Região colorida em Sagitário

O campo da NGC 6559 em Sagitário mostra nebulosas de emissão brilhantes vermelhas, nebulosas de absorção escuras e nebulosas de reflexão azul de poeira, rodeadas pelas estrelas formadas a partir delas.

© Miguel Claro (NGC 6559, IC 1274, IC 1275 e B91)

No centro da cena estão IC 1274 e IC 1275, regiões circulares vermelhas separadas por uma borda de nebulosidade de reflexão azul apresentada acima da grande nebulosa escura B91. 

No canto superior direito está NGC 6559, uma região de nuvens rica em gás quente brilhante. A nebulosa azul visível está refletindo a luz de um grupo de enormes estrelas azuis.

Fonte: Astronomy

Resolvido o mistério da diminuição de brilho de Betelgeuse

Quando Betelgeuse, uma estrela brilhante de cor laranja da constelação de Órion, se tornou visivelmente mais escura no final de 2019 e início de 2020, a comunidade astronômica ficou intrigada.

© ESO/VLT (Betelgeuse)

Uma equipe de astrônomos acaba de publicar novas imagens da superfície da estrela, obtidas com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, que mostram claramente como é que o brilho desta estrela variou. Esta nova pesquisa revela que a estrela esteve parcialmente escondida por uma nuvem de poeira, uma descoberta que desvenda finalmente o mistério da “Grande Diminuição de Brilho” de Betelgeuse. A diminuição de brilho de Betelgeuse, uma variação observada, inclusive, a olho nu. 

Na ocasião, a equipe de Miguel Montargès, do Observatoire de Paris, França, apontou o Very Large Telescope (VLT) do ESO em direção desta estrela no final de 2019. Uma imagem de dezembro 2019, quando comparada com uma imagem anterior da estrela obtida em janeiro do mesmo ano, mostrou que a superfície estelar se encontrava significativamente mais escura, especialmente na região sul.

No entanto, os astrônomos não sabiam o porquê. A equipe continuou observando a estrela durante a sua “Grande Diminuição de Brilho”, captando duas novas imagens, nunca antes vistas, em janeiro de 2020 e em março de 2020. Em abril de 2020, Betelgeuse já havia retornado ao seu brilho normal.

As imagens são as únicas que possuímos que mostram a superfície de Betelgeuse variando de brilho ao longo do tempo. No novo estudo, a equipe revelou que a misteriosa diminuição de brilho foi causada por um véu de poeira que cobriu a estrela, o que, que por sua vez foi o resultado de uma queda na temperatura na superfície estelar de Betelgeuse. 

A superfície de Betelgeuse varia regularmente à medida que bolhas de gás se movem, encolhem e aumentam dentro da estrela. A equipe concluiu que algum tempo antes da Grande Diminuição de Brilho, a estrela ejetou uma enorme bolha de gás que se deslocou para longe. Quando uma parte da superfície esfriou pouco tempo depois, esta diminuição de temperatura foi suficiente para permitir a condensação deste gás em poeira sólida.

A poeira expelida por estrelas evoluídas frias, tais como esta ejeção, pode se transformar nos blocos constituintes de planetas terrestres e de vida. Em vez de ser apenas o resultado de uma ejeção de poeira, houve algumas especulações de que a queda de brilho de Betelgeuse poderia ser um sinal da sua morte iminente na forma de uma explosão de supernova.

Uma supernova não tem sido observada em nossa galáxia desde o século XVII, então os astrônomos atuais não têm certeza do que esperar de uma estrela na fase que antecede este evento explosivo. No entanto, este novo trabalho de pesquisa confirmou que a Grande Diminuição de Brilho de Betelgeuse não foi um sinal precoce de que a estrela estava caminhando para seu destino dramático.

A equipe usou o instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) montado no VLT do ESO para obter imagens de forma direta da superfície de Betelgeuse, juntamente com dados coletados pelo instrumento GRAVITY montado no Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI), para monitorar a estrela ao longo da sua diminuição de brilho.

O estudo de Betelgeuse, uma estrela supergigante vermelha, poderá evoluir com o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO. 

Esta pesquisa foi apresentada no artigo “A dusty veil shading Betelgeuse during its Great Dimming” publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Água líquida em exoluas de planetas "fugitivos"

A água, no estado líquido, é o elixir da vida. Tornou a vida possível na Terra e é indispensável para a continuidade de sistemas vivos no planeta.

© Tommaso Grassi (ilustração de um exoplaneta fugitivo e sua exolua)

Isto explica a razão porque os cientistas estão constantemente à procura de evidências de água em outros corpos sólidos no Universo. No entanto, até agora a existência de água líquida em outros planetas além da Terra não está comprovada diretamente. Existem indícios de que várias luas nos confins do nosso próprio Sistema Solar, mais especificamente, Encélado em Saturno e três das luas de Júpiter (Ganimedes, Calisto e Europa) podem abrigar oceanos subterrâneos.

Quais são, então, as perspetivas para a detecção de água nas luas de planetas localizados além do nosso Sistema Solar? Em cooperação com colegas da Universidade de Concepción, no Chile, os físicos Barbara Ercolano e Tommaso Grassi da Universidade de Munique usaram métodos matemáticos para modelar a atmosfera e a fase gasosa química de uma lua em órbita de um planeta "fugitivo". Estes são planetas não associados a uma estrela (também chamados planetas interestelares).

Os planetas interestelares são de interesse principalmente porque as evidências indicam que existem muitos por aí. Estimativas conservadoras sugerem que a nossa própria Galáxia hospeda pelo menos tantos planetas "fugitivos" do tamanho de Júpiter quanto estrelas, e a própria Via Láctea é o lar de mais de 100 bilhões de estrelas.

Ercolano e Grassi utilizaram um modelo de computador para simular a estrutura térmica da atmosfera de uma exolua do mesmo tamanho da Terra em órbita de um planeta nômade. Os seus resultados sugerem que a quantidade de água presente à superfície da lua seria cerca de 10.000 vezes menor do que o volume total dos oceanos do nosso planeta, mas 100 vezes mais do que a encontrada na atmosfera da Terra. Isto seria suficiente para permitir que a vida evoluísse e prosperasse. 

O modelo do qual esta estimativa foi derivada consiste de uma lua do tamanho da Terra e de um planeta interestelar do tamanho de Júpiter. Espera-se que tal sistema, que não tem nenhuma companheira estelar nas proximidades, seja escuro e frio. Ao contrário do nosso Sistema Solar, não existe uma estrela central que possa servir como uma fonte confiável de energia para impulsionar as reações químicas. Em vez disso, no modelo dos pesquisadores, os raios cósmicos fornecem o impulso químico necessário para converter o hidrogênio molecular e o dióxido de carbono em água e outras substâncias. 

Para manter o sistema "agitado", os autores invocam as forças das marés exercidas pelo planeta sobre a sua lua como uma fonte de calor, e assumindo que o dióxido de carbono é responsável por 90% da atmosfera da lua, o efeito estufa resultante reteria efetivamente uma grande parte do calor gerado na lua. Juntas, estas fontes energéticas seriam suficientes para manter a água no estado líquido.

Um artigo foi publicado no periódico International Journal of Astrobiology.

Fonte: Universität München

Descoberta a mais antiga "tempestade" de um buraco negro

Pesquisadores, recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), descobriram um vento galáctico titânico impulsionado por um buraco negro supermassivo há 13,1 bilhões de anos.

© ALMA (galáxia J1243+0100)

A distribuição do gás "calmo" na galáxia é vista a amarelo, e a distribuição do vento galáctico de alta velocidade é mostrado a azul. O vento está localizado no centro da galáxia, o que indica que o buraco negro supermassivo impulsiona-o.

Este é o exemplo mais antigo até agora observado de tal vento e é um sinal revelador de que os buracos negros enormes têm um efeito profundo no crescimento das galáxias desde o início da história do Universo. No centro de muitas galáxias grandes esconde-se um buraco negro supermassivo que é milhões a bilhões de vezes mais massivo do que o Sol.

Curiosamente, a massa do buraco negro é aproximadamente proporcional à massa da região central (bojo) da galáxia no Universo próximo. À primeira vista, isto pode parecer óbvio, mas na realidade é muito estranho. A razão é que os tamanhos das galáxias e dos buracos negros diferem em cerca de dez ordens de magnitude. Com base nesta relação proporcional entre as massas de dois objetos de tamanhos tão diferentes, os astrônomos pensam que as galáxias e os buracos negros cresceram e evoluíram juntos (coevolução) por meio de algum tipo de interação física. 

Um vento galáctico pode fornecer este tipo de interação física entre buracos negros e galáxias. Um buraco negro supermassivo engole uma grande quantidade de matéria. Conforme esta matéria começa a mover-se a alta velocidade devido à gravidade do buraco negro, ela emite energia intensa, que pode empurrar a matéria circundante para fora. É assim que o vento galáctico é criado.

"A questão é saber quando os ventos galácticos passaram a existir no Universo," diz Takuma Izumi, autor principal do artigo científico e pesquisador do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan). "Esta é uma questão importante porque está relacionada com um problema importante na astronomia: como é que as galáxias e os buracos negros supermassivos coevoluíram?"

Os pesquisadores usaram primeiro o telescópio Subaru do NAOJ para procurar buracos negros supermassivos. Graças à sua capacidade de observação de campo amplo, encontraram mais de 100 galáxias com buracos negros supermassivos no Universo há mais de 13 bilhões de anos.

Em seguida, foi usada a alta sensibilidade do ALMA para investigar o movimento do gás nas galáxias hospedeiras dos buracos negros. O ALMA observou a galáxia HSC J124353.93+010038.5 (J1243+0100 para abreviar), descoberta pelo telescópio Subaru, e captou ondas de rádio emitidas pela poeira e por íons de carbono na galáxia.

A análise detalhada dos dados do ALMA revelou que em J1243+0100 existe um fluxo de gás de alta velocidade, movendo-se a 500 km por segundo. Este fluxo gasoso tem energia suficiente para afastar o material estelar da galáxia e interromper a atividade de formação estelar. 

O fluxo de gás encontrado neste estudo é verdadeiramente um vento galáctico, e é o exemplo mais antigo observado de uma galáxia com um vento enorme de tamanho galáctico. O detentor anterior do recorde era uma galáxia há cerca de 13 bilhões de anos, de modo que esta observação empurra o início outros 100 milhões de anos.

A equipe também mediu o movimento do gás silencioso em J1243+0100 e estimou a massa do bojo da galáxia, com base no seu equilíbrio gravitacional, em cerca de 30 bilhões de massas solares. A massa do buraco negro supermassivo da galáxia, estimada por outro método, equivale a 1% deste valor. 

A proporção da massa do bojo para a do buraco negro supermassivo nesta galáxia é quase idêntica à proporção da massa dos buracos negros para a das galáxias no Universo moderno. Isto implica que a coevolução dos buracos negros supermassivos e das galáxias vem ocorrendo desde menos de um bilhão de anos após o nascimento do Universo.

"As nossas observações suportam recentes simulações de computador de alta precisão que previram que as relações coevolucionárias existiam mesmo há cerca de 13 bilhões de anos," comenta Izumi. "Estamos planejando observar um grande número de tais objetos no futuro e esperamos esclarecer se a coevolução primordial vista neste objeto é ou não uma imagem precisa do Universo naquela época."

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Descoberta de um buraco negro supermassivo por meio de um eco de luz

Os buracos negros supermassivos ocupam o centro das galáxias, com massas que variam de um milhão a 10 bilhões de massas solares.

© VLA/ALMA (galáxia Arp 187)

Composição rádio da galáxia Arp 187 obtida pelo telescópios VLA e ALMA (azul: VLA a 4,86 GHz, verde: VLA a 8,44 GHz, vermelho: ALMA a 133 GHz). A imagem mostra claramente lóbulos de jato bimodal, mas o núcleo central (centro da imagem) está escuro, ou seja, sem detecção.

Alguns estão numa fase brilhante chamada "núcleo galáctico ativo" (ou NGA). Os NGAs acabarão por desvanecer, pois há um limite máximo de massa para os buracos negros supermassivos; os cientistas há muito que se perguntam quando é que isso acontecerá.

Kohei Ichikawa, da Universidade de Tohoku (Japão), e o seu grupo de pesquisa podem ter descoberto por acidente um núcleo galáctico ativo no final da sua vida, após captar um sinal NGA da galáxia Arp 187. 

Observando as imagens de rádio da galáxia com dois observatórios astronômicos, o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e o VLA (Very Large Array), encontraram um lóbulo de jato, um sinal característico de um núcleo galáctico ativo. No entanto, não notaram nenhum sinal do núcleo, indicando que a atividade do NGA pode já estar silenciosa.

Após uma análise mais aprofundada dos dados em vários comprimentos de onda, descobriram que todos os indicadores de pequena escala de um núcleo galáctico ativo estavam "apagados", enquanto que os de grande escala ainda eram brilhantes. Isto ocorre porque o NGA foi recentemente extinto, muito provavelmente nos últimos 3.000 anos.

Assim que um núcleo galáctico ativo morre, as características em pequena escala de um NGA tornam-se fracas porque mais fontes de fótons também são desligadas. Mas a região de gás ionizado em grande escala ainda é visível, pois os fótons levam cerca de 3.000 anos para alcançar a orla da região. 

A observação da atividade anterior de um NGA é conhecida como eco de luz. Foi usado o satélite de raios X NuSTAR da NASA, atualmente a melhor ferramenta para observar a atividade de um núcleo galáctico ativo. Os achados indicam que o NGA se desliga ao longo de uma escala de 3.000 anos, durante o qual o núcleo se torna 1.000 vezes mais fraco. 

A equipe vai continuar pesquisando núcleos galácticos ativos moribundos no futuro. Serão procurados mais NGAs moribundos usando um método semelhante ao usado neste estudo, também  serão efetuadas observações de acompanhamento de alta resolução espacial necessárias para analisar os fluxos de gás, o que pode esclarecer como ocorreu o cessar de atividade do núcleo galáctico ativo.

O estudo científico foi apresentado durante a 238.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana.

Fonte: Tohoku University

Uma potência galáctica

Esta imagem mostra a galáxia espiral NGC 3254, observada através da Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 3254)

A WFC3 tem a capacidade de observar luz ultravioleta, visível e infravermelha próxima, e esta imagem é uma composição de observações feitas no visível e infravermelho. Nesta imagem, a NGC 3254 parece uma galáxia espiral típica, vista de lado. No entanto, a NGC 3254 tem um segredo fascinante que está escondido à vista de todos, é uma galáxia Seyfert, o que significa que tem um núcleo extraordinariamente ativo, conhecido como um núcleo galáctico ativo, que libera tanta energia quanto o resto da galáxia gera simultaneamente. 

As galáxias Seyfert não são raras, acredita-se que cerca de 10% de todas as galáxias sejam galáxias Seyfert. Elas pertencem à classe das “galáxias ativas”, ou seja, galáxias que têm buracos negros supermassivos em seus centros que estão acumulando material ativamente, que libera grandes quantidades de radiação à medida que é agregada.

Existe um segundo tipo de galáxia, muito mais ativo, conhecido como quasar. Os núcleos ativos das galáxias Seyfert, como a NGC 3254, são mais brilhantes quando observados na luz fora do espectro visível. Em outros comprimentos de onda, esta imagem seria muito diferente, com o núcleo da galáxia brilhando muito intensamente.

Fonte: ESA

Descoberto novo exoplaneta com uma atmosfera ideal para estudo

Uma equipe internacional de colaboradores, incluindo cientistas do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA e da Universidade do Novo México, descobriram um novo exoplaneta temperado, do tamanho de Netuno, com um período orbital de 24 dias orbitando uma estrela anã M próxima.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do exoplaneta TOI-1231 b)

A descoberta recente fornece oportunidades empolgantes de pesquisa graças à atmosfera substancial do planeta, à pequena estrela que orbita e à velocidade a que o sistema se afasta da Terra. 

O exoplaneta, TOI-1231 b, foi detectado usando dados fotométricos do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e seguido por observações com o PFS (Planet Finder Spectrograph) no telescópio Magellan Clay do Observatório Las Campanas, Chile. O PFS é um instrumento sofisticado que detecta exoplanetas por meio da sua influência gravitacional sobre as suas estrelas hospedeiras. À medida que os planetas orbitam as suas estrelas progenitoras, as velocidades estelares medidas variam periodicamente, revelando a presença planetária e informações sobre a sua massa e órbita. 

A estratégia de observação adotada pelo TESS da NASA, que divide cada hemisfério em 13 setores que são analisados durante aproximadamente 28 dias, está produzindo a pesquisa mais abrangente de todo o céu para planetas em trânsito. Esta abordagem já provou a sua capacidade de detectar planetas grandes e pequenos em torno de estrelas que vão desde aquelas semelhantes ao Sol até estrelas anãs M de baixa massa. 

As estrelas anãs M, também conhecidas como anãs vermelhas, são o tipo mais comum de estrela na Via Láctea, constituindo cerca de 70% de todas as estrelas da Galáxia. As anãs M são menores, possuem uma fração da massa do Sol e têm baixa luminosidade. Dado que uma anã M é menor, quando um planeta de um determinado tamanho transita a estrela, a quantidade de luz que é bloqueada é maior, tornando o trânsito mais facilmente detectável.

Imagine um planeta parecido com a Terra passando em frente de uma estrela do tamanho do Sol: vai bloquear uma pequena parte da sua luz; mas se estiver passando à frente de uma estrela muito menor, a proporção de luz bloqueada será maior. Em determinado sentido, isto cria uma sombra maior à superfície da estrela, tornando os planetas ao redor das anãs M mais fáceis de detectar e de estudar. 

Embora permita a detecção de exoplanetas no céu, a estratégia do levantamento do TESS também produz tendências observacionais significativas com base no período orbital. Os exoplanetas devem transitar as suas estrelas hospedeiras pelo menos duas vezes dentro do intervalo de observação do TESS para serem detectados com o período correto pelo SPOC (Science Processing Operations Center) e pelo QLP (Quick Look Pipeline), que "vasculham" a cadência de dados do TESS de 2 e 30 minutos, respetivamente. Dado que 74% da cobertura total do céu pelo TESS é apenas observada durante 28 dias, a maioria dos exoplanetas detectados pelo TESS têm períodos inferiores a 14 dias. 

O TOI-1231 b tem um período de 24 dias, o que torna a sua descoberta ainda mais valiosa. Os astrônomos foram capazes de reunir os dados necessários para caracterizar a estrela hospedeira e medir o raio e a massa do planeta. Estes valores, por sua vez, permitiram calcular a densidade do planeta e teorizar sobre a sua composição.

O TOI-1231 b é muito semelhante em tamanho e densidade a Netuno, de modo que tem uma atmosfera gasosa similarmente grande. Outra vantagem dos exoplanetas que orbitam anãs M é que possibilita medir as suas massas com mais facilidade porque a proporção entre a massa do planeta e a massa da estrela é também maior.

Embora TOI-1231 b esteja oito vezes mais perto da sua estrela do que a Terra está do Sol, a sua temperatura é parecida à da Terra, graças à estrela hospedeira que é mais fria e menos brilhante. No entanto, o próprio planeta é realmente maior do que a Terra e um pouco menor que Netuno. Com uma temperatura de mais ou menos 330 K, TOI-1231 b é um dos exoplanetas pequenos e mais frios, acessíveis para estudos atmosféricos, descobertos até agora. 

Investigações anteriores sugeriram que planetas tão frios podem ter nuvens no alto da sua atmosfera, o que torna difícil a determinação dos gases que o rodeiam. Mas novas observações de outro planeta pequeno e frio, chamado K2-18 b, quebraram esta tendência e mostraram evidências de água na sua atmosfera, surpreendendo muitos astrônomos.

Além disso, com o alto brilho no infravermelho próximo da estrela hospedeira, é um alvo excitante para futuros estudos com o telescópio espacial Hubble e com o telescópio espacial James Webb. O primeiro conjunto destas observações deverá ocorrer no final deste mês através do telescópio espacial Hubble. 

A baixa densidade de TOI-1231 b indica que é cercado por uma atmosfera substancial, em vez de ser um planeta rochoso. Mas a composição e a extensão desta atmosfera são desconhecidas! 

O TOI-1231 b pode ter uma atmosfera de hidrogênio ou de hidrogênio-hélio, ou uma atmosfera mais densa de vapor de água. Cada uma delas apontaria para uma origem diferente, permitindo aos astrônomos entender se e como os planetas se formam de maneira diferente em torno de anãs M quando comparados com os planetas que orbitam o nosso Sol, por exemplo. Geralmente, os átomos de hidrogênio são quase impossíveis de detetar porque a sua presença é mascarada pelo gás interestelar. Mas este sistema planeta-estrela fornece uma oportunidade única de aplicar este método devido à velocidade com que se afasta da Terra.

A pesquisa será publicada numa edição futura do periódico The Astronomical Journal.

Fonte: NASA

Uma rara "hélice" magnética num sistema binário

Pesquisadores da Universidade de Notre Dame identificaram a primeira hélice magnética eclipsante num sistema estelar variável cataclísmico.

© M. Garlick (ilustração de anã branca magnética com rápida rotação)

O sistema estelar, conhecido como J0240, é apenas o segundo do seu tipo já registado. Foi identificado em 2020 como uma variável cataclísmica incomum, um sistema binário que consiste de uma estrela anã branca e uma estrela vermelha doadora de massa.

Normalmente, a estrela anã branca compacta recolhe o gás doado e cresce em massa. No entanto, em J0240 a anã branca magnética e de rápida rotação rejeita a doação de gás e impulsiona-o para fora do sistema binário e com um campo magnético forte cria um formato de uma hélice.

As anãs brancas são os remanescentes densos de estrelas de baixa massa como o nosso Sol, que irá evoluir para uma anã branca daqui a aproximadamente cinco bilhões de anos. No entanto, sem uma estrela companheira, o Sol nunca fará parte de um sistema variável cataclísmico. 

A única outra variável cataclísmica semelhante a J0240 é AE Aquarii, um sistema estelar binário conhecido desde a década de 1950 e que se pensa ser também um sistema de hélice magnética. Por outro lado, observa-se que J0240 está perto do plano orbital binário, o que significa que o gás ejetado do sistema é visto em silhueta contra a luz estelar. 

Esta é a primeira evidência direta de que uma hélice magnética ejeta o gás doado pela estrela vermelha. Este gás está bloqueando parte da luz de ambas as estrelas e podemos ver esta absorção diretamente nos nossos dados. Os pesquisadores começaram as observações no LBT (Large Binocular Telescope) no Arizona (EUA), onde foi registrada a ocorrência de proeminências e eclipses que ilustravam a rápida rotação da anã branca, e a atração do campo magnético, que expele influxos gasosos que de outra forma seriam adicionados à estrela, criando assim uma espiral de gás que se expande para longe das duas estrelas.

A equipe recolheu observações em setembro, outubro e novembro de 2020. Os dados obtidos em setembro captaram a primeira metade da órbita de J0240. Em outubro, foi captado a segunda metade. 

As proeminências são pequenas explosões que liberam gás a 1% da velocidade da luz. As erupções desaparecem quando a companheira vermelha fica no caminho durante um eclipse. A partir da duração dos eclipses, foi possível de identificar a localização das proeminências. As erupções vêm de muito perto da companheira compacta, provavelmente da pressão de gás que recebe ao aproximar-se do campo magnético que gira rapidamente. 

Uma das grandes incógnitas é o período de rotação da anã branca, que a equipe não conseguiu determinar. A energia da hélice vem da anã branca giratória, portanto, espera-se que a rotação diminua com o tempo. Quando acabar, a hélice irá parar e o sistema parecerá uma variável cataclísmica comum. É uma fase muito curta em a anã branca magnética gira tão depressa quanto é possível sem realmente se autodestruir. Uma rotação tão elevada, com um campo magnético forte, parece que não pode ser apenas coincidência.

Um artigo será publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Notre Dame

O comportamento de jatos de protoestrelas massivas

Os astrônomos que estudam o jato de material em rápido movimento ejetado por uma jovem estrela massiva ainda em formação descobriram uma grande diferença entre este jato e aqueles ejetados por estrelas jovens menos massivas.

© NRAO/VLA (jato da protoestrela Cep A HW2)

Os cientistas fizeram a descoberta usando o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) para obter a imagem mais detalhada até agora da região interna de um jato vindo de uma estrela jovem e massiva. 

Ambas as estrelas jovens de massa baixa e alta, ou protoestrelas, impulsionam jatos perpendiculares a um disco de material em órbita da estrela. Em estrelas com massas semelhantes à do Sol, estes jatos são estreitos, ou focados, relativamente perto da estrela num processo chamado colimação. 

Como a maioria das protoestrelas de grande massa estão mais distantes, o estudo destas regiões íntimas tem sido mais difícil, de modo que não era conhecido se este era o caso com elas. 

Uma equipe de cientistas observou uma protoestrela chamada Cep A HW2, localizada a cerca de 2.300 anos-luz da Terra na direção da constelação de Cefeu. Espera-se que a protoestrela Cep A HW2 se torne uma nova estrela cerca de 10 vezes mais massiva do que o Sol. 

As novas imagens pelo VLA mostraram os melhores detalhes já vistos em tal objeto, fornecendo a sua primeira visão da parte mais interna do jato, uma parte quase tão longa quanto o diâmetro do Sistema Solar. 

Em protoestrelas de massa inferior, as observações mostraram que os jatos são colimados tão perto da estrela quanto apenas algumas vezes a distância Terra-Sol. Na Cep A HW2, no entanto, não é visto um único jato, mas duas coisas: um vento de grande angular originando perto da estrela, depois um jato altamente colimado a alguma distância. O jato colimado começa a uma distância da estrela comparável à distância do Sol a Urano ou Netuno. 

A descoberta levanta duas possibilidades principais. Em primeiro lugar, o mesmo mecanismo pode estar em funcionamento em protoestrelas de massa alta e baixa, mas a distância de colimação pode ser determinada pela massa, ocorrendo mais longe em sistemas mais massivos. A segunda possibilidade é que as estrelas massivas podem produzir apenas o vento de grande angular visto na Cep A HW2, com a colimação ocorrendo apenas quando as condições físicas em torno da estrela restringem o fluxo. 

Este caso apontaria para uma grande diferença nos mecanismos em funcionamento nas protoestrelas de diferentes massas. É importante conhecer este aspecto para entender como as estrelas de todas as massas se formam.

As descobertas foram relatadas no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Uma galáxia espiral ou lenticular?

Esta imagem, tirada com a Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble, mostra a galáxia espiral NGC 4680.

© Hubble (NGC 4680)

Às 2 horas e 7 horas, duas outras galáxias podem ser vistas flanqueando a NGC 4680. A NGC 4680 teve uma onda de atenção em 1997, uma vez que foi palco de uma explosão de supernova conhecida como SN 1997bp. 

Surpreendentemente, a supernova foi identificada por um astrônomo amador australiano chamado Robert Evans, que identificou 42 explosões extraordinárias de supernova. 

A NGC 4680 é uma galáxia bastante complicada de classificar. Às vezes é chamada de galáxia espiral, mas também é classificada como uma galáxia lenticular. As galáxias lenticulares situam-se em algum lugar entre galáxias espirais e galáxias elípticas. 

Embora a NGC 4680 tenha braços espirais distinguíveis, eles não estão claramente definidos e a ponta de um braço parece muito difusa. As galáxias não são estáticas e suas morfologias (e, portanto, suas classificações) variam ao longo de suas vidas. Acredita-se que as galáxias espirais evoluam para galáxias elípticas, provavelmente fundindo-se umas com as outras, fazendo com que percam suas estruturas espirais distintas.

Fonte: NASA

Inspecionando uma galáxia espiral contorcida

Esta imagem espetacular do telescópio espacial Hubble mostra os braços da NGC 2276, uma galáxia espiral a 120 milhões de anos-luz de distância na constelação de Cepheus.

© Hubble (NGC 2276)

À primeira vista, o delicado rendilhado de braços espirais brilhantes e faixas de poeira escura lembram inúmeras outras galáxias espirais. Um olhar mais atento revela uma galáxia estranhamente assimétrica, moldada por interação gravitacional e intensa formação de estrelas. 

Esta imagem impressionante mostra a aparência incomumente contorcida da NGC 2276, uma aparência causada por duas interações astrofísicas diferentes, uma com o gás superaquecido que permeia aglomerados de galáxias e outra com uma vizinha galáctica próxima.

A interação de NGC 2276 com o meio que permeia os aglomerados, ou seja, o gás superaquecido que fica entre as galáxias em aglomerados de galáxias, deu início a uma explosão de formação de estrelas ao longo de uma borda da galáxia. Esta onda de formação de estrelas é visível como o brilho tingido de azul de estrelas massivas recém-formadas no lado esquerdo da imagem, e dá à galáxia uma aparência estranhamente assimétrica.

A recente explosão de formação estelar da NGC 2276 também está relacionada ao aparecimento de habitantes mais exóticos: buracos negros e estrelas de nêutrons em sistemas binários. 

Do outro lado da galáxia com esta explosão de novas estrelas, a atração gravitacional de uma companheira menor está tirando o formato das bordas externas da NGC 2276. Esta interação com a pequena galáxia em forma de lente NGC 2300 distorceu os braços espirais mais externos da NGC 2276, dando a falsa impressão de que a galáxia maior está orientada de frente para a Terra. O alinhamento real da NGC 2276 pode ser inferido a partir da posição de seu núcleo galáctico brilhante, que é deslocado dos braços espirais distorcidos.

A NGC 2276 não é de forma alguma a única galáxia com uma aparência estranha. O Atlas de Galáxias Peculiares, um catálogo de galáxias incomuns publicado em 1966, contém uma coleção de galáxias estranhas e maravilhosas, incluindo fusões espetaculares de galáxias, galáxias em forma de anel e outras esquisitices galácticas.

Como convém a uma galáxia anormalmente contorcida, a NGC 2276 tem a distinção de ser listada no Atlas de Galáxias Peculiares duas vezes, uma por seus braços espirais assimétricos e outra por sua interação com sua vizinha menor NGC 2300.

Fonte: ESA

Descoberto aglomerado estelar massivo na constelação do Escudo

Uma equipe internacional de astrofísicos liderada pelo Grupo de Astrofísica Estelar da Universidade de Alicante, pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) e pela Universidade de Valparaíso (Chile) descobriu um grande aglomerado de estrelas de idade intermediária na direção da constelação do Escudo.

© IAC (aspecto de Valparaíso 1)

Este objeto, denominado Valparaíso 1, fica a cerca de sete mil anos-luz de distância do Sol e contém pelo menos quinze mil estrelas. Para detectá-lo, foram combinadas observações do satélite Gaia da ESA e de vários outros telescópicos terrestres, incluindo o telescópio Isaac Newton no observatório Roque de los Muchachos (Ilhas Canárias). 

Os aglomerados abertos são grupos de estrelas que nasceram juntas e se movem juntas, ligadas pela gravidade. Isto torna-os laboratórios naturais para o estudo da física e da vida das estrelas. Quanto mais estrelas houver num aglomerado, mais útil será, porque a maior amostra fornece mais chances de encontrar estrelas em fases evolutivas menos frequentes.

É por isso que os astrônomos estão procurando os aglomerados mais massivos da nossa Galáxia, aqueles com mais de dez mil estrelas. Até há vinte anos, pensava-se que estes se formavam apenas em galáxias distantes com propriedades exóticas, mas graças a estas investigações foi possível conhecer agora uma dúzia de aglomerados massivos muito jovens (com menos de 25 milhões de anos), e alguns muito antigos (com bilhões de anos), que são descendentes de aglomerados anteriormente jovens. Mas dificilmente existem aglomerados massivos conhecidos com idades intermediárias, e não se sabia com exatidão se não existiam ou se ainda não haviam sido encontrados. 

O recém-descoberto aglomerado, Valparaíso 1, está a cerca de sete mil anos-luz do Sol e contém pelo menos quinze mil estrelas. A sua descoberta inesperada, numa área bem explorada do céu, sugere que muitos outros aglomerados massivos podem estar escondidos nos campos estelares muito densos que os observadores encontram quando olham em direção ao centro da nossa Galáxia.

Valparaíso 1 contém dúzias de estrelas suficientemente brilhantes para serem observadas através de um telescópio amador, mas perdem-se no meio de uma multidão de estrelas que não pertencem ao aglomerado, que estão à frente ou por trás dele, e que disfarçam a estrutura do aglomerado. 

O aglomerado foi detectado graças ao satélite Gaia da ESA, um telescópio espacial que fornece posições e distâncias extremamente precisas de estrelas muito distantes, e com esta informação foi possível medir os minúsculos movimentos no céu das estrelas ao longo dos anos. Com a combinação de todas as informações, foram detectados aglomerados como grupos de estrelas, que estão à mesma distância de nós, que se movem juntas, grupos de estrelas mais fáceis de detectar usando a física do que apenas olhando para elas no céu.

O resultado foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Filamentos magnetizados tecem uma espetacular tapeçaria galáctica

Filamentos de gás superaquecido e campos magnéticos estão tecendo uma tapeçaria de energia no centro da Via Láctea.

© Chandra/MeerKAT (novo panorama do Centro Galáctico)

Foi realizado um novo mosaico desta obra-prima cósmica usando dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do radiotelescópio MeerKAT na África do Sul. O novo panorama do Centro Galáctico baseia-se em levantamentos anteriores do Chandra e de outros telescópios. 

Esta última versão expande a visão de alta energia do Chandra mais acima e mais abaixo do plano da Galáxia, ou seja, o disco onde reside a maioria das estrelas da Via Láctea. 

Na imagem apresentada, os raios X do Chandra estão em laranja, verde, azul e roxo, mostrando diferentes energias, e os dados de rádio do MeerKAT são mostrados em lilás e cinzento. 

Um filamento é particularmente intrigante porque tem raios X e emissão de rádio entrelaçados. Aponta perpendicularmente ao plano da Galáxia e tem cerca de 20 anos-luz de comprimento, mas apenas um centésimo deste tamanho em largura. 

Um novo estudo das propriedades de raios X e rádio deste filamento por Q. Daniel Wang da Universidade de Massachusetts em Amherst, EUA, sugere que estas características são unidas por tiras finas de campos magnéticos. Isto é semelhante ao que foi observado num filamento estudado anteriormente. 

O recém-estudado G0.17-0.41 (destacado em verde na imagem), está muito mais longe do plano da Galáxia. Estes filamentos podem ter sido formados quando os campos magnéticos alinhados em diferentes direções colidiram e se torceram num processo denominado reconexão magnética. Isto é semelhante ao fenômeno que afasta as partículas energéticas do Sol e é responsável pelo clima espacial que às vezes afeta a Terra. 

Um estudo detalhado destes filamentos ensina-nos mais sobre o clima espacial Galáctico que os astrônomos testemunharam por toda a região. Este clima é impulsionado por fenômenos voláteis, como explosões de supernova, estrelas próximas que liberam gás quente e surtos que expelem matéria de regiões perto de Saggitarius A*, o buraco negro supermassivo da nossa Galáxia. 

Além dos filamentos, o novo panorama revela outras maravilhas no Centro Galáctico. Por exemplo, a evidência de grandes nuvens de gás quente, que se estendem por cerca de 700 anos-luz acima e abaixo do plano da Galáxia, vistas aqui com mais detalhe do que nunca (são muito menores do que as Bolhas de Fermi que se estendem por cerca de 25.000 anos-luz acima e abaixo do plano da Galáxia). 

Estas plumas podem representar fluxos a uma escala galáctica, análogos às partículas expulsas do Sol. O gás é provavelmente aquecido por explosões de supernova e muitas reconexões magnéticas recentes que ocorrem perto do centro da Galáxia. Estes eventos de reconexão na Galáxia normalmente não são suficientemente energéticos para serem detectados em raios X, exceto para os mais energéticos no centro da Galáxia, onde o campo magnético interestelar é muito mais forte. 

Os eventos de reconexão magnética podem desempenhar um papel importante no aquecimento do gás existente entre as estrelas (o meio interestelar). Este processo também pode ser responsável por acelerar as partículas para produzir raios cósmicos como aqueles observados na Terra e a conduzir turbulência no meio interestelar que desencadeia o nascimento de novas gerações de estrelas. 

A imagem mostra que os filamentos magnéticos tendem a ocorrer nos limites externos das grandes plumas de gás quente. Isto sugere que o gás nas plumas está conduzindo campos magnéticos que colidem para criar os filamentos.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics