hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

O fantasma de Cassiopeia

A cerca de 550 anos-luz de distância, na constelação de Cassiopeia, encontra-se a IC 63, uma nebulosa impressionante e ligeiramente sinistra.

© Hubble (IC 63)

A IC 63, também conhecida como o fantasma de Cassiopeia, está sendo moldada pela radiação de uma estrela vizinha imprevisivelmente variável que está corroendo lentamente a nuvem fantasmagórica de poeira e gás. Este fantasma celestial faz o cenário perfeito para a próxima festa de All Hallow's Eve, mais conhecida como Halloween.

A constelação de Cassiopeia, em homenagem a uma rainha vaidosa na mitologia grega, forma o facilmente reconhecível "W" no céu noturno. O ponto central do W é marcado por uma estrela dramática chamada Gamma Cassiopeiae.

A notável Gamma Cassiopeiae é uma estrela variável subgigante branco-azulada que é circundada por um disco gasoso. Esta estrela é 19 vezes mais massiva e 65.000 vezes mais brilhante que o nosso Sol. Ela também gira a incrível velocidade de 1,6 milhão de quilômetros por hora - mais de 200 vezes mais rápida do que o Sol. Esta rotação frenética dá-lhe uma aparência esmagada. A rotação rápida causa erupções de massa da estrela em um disco circundante. Esta perda de massa está relacionada às variações de brilho observadas.

A radiação de Gamma Cassiopeiae é tão poderosa que afeta até a IC 63, às vezes apelidada de Nebulosa do Espírito, que fica a vários anos-luz de distância da estrela. A IC 63 é visível nesta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble.

As cores da estranha nebulosa mostram como ela é afetada pela poderosa radiação da estrela distante. O hidrogênio dentro da IC 63 está sendo bombardeado com radiação ultravioleta de Gamma Cassiopeiae, fazendo com que seus elétrons ganhem energia que mais tarde liberam como radiação de hidrogênio-alfa, visível em vermelho nesta imagem.

Esta radiação hidrogênio-alfa torna a IC 63 uma nebulosa de emissão, mas também vemos a luz azul nesta imagem. Esta é a luz da Gamma Cassiopeiae que foi refletida pelas partículas de poeira na nebulosa, o que significa que a IC 63 também é uma nebulosa de reflexão.

Esta nebulosa colorida e fantasmagórica está se dissipando lentamente sob a influência da radiação ultravioleta da Gamma Cassiopeiae. No entanto, a IC 63 não é o único objeto sob a influência da poderosa estrela. Faz parte de uma região nebulosa muito maior ao redor da Gamma Cassiopeiae, que mede aproximadamente dois graus no céu, cerca de quatro vezes a largura da Lua cheia.

Esta região é melhor vista do hemisfério norte durante o outono e o inverno. Embora esteja alto no céu e visível durante todo o ano da Europa, é muito escura, portanto, observá-la requer um telescópio bastante grande e um céu escuro.

Acima da atmosfera terrestre, o telescópio espacial Hubble nos dá uma visão que não podemos esperar ver com nossos olhos. Esta foto é possivelmente a imagem mais detalhada que já foi tirada da IC 63, e mostra esplendidamente as capacidades do telescópio espacial Hubble.

Fonte: ESA

Conchas de estrelas numa galáxia elíptica

Como as galáxias crescem?

© Hubble/Domingo Pestana (PGC 42871)

Para ajudar a descobrir, o telescópio espacial Hubble foi focalizado na imagem da incomum galáxia elíptica PGC 42871. Como esta galáxia ficou cercada por numerosas conchas de estrelas pode dar pistas sobre como ela evoluiu. Embutidos nas camadas difusas estão aglomerados globulares massivos de estrelas, onde as análises mostram que elas nasceram durante três épocas diferentes.

Este e outros dados indicam que a galáxia PGC 42871 esteve em pelo menos duas colisões galácticas, sendo uma das quais poderia ter ocorrido com uma antiga galáxia espiral. A galáxia espiral remanescente, na extremidade esquerda, está na mesma distância que a galáxia PGC 42871 e pode ter estado envolvida em algumas das colisões.

A PGC 42871 se estende por cerca de 20 mil anos-luz e fica a cerca de 270 milhões de anos-luz de distância da Terra em direção à constelação de Centaurus.

Fonte: NASA

Descoberto o pulsar mais lento conhecido

Um pulsar com aproximadamente 14 milhões de anos, com a rotação mais lenta já identificada, foi descoberto por uma estudante de doutoramento da Universidade de Manchester.

© NASA (ilustração de um pulsar)

Chia Min Tan, estudante de doutoramento no Centro para Astrofísica Jodrell Bank, da Escola de Física e Astronomia de Manchester, fazia parte de uma equipe internacional que incluía outros astrônomos de Manchester, do ASTRON e da Universidade de Amesterdã.

A equipe realizou as observações usando o LOFAR (Low-Frequency Array), cujo núcleo está localizado na Holanda.

Os pulsares são estrelas de nêutrons que giram rapidamente e que produzem radiação eletromagnética em feixes que emanam dos seus polos magnéticos. Estes "faróis cósmicos" nascem quando uma estrela massiva explode numa supernova. Depois de tal explosão, fica para trás uma estrela de nêutrons superdensa e giratória com um diâmetro de apenas 20 quilômetros.

O pulsar com a rotação mais rápida conhecida, até à data, gira uma vez a cada 1,4 milissegundos, ou seja, 716 vezes por segundo ou 42.960 por minuto.

Até agora, o pulsar mais lento conhecido tinha um período de rotação de 8,5 segundos. Este novo pulsar, localizado na direção da constelação de Cassiopeia a cerca de 5.200 anos-luz da Terra, gira a uma taxa muito mais lenta de 23,5 segundos.

O que torna a descoberta ainda mais improvável é que a emissão de rádio dura apenas 200 milissegundos dos 23,5 segundos do período de rotação.

A emissão de rádio que vem de um pulsar age como um farol cósmico e só podemos ver o sinal se o feixe de rádio estiver voltado na nossa direção. Neste caso, o feixe é tão estreito que podia ter facilmente falhado a Terra.

"Os pulsares de rotação lenta são ainda mais difíceis de serem detectados. É incrível pensar que este pulsar gira mais de 15.000 vezes mais lentamente do que o pulsar mais rápido conhecido. Esperamos encontrar mais com o LOFAR," disse Chia Min Tan.

Os astrônomos descobriram este novo pulsar durante o levantamento LOTAAS (LOFAR Tied-Array All-Sky Survey). Esta campanha procura pulsares no céu do hemisfério norte. Cada instantâneo da pesquisa tem a duração aproximada de uma hora. Este valor é superior ao usado em levantamentos anteriores e forneceu a sensibilidade necessária para descobrir este pulsar surpreendente.

Os astrônomos não só "ouviram" os pulsos regulares do sinal do pulsar, como também "viram" o pulsar no levantamento de imagens do LOFAR. O pulsar tem aproximadamente 14 milhões de anos, mas ainda possui um forte campo magnético.

O próximo passo dos astrônomos é continuar utilizando o LOFAR para encontrar novos pulsares. Também planejam observar a sua nova descoberta com o telescópio espacial XMM-Newton. "Este telescópio está desenhado para detectar raios X. Se o pulsar superlento for detectado como uma fonte de raios X, então teremos importantes informações sobre a sua história e origem," concluiu Chia Min Tan.

A descoberta foi publicada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Manchester

Ondas gravitacionais poderão fornecer medição da expansão do Universo

Há vinte anos, os cientistas ficaram chocados ao perceber que o nosso Universo não está apenas se expandindo, mas que está se expandindo mais depressa com o passar do tempo.

© A. Simon (colisão de duas estrelas de nêutrons)

A determinação da taxa exata de expansão, chamada constante de Hubble, em honra ao famoso astrônomo Edwin Hubble, tem sido surpreendentemente difícil. Desde então, os cientistas usaram dois métodos para calcular o valor, com resultados angustiantemente diferentes. Mas a surpreendente captura de ondas gravitacionais do ano passado, oriundas de uma colisão de estrelas de nêutrons, forneceu uma terceira forma de calcular a constante de Hubble.

Este foi apenas um único ponto de dados de uma colisão, mas num novo estudo, três cientistas da Universidade de Chicago estimam que, dada a rapidez com que os pesquisadores viram a primeira colisão entre estrelas de nêutrons, podem ter uma medida muita precisa da constante de Hubble dentro de cinco a dez anos.

"A constante de Hubble diz-nos o tamanho e idade do Universo; é o 'santo Graal' desde o nascimento da cosmologia. O seu cálculo, recorrendo às ondas gravitacionais, poderá dar-nos uma perspetiva inteiramente nova do Universo," comenta o autor Daniel Holz, professor de física na Universidade de Chicago. "A questão é: quando é que muda o jogo para a cosmologia?"

Em 1929, Edwin Hubble anunciou que, com base nas suas observações de galáxias localizadas além da Via Láctea, estas pareciam estar se afastando de nós, e que quanto mais distante a galáxia, mais rápido estava retrocedendo. Esta é uma pedra fundamental da teoria do Big Bang e iniciou uma busca de quase um século pela taxa exata a que isto ocorre.

Para calcular a taxa de expansão do Universo, os cientistas precisam de dois números. Um é a distância até um objeto distante; o outro é quão rápido o objeto se afasta de nós devido à expansão do Universo. Se pudermos vê-lo com um telescópio, o segundo valor é relativamente fácil de determinar, porque a luz que vemos quando olhamos para uma estrela distante desvia-se para o vermelho à medida que se afasta. Os astrônomos há mais de um século que usam este truque para ver a velocidade com que um objeto se move; é como o efeito Doppler, no qual uma sirene muda de tom quando a ambulância passa por nós.

Mas obter uma medida exata da distância é muito mais difícil. Tradicionalmente, os astrofísicos usam uma técnica chamada escada de distâncias cósmicas, na qual o brilho de certas estrelas variáveis e supernovas pode ser usado para construir uma série de comparações que chegam até ao objeto em questão.

Talvez as supernovas usadas como marcadores não sejam tão consistentes quanto se pensa. Talvez estejamos confundindo alguns tipos de supernovas com outros, ou exista algum erro desconhecido nas nossas medições das distâncias até estrelas próximas.

A outra maneira importante de calcular a constante de Hubble é olhar para a radiação cósmica de fundo em micro-ondas, o pulso de luz criada no início do Universo, que ainda é vagamente detectável. Embora também seja útil, este método baseia-se igualmente em suposições sobre como o Universo funciona.

O surpreendente é que, embora os cientistas que fazem cada cálculo estejam confiantes nos seus resultados, estes não são iguais. Um diz que o Universo está se expandindo quase 10% mais depressa do que o outro.

Então os detectores do LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) captaram a sua primeira ondulação no tecido do espaço-tempo a partir da colisão de duas estrelas no ano passado. Isto não somente abalou o observatório, mas o próprio campo da astronomia: ser capaz de sentir a onda gravitacional e ver a luz do rescaldo da colisão com um telescópio deu aos cientistas uma nova e poderosa ferramenta.

As ondas gravitacionais fornecem uma maneira completamente diferente de calcular a constante de Hubble. Quando duas estrelas massivas colidem uma com a outra, emitem ondulações no tecido do espaço-tempo que podem ser detectadas na Terra. Medindo este sinal, os cientistas podem obter uma assinatura da massa e da energia das estrelas em colisão. Quando comparam esta leitura com a força das ondas gravitacionais, podem inferir a que distância elas estão.

Esta medição é mais limpa e contém menos suposições sobre o Universo, o que deve torná-la mais precisa. Juntamente com Scott Hughes do Massachusetts Institute of Technology (MIT), Holz sugeriu a ideia de fazer esta medição com ondas gravitacionais emparelhadas com observações telescópicas em 2005. A única questão é a frequência com que os cientistas podiam captar estes eventos, e quão bons seriam os dados.

A pesquisa prevê que, assim que os cientistas tenham detectado 25 leituras de colisões de estrelas de nêutrons, possam medir a expansão do Universo com uma precisão de 3%. Com 200 leituras, este número diminui para 1%.

Os cientistas dizem que um novo número preciso para a constante de Hubble seria fascinante, não importa a resposta. Por exemplo, uma razão possível para a incompatibilidade nos outros dois métodos é que a natureza da própria gravidade pode ter mudado com o tempo. A leitura também pode trazer dados sobre a energia escura, uma força misteriosa responsável pela expansão do Universo.

Está planejado que os detetores do LIGO comecem uma nova campanha de observações em fevereiro de 2019, juntamente com os seus homólogos italianos no VIRGO. Graças a uma atualização, a sensibilidade dos detectores será muito maior, expandindo o número e distância de eventos astronômicos que podem captar.

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: University of Chicago

A Terra vista da Lua em ultravioleta

Que planeta é esse?

© NASA/Apollo 16 (Terra em ultravioleta)

É a Terra.

A imagem em cores falsas apresentada mostra como a Terra brilha na luz ultravioleta (UV). A imagem é histórica porque foi tirada da superfície da Lua pelo primeiro observatório lunar da humanidade. O equipamento (câmera e espectrógrafo em UV) que tirou a foto acima foi instalado e deixado na Lua pela tripulação da Apollo em 1972.

Embora muito pouca luz UV seja transmitida através da atmosfera da Terra, ela pode causar queimaduras solares. A parte da Terra voltada para o Sol reflete muita luz UV, mas talvez mais interessante seja o lado oposto ao Sol. Aqui bandas de emissão UV são o resultado de auroras causadas por partículas carregadas expelidas pelo Sol. Outros planetas que geram auroras no UV incluem Marte, Saturno, Júpiter e Urano.

Fonte: NASA

Duas estrelas muito próximas dentro de uma nebulosa planetária

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada pelo pesquisador David Jones do Instituto de Astrofísica das Canárias e da Universidade de La Laguna, descobriu um sistema binário com um período orbital de pouco mais de três horas.

© IAC (nebulosa planetária M3-1)

A descoberta, que envolveu vários anos de campanhas de observação, não é apenas surpreendente devido ao período orbital extremamente pequeno, mas também porque, devido à proximidade de uma estrela com a outra, o sistema poderá resultar numa explosão de nova antes que a nebulosa de curta duração se dissipe.

As nebulosas planetárias são as conchas brilhantes de gás e poeira expelidas por estrelas parecidas com o Sol no final das suas vidas. O estudo focou-se na nebulosa planetária M3-1, uma firme candidata a ter sido o produto de um sistema binário devido aos seus espetaculares jatos, que são tipicamente formados pela interação de duas estrelas.

As observações rapidamente confirmaram as suspeitas dos pesquisadores. O brilho do sistema binário mudava muito depressa e isso podia significar um período orbital bastante curto. Realmente, o estudo revelou que a separação entre as estrelas é de aproximadamente 160.000 quilômetros, ou menos de metade da distância entre a Terra e a Lua.

Depois de várias campanhas de observação no Chile com o Very Large Telescope (VLT) do ESO e com o New Technology Telescope (NTT), os cientistas obtiveram dados suficientes para calcular as propriedades do sistema binário, como a massa, temperatura e tamanho de ambas as estrelas. "Para nossa surpresa, descobrimos que as duas estrelas eram muito grandes e que como estão tão próximas uma da outra, é muito provável que comecem a interagir novamente daqui a apenas alguns milhares de anos, talvez resultando numa nova," disse Paulina Sowicka, estudante de doutoramento no Centro Astronômico Nicolau Copérnico, Polônia.

O resultado contradiz as teorias atuais da evolução estelar binária que preveem que, ao formar a nebulosa planetária, as duas estrelas devem demorar um bom tempo antes de começar a interagem novamente. Quando o fizessem, a nebulosa deveria já ter-se dissipado e não ser mais visível. No entanto, uma explosão de nova em 2007, conhecida como Nova Vul 2007, foi encontrada dentro de outra nebulosa planetária, colocando os modelos em questão. No caso de M3-1 foi encontrado um candidato que talvez possa passar por uma evolução similar. Tendo em conta que as estrelas estão quase se tocando, não devem demorar muito para interagir novamente e, talvez, produzir outra nova dentro de uma nebulosa planetária.

Os resultados do estudo foram publicados na prestigiada revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

O Pirata dos Céus do Sul

Esta imagem da região de formação estelar ativa NGC 2467, por vezes referida como Nebulosa da Caveira e Ossos, tem tanto de sinistro como de bonito.

© ESO/VLT (NGC 2467)

A imagem de poeira, gás e estrelas jovens brilhantes ligadas gravitacionalmente em forma de uma caveira sorridente foi obtida pelo instrumento FORS montado no (VLT) Very Large Telescope do ESO.

É fácil perceber o motivo do apelido Caveira e Ossos dada a este objeto, uma vez que esta formação jovem e brilhante assemelha-se bastante a uma caveira, da qual apenas se vê a boca aberta nesta imagem. A NGC 2467 situa-se na constelação da Popa.

Esta coleção nebulosa de aglomerados estelares é o lugar de nascimento de muitas estrelas, onde um excesso de hidrogênio gasoso fornece matéria prima para a formação estelar. Não se trata, de fato, de uma única nebulosa e os seus aglomerados estelares constituintes deslocam-se a velocidades diferentes. Apenas um alinhamento fortuito ao longo da linha de visão faz com que as estrelas e o gás se pareçam com uma cara humanoide quando vistos a partir da Terra. Esta imagem luminosa pode não dar aos astrônomos nenhuma informação nova, no entanto fornece-nos um visão do céu austral, resplandescente de maravilhas invisíveis ao olho humano.

A Popa faz parte das três constelações do céu austral com nomes náuticos que costumavam formar uma única constelação enorme, a constelação do Navio Argo, da história mítica de Jasão e os Argonautas. Esta constelação foi dividida em três partes: a Quilha, a Vela e a Popa. Apesar de ser um herói mítico, Jasão rouba o velo de ouro, por isso esta nebulosa encontra-se não apenas no meio de um vasto navio celeste, mas também entre ladrões, um local mais que apropriado para esta “caveira pirata”.

Fonte: ESO

O mais jovem pulsar da Via Láctea expõe segredos de morte estelar

Cientistas confirmaram a identidade do mais jovem pulsar na Via Láctea usando dados do observatório de raios X Chandra da NASA. Este resultado pode fornecer aos astrônomos novas informações sobre como algumas estrelas terminam as suas vidas.

© Chandra/S. Reynolds/PanSTARRS (pulsar Kes 75)

Após algumas estrelas massivas ficarem sem combustível, entram em colapso e explodem como supernovas, deixando para trás "pepitas" estelares densas chamadas estrelas de nêutrons. As estrelas de nêutrons com uma rápida rotação e altamente magnetizadas produzem um feixe de radiação semelhante ao de um farol que são detectados como pulsos à medida que a rotação do pulsar "varre" o feixe através do céu.

Desde que Jocelyn Bell Burnell, Anthony Hewish e colegas descobriram os pulsares através da sua emissão de rádio na década de 1960, foram identificados mais de 2.000 destes objetos exóticos. No entanto, permanecem muitos mistérios sobre os pulsares, incluindo a sua diversidade de comportamentos e a natureza das estrelas que os formam.

Novos dados do Chandra estão ajudando a resolver algumas destas questões. Uma equipe de astrônomos confirmou que o remanescente de supernova Kes 75, localizado a cerca de 19.000 anos-luz da Terra, contém o mais jovem pulsar conhecido da Via Láctea.

A rápida rotação e o forte campo magnético do pulsar geraram um vento de matéria energética e partículas de antimatéria que fluem para longe do pulsar quase à velocidade da luz. Este vento pulsar criou uma grande bolha magnetizada de partículas altamente energéticas chamada nebulosa de vento pulsar, vista como a região azul que rodeia o pulsar.

Nesta composição do Kes 75, os raios X de alta energia observados pelo Chandra são de cor azul e destacam a nebulosa de vento pulsar em torno do pulsar, enquanto os raios X menos energéticos aparecem com tom roxo e mostram os detritos da explosão. Uma imagem óptica do SDSS (Sloan Digitized Sky Survey) revela estrelas no campo.

Os dados do Chandra obtidos em 2000, 2006, 2009 e 2016 mostram mudanças na nebulosa de vento pulsar com o passar do tempo. Entre 2000 e 2016, as observações do Chandra revelam que a orla externa da nebulosa de vento pulsar expande-se incrivelmente a 1 milhão de metros por segundo.

Esta alta velocidade pode ser devida à nebulosa de vento pulsar que se expande para um ambiente de densidade relativamente baixa. Especificamente, os astrônomos sugerem que está se expandindo para uma bolha gasosa soprada por níquel radioativo formado na explosão e expelido à medida que esta explodiu. Este níquel também alimentou a luz da supernova, à medida que se decompôs em gás ferroso difuso que encheu a bolha. Se assim for, isto fornece uma visão do núcleo da explosão estelar e dos elementos que criou.

A taxa de expansão também informa que Kes 75 explodiu há cerca de cinco séculos, a partir da perspetiva da Terra. Ao contrário de outros remanescentes de supernova desta época, como Tycho e Kepler, não existem evidências conhecidas de registos históricos de qualquer observação da explosão que deu origem a Kes 75.

Porque é que Kes 75 não foi vista da Terra? As observações do Chandra, juntamente com observações anteriores por outros telescópios, indicam que a poeira e o gás interestelar que preenchem a nossa Galáxia são muito densas na direção da estrela condenada. Este fator teria tornado a supernova demasiado fraca para observar da Terra há vários séculos atrás.

O brilho da nebulosa de vento pulsar diminuiu 10% entre 2000 e 2016, concentrado principalmente na região norte, com uma diminuição de 30% num nó brilhante. As rápidas mudanças observadas na nebulosa de vento pulsar Kes 75, bem como a sua estrutura incomum, apontam para a necessidade de modelos mais sofisticados da evolução das nebulosas de vento pulsar.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrelas anãs vermelhas dizimam atmosferas planetárias

Explosões violentas de estrela hospedeira podem tornar os exoplanetas inabitáveis, afetando suas atmosferas.

© NASA/ESA/D. Player (estrela anã vermelha erodindo a atmosfera de planeta)

O telescópio espacial Hubble está observando tais estrelas através de um grande programa chamado HAZMAT (HAbitable Zones and M dwarf Activity across Time).

O termo astronômico anã M  refere-se a uma estrela anã vermelha, o menor, mais abundante e mais duradouro tipo de estrela em nossa galáxia. O programa HAZMAT é um levantamento ultravioleta de anãs vermelhas em três diferentes idades: jovens, intermediárias e antigas.

Explosões estelares de anãs vermelhas são particularmente brilhantes em comprimentos de onda ultravioleta, em comparação com estrelas semelhantes ao Sol. A sensibilidade ultravioleta do Hubble torna o telescópio muito valioso para observar estas explosões. Acredita-se que as erupções sejam alimentadas por campos magnéticos intensos que se emaranham com os movimentos agitados da atmosfera estelar. Quando o emaranhado fica muito intenso, os campos se quebram e se reconectam, liberando enormes quantidades de energia.

A equipe descobriu que as labaredas das anãs vermelhas mais jovens, com cerca de 40 milhões de anos, são 100 a 1.000 vezes mais energéticas do que quando as estrelas são mais velhas. Esta idade mais jovem é quando os planetas sólidos estão se formando ao redor de suas estrelas.

Aproximadamente três-quartos das estrelas da nossa galáxia são anãs vermelhas. A maioria dos planetas da "zona habitável" da galáxia - planetas orbitando suas estrelas a uma distância onde as temperaturas são moderadas o suficiente para que a água líquida exista em sua superfície - provavelmente orbitam anãs vermelhas. Na verdade, a estrela mais próxima do nosso Sol, uma anã vermelha chamada Proxima Centauri, tem um planeta do tamanho da Terra em sua zona habitável.

No entanto, jovens anãs vermelhas são estrelas ativas, produzindo explosões ultravioletas que expelem tanta energia que poderiam influenciar a química atmosférica e, possivelmente, remover as atmosferas destes planetas iniciantes.

"O objetivo do programa HAZMAT é ajudar a entender a habitabilidade dos planetas em torno de estrelas de baixa massa," explicou Evgenya Shkolnik, da Universidade Estadual do Arizona. "Estas estrelas de baixa massa são criticamente importantes na compreensão das atmosferas planetárias."

Este estudo examina a frequência de explosões de 12 jovens anãs vermelhas. O programa de observação detectou uma das explosões estelares mais intensas já observadas na luz ultravioleta. Apelidado de "Hazflare", este evento foi mais enérgico do que a mais poderosa explosão de nosso Sol já registrado.

"Com o Sol, temos cem anos de boas observações. E, nesse tempo, vimos uma, talvez duas, labaredas que têm uma energia se aproximando da do Hazflare. Em um pouco menos de um dia de observações do Hubble dessas jovens estrelas, pegamos o Hazflare, o que significa que nós estamos olhando para superexplosões acontecendo todos os dias ou até mesmo algumas vezes por dia," disse Parke Loyd, da Universidade Estadual do Arizona.

Poderiam as superexplosões com tal frequência e intensidade banharem jovens planetas de intensa radiação ultravioleta que eles sempre perderiam as chances de habitabilidade? As explosões observadas têm a capacidade de retirar a atmosfera de um planeta. Mas isso não significa necessariamente a ocorrência da possibilidade de existência de vida no planeta. Pode ser apenas uma vida diferente do que imaginamos. Ou pode haver outros processos que poderiam reabastecer a atmosfera do planeta neste ambiente hostil.

A próxima parte do estudo HAZMAT será estudar anãs vermelhas envelhecidas intermediárias com 650 milhões de anos de idade. Em seguida, as anãs vermelhas mais antigas serão analisadas e comparadas com as estrelas jovens e intermediárias para compreender a evolução do ambiente de radiação ultravioleta de planetas de baixa massa em torno destas estrelas de baixa massa.

Os resultados da primeira parte deste programa estão sendo publicados no The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Uma galáxia com um coração brilhante

Esta imagem mostra a galáxia espiral não barrada NGC 5033, localizada a cerca de 40 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Canes Venatici (Os Cães de Caça).

© Hubble (NGC 5033)

A galáxia é semelhante em tamanho à nossa própria galáxia, a Via Láctea, com pouco mais de 100.000 anos-luz de diâmetro. Como na Via Láctea, os braços espirais da NGC 5033 são pontilhados de regiões azuis, indicando a formação contínua de estrelas. As manchas azuis abrigam estrelas jovens e quentes no processo de formação, enquanto as estrelas mais antigas, mais frias, povoam o centro da galáxia, fazendo com que ela pareça mais avermelhada.

Em contraste com a Via Láctea, a NGC 5033 não possui uma barra central. Em vez disso, ela tem um núcleo brilhante e energético chamado núcleo galáctico ativo, que é abastecido por um buraco negro supermassivo. Este núcleo ativo dá a classificação de uma galáxia Seyfert. Devido à atividade contínua, o núcleo da NGC 5033 brilha em todo o espectro eletromagnético. Esta energia liberada mostra que o buraco negro central está atualmente devorando estrelas, poeira e gás chegando perto dele. Quando esta matéria cai no buraco negro supermassivo, irradia-se em muitos comprimentos de onda diferentes.

Embora sua proximidade relativa à Terra o torne um alvo ideal para o astrônomo profissional estudar seu núcleo ativo com mais detalhes, seu grande tamanho aparente no céu noturno e seu brilho também o tornam um belo alvo para os astrônomos amadores.

Fonte: ESA

Nubéculas em torno do buraco negro supermassivo local

Esta imagem obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra a região que rodeia Sagitário A*, o buraco negro supermassivo que se esconde no centro da Via Láctea, assinalado aqui com um pequeno círculo vermelho.

© ESO/ALMA/J. R. Goicoechea (Sagittarius A*)

Novos trabalhos de pesquisa revelaram evidências da existência de gás e poeira interestelares orbitando o buraco negro com altas velocidades.

As nuvens ricas em hidrogênio molecular que foram identificadas são conhecidas por nubéculas moleculares e nunca tinham sido antes detectadas de forma clara.

A imagem mostra, na realidade, a distribuição de moléculas de monóxido de carbono, a segunda componente molecular mais abundante das nubéculas. Estas nubéculas situam-se a cerca de 26.000 anos-luz de distância da Terra, em órbita rápida e próxima do buraco negro, a uma distância de cerca de um ano-luz deste objeto.

A elevada resolução do ALMA permitiu aos cientistas detectar estas nubéculas, que resultaram de nuvens massivas pré-existentes que rodavam em torno do centro da galáxia. Estas nuvens foram desfeitas por ação de forças de maré, dando origem a fragmentos densos e a componentes de vida curta e densidade mais baixa. Estes últimos foram identificados graças a sinais deixados pela passagem de radiação síncrotron emitida por Sagitário A* através de gás difuso existente entre as nubéculas.

Apesar das nuvens de gás molecular terem o potencial para formar novas estrelas, é pouco provável que estas nubéculas dêem origem a novas estrelas, uma vez que a sua massa é relativamente pequena, cerca de 60 vezes a massa do Sol, e existem próximo das fortes e turbulentas forças gravitacionais exercidas por Sagitário A*.

Apesar das estrelas que orbitam Sagitário A* terem sido sistematicamente observadas, estas nubéculas moleculares densas não tinham ainda sido detectadas tão próximo do centro da nossa Galáxia.

Fonte: ESO