Anel gigante contendo buracos negros

O Arp 147, localizado a 430 milhões de anos-luz da Terra, contém os restos de uma galáxia espiral (à direita) que colidiu com a galáxia elíptica à esquerda, conforme visto na imagem a seguir obtida pelos telescópios Hubble e Chandra.

© Hubble/NASA (ARP 147)

Esta colisão produziu uma onda crescente de formação de estrelas que aparece como um anel azul com 30.000 anos-luz de diâmetro, contendo grande quantidade de estrelas massivas jovens. Estas estrelas durante sua evolução com cerca de alguns milhões de anos explodem como supernovas, deixando para trás estrelas de nêutrons e buracos negros.

Uma fração das estrelas de nêutrons e buracos negros terão estrelas companheiras, e podem tornar-se fontes brilhantes de raios-X, que são detectadas pelo telescópio de raios-X Chandra. As nove fontes de raios-X espalhadas por todo o anel no Arp 147 são tão brilhantes que elas devem conter buracos negros, com massas da ordem de 10 a 20 vezes maiores que a do Sol.

Uma fonte de raios-X também é detectada no núcleo da galáxia em vermelho do lado esquerdo e provavelvemente é devida a existência de um buraco negro supermassivo. Outros objetos não relacionados com o Arp 147 também são visíveis: uma estrela no primeiro plano no canto inferior esquerdo da imagem e um quasar de fundo como a fonte na cor rosa acima e à esquerda da galáxia vermelha.

Observações no infravermelho com o telescópio espacial Spitzer da NASA e observações no ultravioleta com o telescópio Galex (Galaxy Evolution Explorer) da NASA permitiram estimativas da taxa de formação de estrelas no anel. Estas estimativas combinadas com o uso de modelos para a evolução de estrelas binárias possibilitou inferir que a formação de estrelas mais intensa provavelmente terminou há cerca de 15 milhões de anos atrás.

Fonte: NASA

Névoa laranja e azul em Titã

A imagem abaixo foi realizda pela sonda Cassini da NASA apontada para a região polar sul da maior lua de Saturno, Titã, e mostra uma depressão dentro das camadas de névoa laranja e azul perto do polo sul do satélite.

© NASA/Cassini (Titã)

As camadas de névoa de alta altitude da lua aparecem em azul, enquanto que a principal névoa atmosférica aparece em laranja. A diferença na cor pode ser devido ao tamanho das partículas que formam a névoa. Provavelmente, se essa for a causa, a névoa azul é formada por partículas menores do que a névoa laranja.

A camada de depressão ou atenuada aparece na área de transição entre a névoa azul e laranja a aproximadamente um terço do caminho da borda esquerda da imagem. O polo sul da lua está na parte superior direita da imagem. Essa imagem sugere que o vórtice do polo norte de Titã, tem rotação de norte para sul.

 O polo sul de Titã está em sentido à escuridão à medida que o Sol avança em direção ao norte a cada dia que se passa. A camada superior de névoa na atmosfera de Titã ainda é iluminada pela luz do Sol.

A imagem foi feita através de uma combinação de outras imagens obtidas com os filtros espectrais azul, verde e vermelho gerando assim essa imagem em cor natural. A sonda Cassini captou esta imagem a uma distância aproximada de 134.000 quilômetros de Titã.

Fonte: NASA

Estrela mais rápida que se conhece gira a 2 milhões de km/h

Giro rápido

Astrônomos identificarama estrela em rotação mais rápida já vista até hoje.
A estrela jovem, brilhante e de elevada massa, situa-se na galáxia vizinha da Grande Nuvem de Magalhães, a cerca de 160.000 anos-luz de distância.
Os astrônomos acreditam que esta estrela pode ter tido um passado violento, tendo sido ejetada de um sistema de estrelas duplas pela sua companheira em fase de explosão.
A estrela, chamada VFTS 102, gira a mais de dois milhões de quilômetros por hora - um avião viajando a esta velocidade levaria cerca de 1 minuto para dar uma volta na Terra ao longo do equador.
Isto é mais de 300 vezes mais rápido do que o Sol e muito próximo do ponto onde a estrela seria desfeita em pedaços devido às forças centrífugas. A VFTS 102 é a estrela em rotação mais rápida que se conhece até hoje.

Estrela fugitiva

Os astrônomos descobriram também que a estrela, que tem cerca de 25 vezes a massa do Sol e é cerca de cem mil vezes mais brilhante, desloca-se no espaço a uma velocidade muito diferente da velocidade das suas companheiras.
A VFTS 102 desloca-se a cerca de 228 quilômetros por segundo, 40 quilômetros por segundo mais devagar do que estrelas semelhantes situadas na mesma região.
A diferença de velocidades pode indicar que a VFTS 102 seja uma estrela fugitiva - uma estrela que foi ejetada de um sistema de estrelas duplas depois da sua companheira ter explodido sob a forma de supernova.
Esta hipótese é corroborada por mais duas pistas adicionais: um pulsar e um resto de supernova a ele associado, encontrados na vizinhança da estrela.
Os pulsares têm origem nas explosões de supernovas. O núcleo da estrela colapsa, criando uma estrela de nêutrons muito pequena, que gira muito depressa, emitindo jatos de radiação muito intensos.
Estes jatos dão origem a uma "pulsação" regular observada a partir da Terra, à medida que a estrela roda em torno do seu eixo. O resto de supernova associado consiste em uma nuvem de gás característica, "soprada" pela onda de choque, que resulta do colapso da estrela numa estrela de nêutrons.

Roteiro para estrelas

A equipe desenvolveu um possível cenário evolutivo para esta estrela tão incomum.
O objeto poderia ter começado a sua vida como uma componente de um sistema estelar binário.
Se as duas estrelas estivessem próximas uma da outra, o gás da companheira poderia ter fluído continuamente na sua direção, fazendo com que a estrela começasse a rodar mais e mais depressa, o que explicaria o primeiro dos fatos incomuns - o porquê da sua rotação extremamente elevada.
Após um curto espaço de tempo na vida da estrela, de cerca de dez milhões de anos, a companheira de elevada massa teria explodido como uma supernova - o que explicaria a nuvem de gás característica, conhecida como resto de supernova, que se encontra nas proximidades.
A explosão teria também dado origem à ejeção da estrela, o que poderia explicar a terceira anomalia - a diferença entre a sua velocidade e a das outras estrelas da região.
Ao colapsar, a companheira de grande massa ter-se-ia transformado no pulsar que observamos hoje, completando assim a solução do quebra-cabeças.

Uma lâmpada de raios X

Em 1991 a astrofísica gaúcha Thaisa Storchi Bergmann descobriu um disco de matéria, uma nuvem achatada de gás ionizado, que gira em torno do buraco negro situado no centro da NGC 1097, uma bela galáxia espiral da constelação de Fornax, distante 45 milhões de anos-luz da Terra.

© ESO (galáxia espiral NGC 1097)

Durante uma década, a pesquisadora da Universidade Federal do Rio Grande do Sul (UFRGS) observou uma vez por ano a galáxia e constatou que o disco de gás não era uniforme. A nuvem continha um braço espiral que, a cada cinco anos e meio, dava uma volta completa em torno do buraco negro. A astrofísica também verificou que, por vezes, o disco se tornava mais brilhante do que o usual. Esses picos de luminosidade foram interpretados como sendo decorrentes de o buraco negro ter, nesses momentos, engolido mais matéria proveniente da nuvem, em razão de talvez haver ali uma maior densidade ou quantidade de gás para ser sugado. 

Novas observações feitas com o telescópio Gemini Sul, situado em Cerro Pachon, no Chile, entre o final do ano passado e o início de 2011, corrigiram a periodicidade em que ocorre o ciclo da volta completa do braço espiral para um intervalo de um ano e meio e identificaram uma segunda variação na luminosidade do disco ao redor do buraco negro da galáxia – desta vez com uma frequência temporal muito menor, da ordem de uma semana. As emissões em raios X da parte mais interna da nuvem gasosa, mais quente e que envolve diretamente o buraco negro, variam em questão de dias, como se fosse uma lâmpada, e o clarão se irradia do centro para as bordas do disco. Como demora cerca de uma semana para a luz viajar do centro para a periferia da nuvem, o tamanho do raio do disco de matéria deve ser de sete dias-luz. “Só conseguimos perceber essa variação porque fizemos observações semanais da galáxia durante três meses seguidos”, diz Thaisa.

O disco de matéria da NGC 1097 apresenta irregularidades. Sua região central é mais grossa do que os setores mais afastados do buraco negro. Tecnicamente, possui a forma de um toroide, uma figura que lembra um pneu ou biscoito com um furo no meio. “É como se essa rosquinha fosse uma lâmpada de alta energia fixada num poste que se encontra um pouco mais elevado do que o resto do disco de gás”, compara Thaisa. “Ela se acende ou se intensifica em função da quantidade de gás que cai no buraco negro.”

No estudo, os pesquisadores analisaram dados obtidos pelo Gemini referentes à chamada linha espectral H-alfa, a emissão de energia mais intensa e visível do átomo de hidrogênio, proveniente da zona periférica do disco. Concluíram que a variação de emissão nessa região se devia à reverberação da luminosidade originada na “rosquinha”. Não se sabe exatamente por que a lâmpada pisca em intervalos de sete dias, mas esse evento provavelmente tem a ver com as variações na quantidade de matéria sugada pelo buraco negro. “Ele estava acostumado com um regime de captura de gás e, de repente, se viu obrigado a engolir mais matéria”, compara o astrofísico brasileiro Rodrigo Nemmen, outro autor do trabalho, que faz pós-doutoramento no Goddar Space-Flight Center, da NASA.

Como se sabe, não é possível observar de forma direta um buraco negro, uma região do espaço tão densa e compactada, dotada de um enorme campo gravitacional, da qual nada escapa, nem a luz. Mas um objeto com essas características fornece pistas indiretas de sua presença. Quando se descobre uma fonte misteriosa de radiação, em especial de raios X, num ponto do Universo, como o centro de uma galáxia ativa, uma das possíveis explicações para o fenômeno é a existência de um buraco negro. Pouco antes de ser tragada pelo campo gravitacional do buraco negro, a matéria do disco de gás se encontra tão aquecida que libera energia na forma de radiação. Portanto, quando ocorre um pico de absorção de matéria, é esperado que a região mais interna do disco, a lâmpada, aumente sua luminosidade e reverbere essa energia extra para suas bordas.  

Conhecer o tempo que a luz demora para viajar da parte mais central para a periferia de uma nuvem de gás permite obter uma estimativa da dimensão do disco de matéria independentemente de outros modelos teóricos. “Tendo a dimensão do disco e a velocidade do gás em torno do mesmo, que inferimos a partir de emissões ópticas e pode chegar a 10 mil quilômetros por segundo, podemos obter a massa do buraco negro”, explica Thaisa. Por meio dessa abordagem alternativa, os astrofísicos brasileiros recalcularam esse parâmetro do buraco negro no centro da NGC 1097. Deu um resultado da ordem de 100 milhões de massas solares, número que é compatível com estimativas feitas por outras técnicas.

Fonte: FAPESP (Pesquisa)

Aurora Boreal

Nave espacial europeia será testada em janeiro

A IXV fará uma reentrada totalmente autônoma, com seu voo sendo o tempo todo controlado por motores e flaps aerodinâmicos.[Imagem: ESA/J.Huart]

 

Nave de reentrada

Menos de três anos depois de dar o sinal verde para a construção de sua primeira nave espacial retornável, a agência espacial europeia (ESA) agendou o primeiro teste de seu protótipo.

O IXV (Intermediate eXperimental Vehicle, ou Veículo Experimental Intermediário) fará seu primeiro teste de reentrada na atmosfera em Janeiro de 2012, em preparação para sua entrada em operação em 2014.

Lançado a partir do Espaçoporto Europeu, na Guiana Francesa, a bordo de um foguete Vega, a nave experimental atingirá uma órbita de 450 quilômetros de altitude, mais alta do que a órbita padrão da Estação Espacial Internacional.
Isto permitirá que a nave atinja uma velocidade de 7,5 km/s durante a reentrada na atmosfera, atingindo as marcas hipersônicas e supersônicas necessárias para testar tecnologias inéditas, nunca antes usadas em veículos espaciais.

Voo autônomo controlado

Ao contrário dos ônibus espaciais, a IXV fará uma reentrada totalmente autônoma, com seu voo sendo o tempo todo controlado por motores e flaps aerodinâmicos.

Esses flaps espaciais foram testados com sucesso em laboratório no último mês de Julho.
Depois de já totalmente na atmosfera, a nave será trazida ao solo por pára-quedas, completando um teste extremamente realístico - o lançamento equivalerá a uma missão real completa da nave, quando em operação definitiva.

Se tudo der certo, começará a fase final de montagem da primeira IXV real, que deverá fazer seu voo de estreia entre Janeiro e Setembro de 2014.
A ESA também já iniciou a construção do centro comando da missão IXV em terra, incluindo o prédio de controle da missão, os sistemas de telemetria e rastreamento, as antenas móveis e a rede de comunicações.
 
Foguete Vega

O teste também valerá para a validação final do foguete Vega, que ainda não está em operação comercial.
O Vega pode levar ao espaço cargas de até 2.500 kg, dependendo do tipo e da altitude da órbita - a referência é uma carga de 1.500 kg a uma altitude de 700 quilômetros.
A nave IXV pesa 1.800 kg, e terá versões para carga e para tripulantes.

Inatingível, Kepler-22b carrega esperança de vida extraterrestre

Um dos grandes anúncios da comunidade científica no ano, a descoberta do planeta Kepler-22b mexeu com a imaginação popular. Localizado em uma região habitável de outro sistema solar, ele renova a esperança do homem de encontrar alguma forma de vida fora da Terra. O problema é que ele está tão distante de nós - cerca de 600 anos-luz - que seriam necessárias algumas gerações de aventureiros espaciais até que alguém consiga chegar lá. Ou seja, pelo menos com a tecnologia atual, é impossível explorar esse corpo celeste.

Para Thais Russomano, PhD em fisiologia espacial e Coordenadora do Centro de Microgravidade da PUCRS, percorrer essa distância com a tecnologia existente é "algo inconcebível". "Uma nave espacial orbitando a Terra viaja a 27 mil km/h e, para romper a força gravitacional terrestre, precisa-se de 40 mil km/h. Apesar de parecer muito, não é nada se comparado à velocidade da luz, que é de 300 mil km/s. É impraticável chegarmos ao Kepler-22b com a tecnologia existente nesse início de terceiro milênio", lamenta.
Astrônomo e professor do Instituto de Física da Universidade Federal do Rio Grande do Sul, Kepler Oliveira concorda: "Não há nada que tenha massa que possa viajar na velocidade da luz. Muito menos numa velocidade maior", afirma o cientista.

Algumas teorias especulam uma possibilidade: o uso de dobras espaciais, também chamadas de "buracos de minhoca" (wormhole, em inglês), que serviriam como atalhos para viagens espaciais. A ideia se baseia na Teoria da Relatividade de Albert Einstein, que diz que grandes massas de gravidade aglomeradas criariam fendas no espaço-tempo, formando curvas imperceptíveis. Assim, seriam quatro dimensões: três relativas ao espaço (altura, largura e espessura) e mais uma, o tempo.

"Nesse sentido, o espaço seria dobrado, curvado, aproximando dois pontos distantes e diminuindo o tempo de passagem entre um e outro. Seria uma ponte entre duas partes distantes no espaço sideral. De forma simples, seria como pegar dois pontos de uma folha de 50 cm de comprimento e aproximá-los. Uma formiga teria de percorrer toda a superfície para passar de um ponto ao outro. Mas outro inseto poderia voar alguns milímetros e rapidamente cruzar os 50 cm do papel", explica Russomano.

Contudo, segundo Oliveira, isso é apenas teoria. "Não há qualquer esperança em atravessá-los, pois a matéria que entra neles perde qualquer informação sobre sua constituição", afirma.

Mesmo com todas as dificuldades, a descoberta de Kepler-22b estimula a imaginação dos cientistas. "Acredito que há outras formas de vida e também de vida inteligente em nossa galáxia ou em galáxias vizinhas e até nas mais distantes. Não creio ser a Terra o único planeta habitado. Então, descobrir novos mundos aptos para o desenvolvimento da vida é fundamental para o entendimento da própria vida humana, de nossa missão no Universo, do papel cósmico que temos. Uma era muito diferente surgirá no dia em que tivermos a prova de que não estamos sós. O descobrimento do Kepler-22b carrega, assim, um enorme simbolismo, mesmo que ainda inatingível", finaliza Russomano.

Galáxia vigorosa no alvorecer cósmico

Uma equipe internacional de astrônomos liderada por Masami Ouchi, da Universidade de Tóquio descobriu uma galáxia vigorosa em formação que surgiu cerca de 750 milhões de anos após o Big Bang.

 © Sptizer/Hubble (galáxia vigorosa no alvorecer cósmico) 

Esta galáxia, chamada GN-108036, foi uma excelente fonte de formação de estrelas na alvorada cósmica, que estava gerando uma quantidade excepcional de estrelas.

A equipe obteve os espectros da GN-108036 e calculou sua distância da Terra para confirmar que é uma das galáxias mais distantes já descobertas. Uma análise de imagens de arquivo revelaram a ocorrência de formação de estrelas extremamente enérgetica dentro dela, com uma grande massa de gás equivalente a cerca de uma centena de sóis por ano, estava gerando estrelas. Embora nove galáxias com cerca de 600 a 800 anos após o Big Bang foram confirmadas até o momento, a GN-108036 formou estrelas muito mais vigorosamente do que as outras galáxias. O líder da equipe Ouchi, comentou: "As galáxias estavam ativamente formando estrelas muito tempo depois do Big Bang, e algumas delas foram comparáveis ​​ou até mesmo mais ativas do que a GN-108036. A descoberta significativa sobre a GN-108036 é que ela demonstra a existência de uma galáxia de formação estelar vigorosa quando o Universo ainda era muito frio e escuro. "

Cerca de 380.000 anos após o Big Bang, uma diminuição na temperatura do Universo devida aos elétrons e prótons ao se juntarem para formar hidrogênio neutro. O Universo entrou na sua "idade escura" neste momento. Bahram Mobasher, um membro da equipe da Universidade da Califórnia, Riverside, explicou como a idade das trevas terminou: "Ela terminou quando nuvens de gás de hidrogênio neutro colapsou para gerar estrelas, formando as primeiras galáxias, o que provavelmente irradiou fótons de alta energia e reionizando o Universo. As galáxias como a GN-108036 podem ter contribuído para o processo de reionização, que é responsável pela transparência do Universo hoje. "
Para determinar a distância até a galáxia, os astrônomos utilizaram o espectrógrafo do Observatório Keck. Os dados coletados coletados mostraram uma linha Lyman-alfa, que indica as emissões de hidrogênio brilhante na parte ultravioleta do espectro. Atenuação de hidrogênio neutro no meio intergaláctico causou a sua esperada assimetria.

Os astrônomos detectaram sinais por meio de observações recentes descobrindo que a galáxia tem um diâmetro de cerca de 5.000 anos-luz, apenas 5% mais extensa que a Via Láctea, e que a quantidade de estrelas que nascem a cada ano foi mais de dez vezes maior do que em outras galáxias a uma distância comparável.

Curiosamente, várias equipes de astrônomos relataram descobertas de galáxias compactas e maciças de idade em torno de quatro bilhões de anos após o Big Bang. Como se formaram permanece um mistério. A formação estelar das galáxias, tais como a GN-108036 pode ser os ancestrais de galáxias desse tipo. Investigações detalhadas sobre a natureza da GN-108036 vai fornecer informação importante para compreender as fases iniciais da formação e evolução das galáxias.

Esta pesquisa será publicada no dia 10 de janeiro de 2012 na edição do The Astrophysical Journal. A pesquisa é baseada nos dados coletados no telescópio Subaru, que é operado pelo NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), o Observatório Keck, que é operado como uma parceria científica entre o Instituto de Tecnologia da Califórnia e a NASA, o telescópio espacial Hubble, gerido pela NASA e a ESA, o telescópio Spitzer do JPL (Jet Propulsion Laboratory) da NASA.

Fonte: NAOJ

A Nebulosa da Coroa de Flores

A WISE (Wide-field Infrared Surevey Explorer) da NASA captou a foto abaixo da chamada Nebulosa da Coroa de Flores.

© WISE (nebulosa Barnard 3)

O nome oficial da nebulosa é: Barnard 3 ou IRAS Ring G159.6-18.5. Nuvens interestelares como essa são verdadeiros berçários cósmicos, locais onde estrelas estão nascendo.

O anel verde é feito de pequenas partículas de poeira quente que tem composição semelhante à névoa encontrada na Terra. A nuvem vermelha, no meio é provavelmente feita de poeira que é mais metálica e mais fria do que as regiões ao redor. A brilhante estrela no meio da nuvem vermelha, chamada de HD 278942, é tão luminosa que ela é provavelmente o que faz com que o anel ao redor brilhe. De fato, ventos estelares poderosos são os responsáveis por limpar a poeira quente ao redor e criar a forma anelada. A região que brilha intensamente na cor amarelo-esverdeado, à esquerda do centro é similar ao anel, apesar de ser mais densa. As estrelas brancas-azuladas dispersas através da cena estão localizadas tanto na frente como além da nebulosa.

Regiões similares à Nebulosa da Coroa de Flores são encontradas perto da banda da Via Láctea no céu noturno. A Nebulosa da Corao de Flores está um pouco afastada dessa banda, perto da borda entre a constelação de Perseus e Taurus, mas ela está localizada relativamente próxima da Terra a aproximadamente 1.000 anos-luz, a nuvem ainda é parte da Via Láctea.

As cores usadas nessa imagem representam comprimentos de onda específicos da luz infravermelha. A cor azul e ciano representa a luz com comprimento de onda de 3,4 e 4,6 mícron emitida predominantemente pelas estrelas. As cores verde e vermelha representam a luz de 12 e 22 mícron respectivamente, emitidas preferencialmente pela poeira.

Fonte: NASA

Dois novos exoplanetas menores que a Terra

Descoberto um par de exoplanetas ainda mais diminutos que os outros dois anunciados recentemente pela NASA.

© Charpinet (ilustração dos exoplanetas ao redor da estrela KOI 55)

Os astros recém-descobertos são remanescentes de planetas gigantes que foram engolidos por sua estrela e depois "cuspidos" como "caroços". 

A descoberta foi feita com a análise de dados do mesmo telescópio espacial, o Kepler, mas por um grupo diferente, liderado pelo francês Stephane Charpinet. 

Os novos planetas têm 86,7% e 75,9% do raio da Terra e massas estimadas em 44% e 65%. Eles têm órbita muito próxima de sua estrela e possui superfície quente demais para abrigar água líquida e vida.

O aspecto mais inusitado dos planetas é que no centro do sistema estelar que os abriga está a KOI 55, estrela de idade avançada e que já passou pela fase em que se torna uma gigante vermelha. 

É o mesmo destino previsto para o Sol, daqui a 5 bilhões de anos, quando o hidrogênio, combustível para a fusão nuclear em seu interior, começar a se esgotar.

No passado, os planetas em torno de KOI 55, batizados apenas como KOI 55.01 e KOI 55.02, eram provavelmente astros com tamanhos similares aos de Júpiter e Saturno, os gigantes gasosos do Sistema Solar.

Quando a estrela começou a virar uma gigante vermelha, sua atmosfera estelar começou a se expandir tanto que encobriu os dois planetas.

O grupo de Charpinet descreve no estudo o que acha que ocorreu após a estrela "engolir" os exoplanetas. Esse astros só acabaram engolfados na atmosfera estelar porque, apesar de ser grandes, tinham órbitas curtas, como a Terra. 

"Enquanto eles iam cavando seu caminho em meio ao envelope estelar, iam perdendo toda a camada exterior de gás e expelindo também o gás da atmosfera da gigante vermelha, fazendo-a perder massa", explicou Betsy Green, da Universidade do Arizona, astrônoma que participou do estudo.

Se os planetas fossem pequenos naquela época, provavelmente não teriam sobrevivido. Só existem hoje porque começaram com uma quantidade de massa grande antes de sofrer atrito. 

Os planetas acabaram varrendo para fora a atmosfera da gigante vermelha, que pode ter perdido mais de 50% de sua massa. Agora ela é uma estrela da classe das sub-anãs quentes tipo B, que possuem um núcleo de hélio inerte e geram energia por fusão nuclear em camadas mais exteriores.

A descoberta dos planetas ocorreu meio por acaso. Charpinet e Green começaram a observar a KOI 55 para entender os modos de vibração da estrela, que exibe movimentos similares aos terremotos da Terra. A vibração causa oscilações no brilho que podem revelar propriedades interessantes da estrela, como sua massa e seu raio. 

Mas duas das oscilações periódicas que os cientistas detectaram tinham períodos de cinco a oito horas, longos demais para terremotos.

Charpinet concluiu que a probabilidade maior era a de que a oscilação de brilho estivesse sendo causada por planetas refletindo a luz de KOI 55, assim como os períodos da Lua refletem luz solar em quantidade diferente para a Terra. 

Os planetas rebatem uma quantidade enorme de luz, pois estão a menos de um centésimo da distância que a Terra está do Sol.

Fonte: Nature

Pulsar num remanescente de supernova

Dados do observatórios de raios-X Chandra da NASA e do XMM-Newton da ESA foram combinados para descobrir um pulsar jovem nos restos de uma supernova localizada na Pequena Nuvem de Magalhães.

© NASA/ESA (pulsar SXP 1062)

Isto pode ser a primeira vez que um pulsar, uma estrela muito densa, foi encontrado em um remanescente de supernova na Pequena Nuvem de Magalhães, uma diminuta galáxia satélite da Via Láctea.
Duas equipes diferentes de cientistas estimam que o remanescente de supernova em torno do pulsar SXP 1062 tem entre 10.000 e 40.000 anos. Isto significa que o pulsar é muito jovem, do ponto de vista astronômico, desde que foi supostamente formado na mesma explosão que produziu o remanescente de supernova. 

A pesquisa começou com modelos teóricos para entender a evolução deste objeto incomum. Os dados ópticos também exibe formações espetaculares de gás e poeira em uma região de formação estelar no lado esquerdo da imagem. Uma comparação entre a imagem do Chandra com imagens ópticas mostram que o pulsar tem um companheiro quente e maciço.

Os astrônomos estão interessados ​​no SXP 1062 porque os dados do Chandra e do XMM-Newton mostram que ele está girando muito lentamente, uma vez a cada 18 minutos. Em contrapartida, alguns pulsares giram várias vezes por segundo, incluindo a maioria dos pulsares recém-nascidos.

Na imagem os dados em raios-X do Chandra e do XMM-Newton estão em azul e os dados ópticos do Observatório Interamericano Cerro Tololo, no Chile, estão em vermelho e verde. O pulsar SXP 1062 é a fonte luminosa em branco localizado no lado direito da imagem no meio da emissão difusa em azul dentro de um escudo vermelho.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Rússia lança nave à estação espacial internacional nesta quarta

A Rússia lança nesta quarta-feira a nave Soyuz TMA-22 à Estação Espacial Internacional (ISS, na sigla em inglês) com três tripulantes a bordo, um russo, um holandês e um americano, informou a agência espacial Roscosmos. A tripulação é formada pelo cosmonauta russo Oleg Kononenko, o americano Donald Pettit e o holandês André Kuipers.
O lançamento da nave Soyuz TMA-22 está previsto para 11h16 (horário de Brasília) da base de Baikonur, no Cazaquistão. Em 13 de novembro, chegaram à ISS a bordo da Soyuz TMA-22 outros três tripulantes: os russos Anton Shkaplerov e Anatoli Ivanishin e o americano Daniel Burbank.
O calendário de voos espaciais programados pela Rússia foi revisado em várias ocasiões pela necessidade de fazer mais testes com os motores do foguete Soyuz, cuja falha levou à perda do cargueiro espacial Progress M-12M, que caiu em 24 de agosto na Sibéria. O acidente do Progress foi o primeiro desde 1978 e ocorreu pouco depois que os cargueiros e as naves Soyuz russas se tornaram a única ligação entre a Terra e a ISS, após a "aposentadoria" das naves americanas.

Telescópio Hubble registra galáxia em forma de rosa

Astrônomos do Instituto de Ciência do Telescópio Espacial, nos Estados Unidos, apontaram as lentes do telescópio Hubble para um grupo de galáxias especialmente fotogênico que está a 200 milhões de anos-luz da Terra, chamado Arp 273. A imagem faz parte da comemoração de aniversário do lançamento do Hubble, enviado ao espaço em 1990.

A maior das galáxias em espiral, conhecida por UGC 1810, possui um disco distorcido, na forma de uma rosa, pelo campo gravitacional da galáxia companheira logo abaixo, chamada UGC 1813. Os detalhes azuis no topo da imagem mostram a luz combinada de agrupamentos de estrelas jovens e quentes. Esses astros brilham fortemente na parte ultravioleta do espectro de cores.

A galáxia menor, na base da imagem, mostra sinais de intensa formação de estrelas no centro, talvez iniciada pelo encontro com a galáxia maior. A interação entre os gigantescos corpos astronômicos foi registrada no dia 17 de dezembro.

NASA Discovers First Earth-size Planets Beyond Our Solar System

MOFFET FIELD, Calif. -- NASA's Kepler mission has discovered the first Earth-size planets orbiting a sun-like star outside our solar system. The planets, called Kepler-20e and Kepler-20f, are too close to their star to be in the so-called habitable zone where liquid water could exist on a planet's surface, but they are the smallest exoplanets ever confirmed around a star like our sun.

The discovery marks the next important milestone in the ultimate search for planets like Earth. The new planets are thought to be rocky. Kepler-20e is slightly smaller than Venus, measuring 0.87 times the radius of Earth. Kepler-20f is a bit larger than Earth, measuring 1.03 times its radius. Both planets reside in a five-planet system called Kepler-20, approximately 1,000 light-years away in the constellation Lyra.

Kepler-20e orbits its parent star every 6.1 days and Kepler-20f every 19.6 days. These short orbital periods mean very hot, inhospitable worlds. Kepler-20f, at 800 degrees Fahrenheit, is similar to an average day on the planet Mercury. The surface temperature of Kepler-20e, at more than 1,400 degrees Fahrenheit, would melt glass.

“The primary goal of the Kepler mission is to find Earth-sized planets in the habitable zone," said Francois Fressin of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, Mass., lead author of a new study published in the journal Nature. "This discovery demonstrates for the first time that Earth-size planets exist around other stars, and that we are able to detect them.”

The Kepler-20 system includes three other planets that are larger than Earth but smaller than Neptune. Kepler-20b, the closest planet, Kepler-20c, the third planet, and Kepler-20d, the fifth planet, orbit their star every 3.7, 10.9 and 77.6 days. All five planets have orbits lying roughly within Mercury's orbit in our solar system. The host star belongs to the same G-type class as our sun, although it is slightly smaller and cooler.

The system has an unexpected arrangement. In our solar system, small, rocky worlds orbit close to the sun and large, gaseous worlds orbit farther out. In comparison, the planets of Kepler-20 are organized in alternating size: large, small, large, small and large.

"The Kepler data are showing us some planetary systems have arrangements of planets very different from that seen in our solar system," said Jack Lissauer, planetary scientist and Kepler science team member at NASA's Ames Research Center in Moffett Field, Calif. "The analysis of Kepler data continue to reveal new insights about the diversity of planets and planetary systems within our galaxy."

Scientists are not certain how the system evolved but they do not think the planets formed in their existing locations. They theorize the planets formed farther from their star and then migrated inward, likely through interactions with the disk of material from which they originated. This allowed the worlds to maintain their regular spacing despite alternating sizes.

The Kepler space telescope detects planets and planet candidates by measuring dips in the brightness of more than 150,000 stars to search for planets crossing in front, or transiting, their stars. The Kepler science team requires at least three transits to verify a signal as a planet.

The Kepler science team uses ground-based telescopes and the Spitzer Space Telescope to review observations on planet candidates the spacecraft finds. The star field Kepler observes in the constellations Cygnus and Lyra can be seen only from ground-based observatories in spring through early fall. The data from these other observations help determine which candidates can be validated as planets.

To validate Kepler-20e and Kepler-20f, astronomers used a computer program called Blender, which runs simulations to help rule out other astrophysical phenomena masquerading as a planet.

On Dec. 5 the team announced the discovery of Kepler-22b in the habitable zone of its parent star. It is likely to be too large to have a rocky surface. While Kepler-20e and Kepler-20f are Earth-size, they are too close to their parent star to have liquid water on the surface.

"In the cosmic game of hide and seek, finding planets with just the right size and just the right temperature seems only a matter of time," said Natalie Batalha, Kepler deputy science team lead and professor of astronomy and physics at San Jose State University. "We are on the edge of our seats knowing that Kepler's most anticipated discoveries are still to come."

NASA's Ames Research Center in Moffett Field, Calif., manages Kepler's ground system development, mission operations and science data analysis. JPL managed the Kepler mission's development.

Ball Aerospace and Technologies Corp. in Boulder, Colo., developed the Kepler flight system and supports mission operations with the Laboratory for Atmospheric and Space Physics at the University of Colorado in Boulder.

The Space Telescope Science Institute in Baltimore archives, hosts and distributes Kepler science data. Kepler is NASA's 10th Discovery Mission and is funded by NASA's Science Mission Directorate at the agency's headquarters in Washington.

Dois exoplanetas do tamanho da Terra

Foram encontrados dois mundos do tamanho da Terra em órbita de uma estrela similar ao nosso Sol, em outro grande avanço na busca pelos chamados exoplanetas.

 

Um dos exoplanetas é apenas 3% maior do que a Terra e o outro, 13% menor, de proporção um pouco inferior à de Vênus.

Pressupõe-se que os planetas tenham uma composição rochosa similar à da Terra, mas eles orbitam tão perto de sua estrela, a Kepler-20, que a temperatura provavelmente seria alta demais para possibilitar a vida. O exoplaneta maior, Kepler-20f, completa um ano em 19,5 dias e deve ter uma atmosfera espessa de vapor d'água, enquanto o menor, Kepler-20e, dá uma volta completa na estrela em apenas 6,1 dias.

A descoberta dos dois foi uma façanha técnica. Eles são os menores exoplanetas encontrados desde que o primeiro mundo além do nosso Sistema Solar foi detectado oficialmente, em 1995. Sua distância também é enorme: a Kepler-20 fica a 3,9 mil anos-luz da Terra. Até agora, 708 planetas foram detectados em 534 sistemas solares, segundo um cálculo compilado pela Enciclopédia de Planetas Extrassolares.

Quase todos são gigantes gasosos ou estão situados perto ou longe demais de sua estrela para permitir que haja água em estado líquido. Apenas três foram confirmados como rochosos e orbitam a "zona Goldlocks", onde a temperatura é agradável. Dois deles, Gliese 581d e HD 85512b, orbitam estrelas mais frias e menores que o Sol. O terceiro é o Kepler-22b, anunciado em 5 de dezembro, que tem 2,4 vezes o tamanho da Terra e orbita uma estrela similar ao Sol a cada 290 dias.

As duas novas descobertas foram encontradas por uma equipe chefiada por François Fressin, do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, usando o telescópio espacial orbital Kepler, da NASA, que monitora mais de 150 mil estrelas a partir de minúsculas variações de luz. O sinal detectado pelo telescópio pode ser devido à um exoplaneta que está passando em frente a uma estrela.

Fonte: Nature

O menor buraco negro do Universo

Uma equipe internacional de astrônomos identificou um candidato para o buraco negro mais pequeno conhecido usando dados de RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) da NASA.

 

© NASA/GSFC (ilustração do disco formado no buraco negro)

A evidência vem de um tipo específico de raio-X padrão, apelidado de "batimento cardíaco" por causa de sua semelhança com um eletrocardiograma.

O buraco negro foi denominado IGR J1709-3624 após a obtenção das coordenadas astronômicas de sua posição no céu. O sistema binário combina uma estrela normal com um buraco negro que pode pesar menos do que três vezes a massa do Sol; que está perto do limite teórico de massa, onde os buracos negros se tornam possíveis.

O gás da estrela normal flui em direção ao buraco negro e forma um disco em torno dele. A fricção dentro do disco aquece o gás a milhões de graus, o que é quente o suficiente para emitir raios-X. Variações cíclicas na intensidade dos raios-X observadas refletem processos que ocorrem dentro do disco de gás. Os cientistas acreditam que as mudanças mais rápidas ocorrem perto do horizonte de eventos do buraco negro.
O sistema binário foi identificado durante uma explosão em 2003. Arquivamento de dados de várias missões espaciais mostram que se torna ativo cada poucos anos. Sua explosão mais recente começou em fevereiro e está em curso. O sistema está localizado na direção da constelação do Escorpião, mas a distância não está bem estabelecida, localizado a 16.000 anos-luz ou mais de 65.000 anos-luz de distância.

O detentor do recorde para uma ampla variabilidade de raios-X é um outro sistema binário do buraco negro chamado GRS 1915+105. Este sistema é único em exibição de mais de uma dúzia de padrões altamente estruturados, tipicamente com duração entre segundos e horas.
"Nós pensamos que a maioria destes padrões representam ciclos de acumulação e de ejeção de um disco instável, e agora vemos sete deles no IGR J17091", disse Tomaso Belloni do Observatório Brera em Merate, na Itália.

O GRS 1915 tem um forte campo magnético perto do horizonte de eventos, onde ejeta parte do gás em direções opostas com cerca de 98% da velocidade da luz.

Mudanças no espectro de raios-X observadas pelo RXTE durante cada batimento revelam que a região mais interna do disco emite radiação suficiente para empurrar para trás o gás, criando um vento forte para fora que interrompe o fluxo para dentro. Eventualmente, o disco interno fica tão brilhante e quente que essencialmente se desintegra e mergulha em direção ao buraco negro, restabelecendo o jato e começando um novo ciclo. Todo esse processo acontece em menos de 40 segundos.

A emissão do batimento do IGR J17091 pode ser 20 vezes mais fracas que do GRS 1915 e pode circular cerca de oito vezes mais rápido, em menos de cinco segundos.

Estima-se que a massa do GRS 1915 é cerca de 14 vezes da massa do Sol, colocando-o entre os buracos negros mais maciços conhecidos que se formaram por causa do colapso de uma única estrela.

Esta análise é apenas o início de um programa maior para comparar esses dois buracos negros em detalhe utilizando dados do RXTE, do satélite Swift da NASA e do observatório XMM-Newton.
Um artigo descrevendo esta pesquisa foi publicado no The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Centaurus A: uma galáxia canibal

A Centaurus A (NGC 5128) é a galáxia elíptica gigante mais próxima da Terra, situada a cerca de 11 milhões de anos-luz de distância. É um dos objetos mais estudados no céu meridional.

© ESO (galáxia NGC 5128)

Já em 1847 a sua aparência única tinha suscitado o interesse do famoso astrônomo inglês John Herschel, que catalogou os céus austrais, compilando uma lista detalhada de nebulosas.

No entanto, Herschel não podia saber que esta linda e espectacular aparência se deve a uma camada opaca de poeira que cobre a parte central da galáxia. Esta poeira deve ser os restos de uma fusão cósmica entre uma galáxia elíptica gigante e uma galáxia espiral mais pequena com muita poeira.

Esta galáxia, há cerca de 200 a 700 milhões de anos, consumiu uma pequena galáxia espiral rica em gás - o conteúdo da qual parece encontrar-se em movimento no interior do núcleo de Centaurus A, provavelmente dando origem a novas gerações de estrelas.

Os primeiros vislumbres dos restos desta refeição foram obtidos graças a observações feitas com o Observatório Espacial Infravermelho da ESA (ESA Infrared Space Observatory), as quais revelaram uma estrutura com uma dimensão de 16.500 anos-luz, muito semelhante à de uma pequena galáxia barrada. Mais recentemente, o telescópio espacial Spitzer da NASA resolveu esta estrutura num paralelograma, o qual pode ser explicado como o resto de uma galáxia espiral rica em gás que se encontra em queda na direcção de uma galáxia elíptica e se vai torcendo e deformando durante o processo. A fusão de galáxias é o mecanismo mais comum para explicar a formação de galáxias elípticas gigantes.

Estas imagens obtidas com o telescópio de 3,58 metros, o New Technology Telescope instalado no Observatório do ESO de La Silla, proporcionaram aos astrônomos uma visão ainda mais nítida da estrutura desta galáxia, completamente livre de poeiras. As imagens originais, obtidas no infravermelho próximo através de três filtros diferentes(J, H, K) foram combinadas utilizando uma nova técnica que retira o efeito de ecrã escuro da poeira, resultando assim uma imagem limpa do centro da galáxia.

O que os astrônomos descobriram é surpreendente: “Existe claramente um anel de estrelas e enxames escondido por trás das camadas de poeira, e as nossas imagens mostram-no bem, com um detalhe sem precedentes,” diz Jouni Kainulainen, autor principal do artigo que apresenta estes resultados. “Uma análise mais detalhada desta estrutura fornecerá importantes pistas sobre como terá ocorrido o processo de fusão e qual terá sido a função da formação estelar durante o mesmo.”

Os pesquisadores estão entusiasmados com as possibilidades desta nova técnica: “Estes são os primeiros passos no desenvolvimento de uma nova técnica que tem o potencial de traçar, a alta resolução e de maneira bastante eficaz, nuvens de gás gigantes noutras galáxias,” explica o co-autor João Alves. “Saber como estas nuvens gigantes se formam e evoluem é compreender como é que as estrelas se formam nas galáxias.”

Esperando pelos novos telescópios planeados, tanto terrestres como espaciais, “esta técnica é complementar dos dados de rádio que o ALMA obterá para galáxias próximas, e ao mesmo tempo abre boas perspectivas de investigação de populações estelares extragalácticas, com o futuro European Extremely Large Telescope do ESO e com o Telescópio Espacial James Webb, uma vez que a poeira é omnipresente nas galáxias,” diz o co-autor Yuri Beletsky.

Observações anteriores feitas com o instrumento ISAAC montado no VLT (Very Large Telescope) do ESO revelaram que existe um buraco negro de grande massa no interior de Centaurus A.

© ESO (centro de Centaurus A)

A sua massa é cerca de 200 milhões de vezes a massa do nosso Sol, ou ainda, 50 vezes mais maciço que o buraco negro que se encontra no centro da nossa Via Láctea. Contrastando com a nossa galáxia, o buraco negro de grande massa na Centaurus A está sendo continuamente alimentado por matéria que cai no seu interior, fazendo com que esta galáxia gigante seja muito ativa. De fato, Centaurus A é uma das fontes de rádio mais brilhantes do céu. Jatos de partículas altamente energéticas vindas do centro, são igualmente observadas em imagens de rádio e raios-X.

Fonte: ESO e Daily Galaxy

Sonda russa desgovernada vai cair na Terra em janeiro

A sonda russa Phobos-Grunt, presa na órbita de Terra desde que falha após lançamento no início de novembro impediu que seguisse viagem para estudar uma das luas de Marte, deve reentrar na atmosfera terrestre em janeiro, informou nesta sexta-feira a Roscosmos, agência espacial da Rússia. Segundo a instituição, de 20 a 30 fragmentos da nave, com um peso total de 200 quilos, devem sobreviver à queda e atingir a superfície, mas o combustível tóxico e os cerca de 10 quilos de material radioativo a bordo não apresentariam riscos de contaminação.

De acordo com a Roscosmos, a Phobos-Grunt vai cair entre os dias 6 e 19 de janeiro em qualquer ponto de uma grande faixa que vai de 51,4 graus de latitude Norte e 51,4 graus de latitude Sul da Terra, o que inclui a maior parte dos continentes do planeta. Embora tenha perdido contato com a sonda desde a falha depois do lançamento, esta é a primeira vez que a agência admite a perda da nave de mais de US$ 170 milhões.

Com uma massa total de mais de 13 toneladas, a maior parte combustível que seria gasto na viagem para Marte, a Phobos-Grunt tornou-se agora apenas mais um grande pedaço de lixo espacial na órbita da Terra. E a maior preocupação dos especialistas é justamente com este combustível, que pode ter congelado e também sobreviver em parte à reentrada na atmosfera, contaminando a área onde cair.

Robô marciano começa medir radiação perigosa para astronautas

Radiação cósmica

O robô marciano Curiosity não esperou chegar a Marte para começar a fazer suas pesquisas.
Mesmo com o enorme jipe, do tamanho de um SUV, encapsulado dentro de sua concha protetora, a sonda começou a monitorar a radiação que permeia todo o espaço, vinda do Sol e de muito mais longe.

Os dados vão ajudar a planejar as futuras viagens tripuladas a Marte.

O jipe marciano leva a bordo um instrumento chamado RAD (Radiation Assessment Detector, detector para avaliação da radiação, em tradução livre).
O objetivo do RAD é monitorar partículas atômicas e subatômicas de alta energia, vindas do Sol, de supernovas distantes e mesmo de fontes ainda desconhecidas.
Conhecer a intensidade dessa radiação é essencial para projetar as naves interplanetárias, que deverão simular ao máximo as condições de vida na superfície da Terra.

Modelo de astronauta
As partículas cósmicas compõem uma radiação que pode ser perigosa para qualquer ser vivo no espaço, principalmente durante as longas viagens a Marte, quando o tempo de exposição a elas será maior.
"O RAD está servindo como um modelo de um astronauta dentro de uma espaçonave viajando para Marte," afirmou Don Hassler, um dos idealizadores do aparelho. "O instrumento está lá no meio da espaçonave, como estaria um astronauta."

E não se trata apenas de testar os próprios escudos de proteção: novas partículas são geradas quando as partículas cósmicas atingem as estruturas da nave, feitas de diversos tipos de material.
Em algumas circunstâncias, as partículas secundárias podem ser ainda mais perigosas do que as partículas primárias.
O instrumento continuará seu trabalho após a chegada ao planeta, medindo a radiação que atinge a superfície de Marte.

Uma jovem estrela diabólica

Apesar das cores celestiais da imagem a seguir, não tem nada de pacífico sobre a região de formação de estrela conhecida como S106 ou Sh 2-106.

© Hubble (região S106)

Uma jovem estrela diabólica, denominada de S106 IR, localiza-se no material ejetado a alta velocidade, que corrompe o gás e a poeira ao redor. A estrela tem uma massa de mais ou menos 15 vezes a massa do Sol e está na fase final de seu processo de formação. Em breve ela irá acalmar e entrar na sequência principal onde passará a fase adulta de sua vida.

No momento, a S106 IR permanece mergulhada em sua nuvem natal, mas está se rebelando contra ela. O material expelido da estrela não somente dá à nuvem a forma de uma ampulheta mas também faz o gás hidrogênio ficar muito quente e turbulento.

A estrela jovem também aquece o gás ao redor, fazendo com que alcance temperaturas de 10.000ºC. A radiação da estrela ioniza os lobos de hidrogênio fazendo com que eles brilhem. A luz desse gás brilhante é colorida de azul na imagem.

Separando essas regiões de gás brilhante existe uma espessa linha de poeira mais fria, que aparece em vermelho na imagem. Esse material escuro esconde quase que completamente a estrela ionizada da nossa visão, mas o jovem objeto ainda pode ser visto através da parte mais selvagem da linha de poeira.

O S106 foi o 106˚ objeto a ser catalogado pelo astrônomo Stewart Sharpless em 1950. Ela está localizada a poucos milhares de anos-luz de distância na direção da constelação de Cygnus, o Cisne. A nuvem por si só é relativamente pequena para os padrões das regiões de formação de estrelas, aproximadamente 2 anos-luz ao longo do eixo maior. Isso representa aproximadamente a metade da distância entre o Sol e a estrela mais próxima, a Proxima Centauri.

Fonte: ESA

Uma galáxia transbordando de estrelas novas

A NGC 253 brilha a cerca de 11,5 milhões de anos-luz de distância na constelação austral do Escultor.

© ESO (galáxia NGC 253)

 

É muitas vezes apenas chamada Galáxia do Escultor, embora se lhe dêem também outros nomes como a Galáxia da Moeda de Prata ou do Dolar de Prata. É facilmente observável através de binóculos, já que é uma das galáxias mais brilhantes no céu, depois da enorme vizinha da Via Láctea, a Galáxia de Andrômeda.

 

Os astrônomos observaram formação estelar muito intensa espalhada por toda a galáxia e classificaram-na como uma galáxia de formação estelar explosiva. Mais pormenores sobre a NGC 253 foram obtidos com o Very Large Telescope do ESO (VLT) e com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. Em 2009, estes instrumentos mostraram que, no seu centro, a NGC 253 alberga um buraco negro supermassivo com propriedades muito semelhantes às do buraco negro que se esconde no centro da Via Láctea. 

 

Os muitos nodos brilhantes que polvilham a galáxia são maternidade estelares, onde estrelas quentes jovens começam a brilhar. A radiação emitida por estas jovens gigantes azuis-esbranquiçadas faz brilhar intensamente as nuvens de hidrogênio que se encontram em seu redor.

 

Esta galáxia foi descoberta por uma astrônoma alemã-inglesa, Caroline Herschel, irmã do famoso astrônomo William Herschel, quando procurava cometas em 1783. Os Herschels teriam ficado maravilhados com o rico e imenso detalhe desta imagem da NGC 253 obtida pelo VST.

 

Esta imagem foi captada durante a fase de verificação científica do VST -  quando o desempenho científico do telescópio é testado antes do começo das operações. Os dados VST foram combinados com imagens no infravermelho do VISTA de modo a identificarem-se as gerações de estrelas mais jovens presentes na galáxia. A imagem tem mais de 12.000 pixels de comprimento e as excelentes condições atmosféricas do céu  do Observatório do Paranal do ESO, combinadas com a óptica do telescópio, resultaram em imagens de estrelas muito nítidas espalhadas por toda a imagem.

 

O VST é um telescópio de rastreio de campo largo de 2,6 metros de diâmetro, com um tamanho de campo de um grau - correspondente a duas vezes o tamanho da Lua Cheia. O projeto VST é uma colaboração entre o INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) através do Osservatorio Astronomico di Capodimonte em Nápoles (Itália) e o ESO. A câmara OmegaCAM com 268 milhões de pixels, no coração do telescópio, foi montada para mapear o céu de forma rápida mas com qualidade de imagem exemplar. O VST é o maior telescópio do mundo concebido exclusivamente para mapear o céu no visível, complementando assim o VISTA, o telescópio de rastreio infravermelho do ESO, também instalado no Paranal.

 

Observando esta imagem de forma ampliada não só nos dá a possibilidade de inspecionar detalhadamente a formação estelar nos braços em espiral da galáxia, mas também nos revela a rica tapeçaria de fundo, composta por galáxias muito mais distantes que a NGC 253.

 

Fonte: ESO

Supernova de Tycho: emissora de raios gama

No início de novembro de 1572, os observadores na Terra testemunhou o surgimento de uma "nova estrela" na constelação de Cassiopéia, um evento reconhecido agora como a mais brilhante supernova a olho nu em mais de 400 anos.

© NASA (remanescente de supernova Tycho)

 

Muitas vezes chamado de "supernova de Tycho", após o grande astrônomo dinamarquês Tycho Brahe, que ganhou notoriedade por seu extenso estudo do objeto, anos de dados coletados pelo telescópio espacial raios gama Fermi revelaram que continua sendo a estrela despedaçada que brilha devido aos raios gama de alta energia.

A supernova de 1572 foi um dos maiores divisores de água na história da astronomia. A estrela brilhava num momento em que o céu da noite foi considerado como uma parte fixa e imutável do Universo.

A supernova apareceu pela primeira vez em torno de 06 de novembro, mas o tempo ruim manteve-a longe de Tycho, até que em 11 de novembro foi notada por ele. 

 

A supernova permaneceu visível por 15 meses e não apresentou movimento no céu, indicando que ela estava localizada muito além do Sol, da Lua e dos planetas. Astrônomos modernos estimam que o restante encontra-se entre 9.000 e 11.000 anos-luz de distância.

A detecção fornece aos astrônomos outra pista para entender a origem dos raios cósmicos, partículas subatômicas constituídas principalmente por prótons, que se movem através do espaço a velocidades próximas à da luz. Exatamente onde e como essas partículas alcançam tais energias incríveis tem sido um mistério de longa data, porque as partículas carregadas em alta velocidade através da galáxia são facilmente desviadas por campos magnéticos interestelares. Isso torna impossível de rastrear os raios cósmicos de volta para suas fontes.

Os raios gama são a forma mais energética de luz e penetrante, que servem como indicadores para a aceleração de partículas que dão origem aos raios cósmicos.
"Essa detecção nos dá provas que sustentam a noção de que os restos de supernova podem acelerar os raios cósmicos", disse o co-autor Stefan Funk, astrofísico do Instituto Kavli de Astrofísica e Cosmologia de Partículas (KIPAC), em conjunto localizado no SLAC National Accelerator Laboratory e a Universidade de Stanford, na Califórnia.

Em 1949, o físico Enrico Fermi sugere que os raios cósmicos de energias elevadas foram acelerados nos campos magnéticos de nuvens de gás interestelar.

Após mais de dois anos e meio de escaneando o céu, os dados LAT (Large Area Telescope) mostram claramente que uma região de emissão de raios gama com energia de GeV (gigaelétron-volts) é associada com o remanescente da supernova de Tycho; para comparação, a energia da luz visível é cerca de 2 a 3 de elétron-volts.

© JAXA (supernova de Tycho em raios-X, infravermelho e rádio)

 

A imagem acima mostra o plasma quente (cerca de dez milhões K, em azul por Suzaku), poeira quente (cerca de 100 K, em vermelho por AKARI), e gás molecular frio (CO; em verde por Galactic).

 

O remanescente da supernova de Tycho é um importante achado para o Fermi, porque este objeto foi tão estudado extensivamente em outras partes do espectro eletromagnético, e agora tem grande oportunidade para identificar uma assinatura espectral indicando a presença de raios cósmicos.

Os pesquisadores concluíram que um processo de produção de píon é a melhor explicação da emissão. Primeiro, um próton viajando perto da velocidade da luz atinge um próton de movimento mais lento. Essa interação cria uma partícula instável - um píon - com apenas 14 por cento da massa do próton. Em apenas 10 milionésimos de um bilionésimo de segundos ocorre o decaimento do píon em um par de raios gama.
Se esta interpretação estiver correta, então em algum lugar dentro do remanescente, os prótons estão sendo acelerados até perto da velocidade da luz, e em seguida, interagindo com as partículas mais lentas para produzir raios gama, a forma mais extrema de luz.

Fonte: Daily Galaxy

Cientistas detectam supernova 11 horas após explodir

A descoberta de uma supernova em uma galáxia próxima à Terra 11 horas após sua explosão permitirá aos cientistas estudar as características desses sistemas pouco conhecidos, informou nesta quarta-feira a revista Nature.

A supernova SN 2011fe foi observada na galáxia Messier 101 no último mês de agosto por uma equipe de cientistas liderada por Peter Nugent, do laboratório Lawrence Berkeley, nos Estados Unidos. Mario Hamuy, da Universidade do Chile, explica em artigo paralelo, que esse achado permitirá investigar as particularidades das supernovas de tipo Ia, explosões estelares que constituem "uma ferramenta destacada em cosmologia, mas das quais se desconhece a natureza".

Existe o consenso que são uma classe de estrelas em explosão caracterizadas pela ausência de hidrogênio (o elemento químico mais abundante no Universo), que resultam da violenta explosão de uma anã branca, que é a remanescente de uma estrela que já completou seu ciclo normal de vida.
Normalmente, as anãs brancas, compostas de carbono e oxigênio, vão se apagando ao não alcançar a temperatura suficiente para completar a fusão desses elementos. No entanto, às vezes, se estão acompanhadas de outras estrelas, podem atrair a massa destas e momentaneamente ultrapassar o limite e entrar em colapso.

Se chegam a uma massa determinada, a temperatura aumenta até o ponto de possibilitar de novo a fusão do carbono e do oxigênio, o que, devido à grande pressão interior, gera uma explosão nuclear que dá lugar a uma supernova de tipo Ia. Os cientistas constataram que a origem de uma supernova de tipo Ia é uma anã branca, mas a descoberta da SN 2011fe permitirá estudar que tipo de estrela é a acompanhante da anã branca, explicou Hamuy.

As primeiras observações desta supernova permitem descartar que, pelo menos neste caso, a acompanhante da anã branca seja o que se conhece como uma gigante vermelha, que é cem vezes mais luminosa que o Sol. Os cientistas chegaram a esta conclusão porque, em caso contrário, teriam percebido seu rastro nas imagens prévias ao descobrimento da supernova.

Isto deixaria, segundo os modelos teóricos, outras duas opções: uma estrela subgigante, que são pouco mais luminosas que o Sol, ou outra anã branca, que é 10 mil vezes menos luminosa que este astro. Embora a qualidade das imagens prévias, obtidas mediante telescópio, não permitam descartar estas outras duas opções, Hamuy frisa que eliminar a opção da gigante vermelha "representa um grande avanço em nossa compreensão das estrelas geradoras das supernova de tipo Ia".

ESO descobre 'jantar' de buraco negro a 8 mi de km/h

Astrônomos descobriram uma nuvem de gás com cerca de três vezes a massa da Terra que se direciona ao buraco negro do centro da Via Láctea. É a primeira vez que uma nuvem "condenada" a ser "devorada" por um buraco negro supermassivo é registrada. Os resultados da pesquisa serão publicados no dia 5 de janeiro na revista especializada Nature.

 

A descoberta foi feita com o uso do telescópio VLT (sigla em inglês para Telescópio Muito Grande), do Observatório Europeu do Sul (ESO), instalado no Chile. Segundo o ESO, um programa de 20 anos de duração monitora as estrelas que ficam próximas do buraco negro do centro da nossa galáxia. Uma equipe liderada por Reinhard Genzel, do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre (Alemanha), e que faz parte do programa descobriu um objeto que se direciona ao buraco negro.
Após sete anos de observações, a velocidade do objeto praticamente duplicou e agora chega a 8 milhões de km/h. Em 2013, a nuvem passará a 40 bilhões de km (36 horas-luz) do horizonte de eventos do buraco negro (região de onde nada consegue escapar da sua força gravitacional). Segundo o ESO, é considerado um encontro extremamente próximo em termos astronômicos.

Conforme se aproxima, a pressão vai comprimir a nuvem e a força gravitacional do buraco negro (4 milhões de vezes maior que a do Sol) continuará a acelerar o movimento do gás e esticar a nuvem ao longo de sua órbita. "A imagem de um astronauta, próximo de um buraco negro, a ser esticado até ficar como espaguete é bastante comum em ficção científica. Mas agora podemos efetivamente ver isso acontecer à nova nuvem descoberta, que não vai sobreviver à experiência", explica Stefan Gillesseen, autor principal do artigo científico que descreve os resultados.

O processo deve fazer com o gás aumente de temperatura e, por causa disso, comece a emitir raios-X a partir de 2013. Durante alguns anos, esse material deve servir de "alimento" para o buraco negro. "Os próximos dois anos serão muito interessantes e deverão trazer-nos informação extremamente valiosa sobre o comportamento da matéria em torno destes objetos massivos tão extraordinários", diz Genzel.

Buracos negros ressuscitam e espantam astrônomas

O retorno do buraco negro

Uma equipe de investigadores do Centro de Astrofísica da Universidade do Porto, em Portugal, detectou um tipo raro de galáxias ativas (AGNs), simultaneamente com características de AGNs jovens e de antigas.

Acredita-se que esta aparente discrepância seja devida a uma espécie de "religação" da atividade do buraco negro central.

A descoberta ocorreu por acaso quando a equipe, composta essencialmente por astrônomas portuguesas, partiu de um catálogo de mais de 13 mil enxames de galáxias na banda de rádio, à procura de uma conexão entre as galáxias ativas e os respectivos enxames de galáxias.

"O nosso projeto inicial era estudar radiogaláxias em enxames. Por sorte, encontramos oito fontes de rádio com estruturas extensas (com jatos e lóbulos visíveis na banda rádio) que não apareciam na banda do visível, o que estranhamos," explica a coordenadora do estudo, Mercedes Filho. "Decidimos por isso alargar o projeto inicial e seguir o rastro dessas estranhas radiogaláxias."

Espectros

Para obter mais detalhes sobre as galáxias, estes oito objetos foram observados na banda do infravermelho pelo observatório VLT, do ESO.

Isto permitiu à equipe detectar as "galáxias-mãe", isto é, as galáxias que deram origem às extensas estruturas observadas na faixa de rádio.

Ao comparar os espectros destes objetos com modelos conhecidos de galáxias, a equipe concluiu que se trata de objetos muito raros - galáxias com características tanto de AGNs ativas (ainda emitindo jatos de matéria) como de AGNs inativas (onde essa emissão já terminou).

Esta aparente discrepância pode ser explicada, segundo as astrônomas, com uma "reativação relativa e recente da AGN", devido a uma maior disponibilidade de material para alimentar o buraco negro central.
Em geral, quando um buraco negro está ativo, ele produz um jato ao longo do eixo de rotação da galáxia. Este jato pode viajar grandes distâncias, produzindo lóbulos visíveis na banda de rádio.
Quando o buraco negro não está ativo, o jato cessa, mas os lóbulos podem persistir durante muito tempo.

Energia nova

No caso dos buracos negros "renascidos", a emissão original teria sido interrompida em algum ponto no passado, e o material emitido foi-se dissipando, dando origem aos lóbulos que emitem na banda de rádio.
Só que, segundo Mercedes, "os nossos objetos mostram lóbulos no rádio, sinal de um ciclo de atividade no passado, mas o espectro nos diz que o buraco negro e os jatos foram recentemente reativados."

Mais recentemente o buraco negro teria ficado com novo material à sua disposição (por exemplo, proveniente de instabilidades próprias do disco de matéria que o circunda, ou da interação com outras galáxias), dando origem à nova emissão, que começou antes dos lóbulos iniciais se desvanecerem.

A equipe vai agora efetuar novas observações, na banda dos raios gama e de rádio, procurando indícios diretos da presença de um jato jovem e do reacendimento recente do buraco negro central.

LHC não confirma nem descarta existência do Bóson de Higgs

Talvez seja, talvez não seja

Talvez.

Esta foi a tônicado tão esperado comunicado que os cientistas do LHC fizeram sobre suas pesquisas com o bóson de Higgs, a "partícula de Deus" que poderia explicar a "materialidade da matéria".
Assim como os resultados anunciados, os rumores que antecederam o anuncio sobre o bosón de higgs ficaram a meio caminho da realidade.

Na verdade, tanto o detector CMS quanto o detector ATLAS encontraram sinais daquilo que poderia ser o bóson de Higgs, embora em intensidades e concentrações diferentes.
Isto é significativo porque o fato de que dois experimentos encontraram indícios, ainda que frágeis, na mesma faixa de energia, é um sinal de que o bóson de Higgs realmente poderia estar lá.
Mas os dados ainda não são suficientes, e as conclusões ainda não são fortes o bastante nem para confirmar e nem para descartar a existência do bóson de Higgs.
Assim, tudo fica adiado para 2012.

Em março, os cientistas apresentarão um refinamento dos resultados apresentados agora, mas usando os mesmos dados. Só mesmo no final de 2012 haverá dados adicionais em quantidade suficiente para tentar alcançar os 5 sigma, que indicariam uma descoberta - ou para descartar a existência daquele que permanece como o "presumido bóson de Higgs".

Sem conclusões

Os experimentos Atlas e CMS estão procuram sinais da partícula entre bilhões de colisões que ocorrem em cada "corrida" do LHC - se ele existir, os físicos saberão por pequenos picos que se sobressairão de seus gráficos.
O Modelo Padrão da Física não prevê uma massa exata para o bóson de Higgs. Por isso, os físicos precisam utilizar aceleradores de partículas para procurar o bóson dentro de um intervalo de massas - medidas em giga-elétron-volts (GeV).
Essa faixa vem sendo estreitada cada vez mais ao longo dos últimos anos.
Os tão esperados picos nos gráficos surgiram ao redor da marca de 124 e 125 GeV - o que é cerca de 130 vezes mais pesado do que os prótons encontrados no núcleo dos átomos.
O problema é que o pico foi fraco demais, e bem pode ser creditado a uma flutuação nos dados, um evento aleatório, tal como jogar dois dados e obter dois pares de seis em sequência.
"O excesso [o pico nos dados] pode ser o resultado de uma flutuação, mas também pode ser algo mais interessante. Não podemos excluir nada neste estágio," disse Fabiola Gianotti, porta-voz da equipe que trabalha no detector Atlas.
"O excesso é muito compatível com o (bóson de) Higgs do Modelo Padrão ao redor de 124 GeV e pouco abaixo disso, mas a significância estatística dele ainda não é suficiente para dizer nada conclusivo," concordou Guido Tonelli, porta-voz dos cientistas do detector.
Por que o Bóson de Higgs é tão importante?

Logo depois do Big Bang, nos primeiros instantes de sua existência, o Universo primordial era tão quente e denso que tinha a consistência de um líquido.
Só depois do esfriamento dessa sopa primordial, conhecida como plasma de quarks-glúons, é que surgiram os átomos da matéria que conhecemos.

Destrinchando esses átomos, os físicos já encontraram várias famílias de partículas.
O problema é que elas virtualmente não têm massa. Sem massa, elas deveriam estar chispando pelo Universo à velocidade da luz, e não estaríamos aqui para discutir o bóson de Higgs.
Como isso não acontece, e o Universo acabou assumindo a forma que conhecemos, com planetas, estrelas e galáxias, e até gente, algo mais deve ter sido produzido junto com as outras partículas - algo que seria responsável pelo fato de que elas têm massa.

Campo de Higgs

Esse "algo mais" é resolvido pelo Modelo Padrão da Física com a hipótese de que, quando o universo esfriou, uma força invisível, conhecida como campo de Higgs, teria se formado juntamente com o bóson de Higgs.

Esse campo é que daria massa às partículas fundamentais que formam os átomos, atraindo-as para si. A massa dá resistência ao movimento das partículas, fazendo-as moverem-se mais lentamente.
Se o bóson de Higgs não for encontrado, os cientistas terão que começar a levar a sério outras hipóteses, que já estão sendo aventadas, mas que continuam à sombra do extremamente bem-sucedido Modelo Padrão.

Se ele for realmente encontrado, em torno dos 125 GeV, então os físicos começarão a planejar um novo acelerador de partículas, específico para essa faixa de energia, para poder estudá-lo melhor

Gatilho da formação estelar

A imagem composta abaixo combina os dados do observatório de raios-X Chandra e do telescópio espacial Spitzer mostrando a nuvem molecular Cepheus B, localizada na nossa galáxia cerca de 2.400 anos-luz da Terra.

© Chandra/Spitzer (Cepheus B)

Uma nuvem molecular é uma região que contém gás interestelar frio e poeira que sobraram da formação da galáxia e contém principalmente hidrogênio molecular. 

As observações do Chandra permitiram aos astrônomos captar estrelas jovens dentro e perto da Cepheus B, identificadas por suas emissões fortes de raios-X. Os dados do Spitzer mostram se nas estrelas jovens têm um disco protoplanetário ao redor delas. Esses discos só existem em sistemas muito jovens, onde planetas ainda estão se formando, por isso sua presença é uma indicação da idade de um sistema estelar.
Estes dados fornecem uma excelente oportunidade para testar um modelo de como as estrelas se formam. Um estudo a respeito sugere que a formação de estrelas em Cepheus B é principalmente provocada pela radiação de uma estrela enorme e brilhante, a HD 217086, que está fora da nuvem molecular. 

A região de Cepheus B possui estrelas com cerca de um milhão de anos, e 70 a 80% delas têm discos protoplanetários. A região imediatamente ao lado de Cepheus B contêm estrelas com dois a três milhões de anos, e cerca de 60% delas têm discos. Na região mais externa à Cepheus B as estrelas têm aproximadamente de três a cinco milhões de anos, e cerca de 30% delas têm discos. Este aumento da idade enquanto as estrelas estão mais longe de Cepheus B é exatamente o que está previsto no modelo de formação de estrelas.

Diferentes tipos de desenvolvimento estelar são observados em outros ambientes. Por exemplo, a formação do nosso Sistema Solar pode ter sido provocado por uma explosão de supernova.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics