NGC 281: NOVA IMAGEM COMPOSTA EM RAIOS X MOSTRAM ESTRELAS MASSIVAS EM NUVENS MOLECULARES

NGC 281 é uma nuvem relativamente perto de gás e poeira que se encontra acima do plano da Via Láctea.
A sua localização torna NGC 281 um bom alvo para os astrônomos que querem estudar estrelas "de alta massa".
estrelas de grande massa são aqueles que contêm 8 vezes a massa ou mais do Sol.
As estrelas desempenhar um papel importante na galáxias, mas são geralmente mal compreendida, porque eles são difíceis de observar.
Estrelas de grande massa são importantes porque eles são responsáveis ​​por grande parte da energia bombeada para nossa galáxia sobre sua vida. Infelizmente, estas estrelas são mal compreendidas, porque elas são freqüentemente encontrados relativamente longe e pode ser obscurecido pelo gás e poeira. O aglomerado de estrelas NGC 281 é uma exceção a esta regra. Ele está localizado a cerca de 9.200 anos-luz da Terra e, curiosamente, quase 1.000 anos-luz acima do plano da galáxia, dando aos astrônomos uma visão quase irrestrita da formação de estrelas dentro dela.
Via Láctea NGC 281 em relação ao plano da Via Láctea. Imagem da Via Láctea por Nick Risinger, skysurvey.org
Esta imagem composta de NGC 281 contém dados de raios-X de Chandra (roxo) com observações infravermelhas de Spitzer (vermelho, verde, azul). As estrelas de alta massa em NGC 281 movimentação muitos aspectos do seu ambiente galáctico através de poderosos ventos que fluem de suas superfícies e intensa radiação que aquece em torno do gás ", destila-lo fora" para o espaço interestelar. Este processo resulta na formação de grandes colunas de gás e pó, como pode ser visto no lado esquerdo da imagem. Estas estruturas provavelmente contêm estrelas recém-formadas. A eventual morte de estrelas massivas como supernovas também vai semear a galáxia com materiais e energia.
NGC 281 é conhecido informalmente como "a nebulosa Pacman" por causa de sua aparência em imagens ópticas. Em imagens ópticas a "boca" do personagem Pacman aparece escura por causa do obscurecimento pela poeira e gás, mas na imagem de Spitzer do infravermelho a poeira nesta região brilha intensamente.
Fatos para NGC 281:
Crédito de raios-X: NASA / CXC / CfA / S.Wolk; IR: NASA / JPL / CfA / S.Wolk
Data de lançamento 28 de setembro de 2011
Escala da imagem é de cerca de 18 minutos de arco em todo (cerca de 48 anos-luz)
Categoria normais Estrelas & conjuntos de estrela
Coordenadas (J2000) 59.35s 52m RA 00h | Dez + 56 ° 37 '18,8 "
constelação de Cassiopeia
Observação Data 3 pointings de 11/10 / 05-11 / 12/05
Contagem do tempo 27 horas 30 min
Obs. ID 5424, 7205-7206
instrumento ACIS
Código de Cores X-ray (roxo); Infravermelho (Vermelho, Verde, Azul)
IRX-ray
Distância estimada de cerca de 9.200 anos-luz

PSR J0357 + 3205: UM PUSAR E SUA CAUDA MISTERIOSA

A cauda muito longa (mais de 4 anos-luz de diâmetro) podem estar estendendo-se de uma estrela de neutrões, ou pulsar.
O pulsar, chamado PSR J0357 + 3205, está localizado a cerca de 1.600 anos-luz da Terra.
Esta cauda é intrigante porque compartilha características com outras caudas e que se estende desde os pulsares, mas é difere em determinadas propriedades.
Os astrônomos esperam obter mais dados com Chandra e outros telescópios que iram esclarecer esta situação
Uma estrela de neutrões parece estar amarrado a um rabo misterioso - ou assim parece. Astrônomos usando Chandra X-ray Observatory da NASA descobriram que esse pulsar, conhecido como PSR J0357 + 3205 (ou PSR J0357 para o short), aparentemente, tem uma cauda longa, de raio-X de energia brilhante seguindo para longe dele.
Esta imagem composta mostra dados do Chandra de raios X em  azuis e do  Digitized Sky Survey em amarelo. A posição do pulsar na extremidade superior direita da cauda é visto passando o jato sobre a imagem. As duas fontes brilhantes que encontram-se perto da extremidade inferior esquerda da cauda são ambos pensado para ser objetos independentes de fundo localizados fora da nossa galáxia.
PSR J0357 foi originalmente descoberto pelo telescópio espacial Ray do Fermi Gamma em 2009.
Os astrônomos calculam que o pulsar fica a cerca de 1.600 anos-luz da Terra e tem de cerca de meio milhão de anos, o que o torna cerca de meia-idade para este tipo de objeto.
Se a cauda está na mesma distância que o pulsar em seguida, ele se estende por 4,2 anos-luz de comprimento. Isso tornaria uma das mais longas caudas de raios-X sempre associadas a um chamado pulsar "rotation- alimentado", uma classe de pulsar que obtém sua energia a partir da energia perdida quando a rotação do pulsar desacelera. (Outros tipos de pulsares incluem aqueles impulsionado por fortes campos magnéticos e outros ainda que são alimentados por material que cai na estrela de nêutrons.)
Os dados de Chandra indicam que a cauda de raios-X pode ser produzida por emissão de partículas energéticas de um vento de Pulsar, com as partículas produzidas pelo pulsar em espiral em torno de linhas de campo magnético. Outras caudas de raio-X ao redor pulsares foram interpretadas como arco-choques gerados pelo movimento supersônico dos pulsares através do espaço, com o vento que vem atrás de suas partículas que são arrastadas de volta pela interação do pulsar com o gás interestelar que se encontra.
No entanto, esta interpretação como arco-choque pode ou não ser o correto para PSR J0357, com várias questões que precisam ser explicados. Por exemplo, os dados do Fermi mostram que PSR J0357 está perdendo uma pequena quantidade de energia e que como a sua rotação diminui com o tempo. Esta perda de energia é importante, porque ela é convertida em radiação e a liga a um vento de partículas do pulsar. Isto coloca limites para a quantidade de energia que as partículas do vento pode atingir, e assim pode não abranger a quantidade de raios-X observados pelo Chandra na cauda.
Outro desafio a esta explicação é que outros pulsares com arcos choques mostram emissão de raios-X brilhantes em torno do pulsar, e isso não é visto para o PSR J0357. Além disso, a parte mais brilhante da cauda está bem longe do pulsar e isso difere do que foi visto por outros pulsares com arcos-choques.
Outras observações com Chandra poderia ajudar a testar esta interpretação do arco-choque. Se o pulsar é visto se movendo na direção oposta à da cauda, ​​este evento apoiaria a ideia do arco-choque.
Estes resultados foram publicados no 01 de junho de 2011 edição do The Astrophysical Journal. O primeiro autor é Andréa De Luca do Instituto de Estudos Avançados em Pavia, Itália (IUSS), o Instituto Nacional de Física Nuclear (INFN) em Roma, e do Instituto Nacional de Astrofísica (INAF) em Milano.
Os co-autores são M. Marelli do INAF, Milano e pela Universidade de Insubria na Itália; R. Mignani da University College London, Reino Unido e Universidade de Zielona Gora, Polónia; P. Caraveo do INAF, Milano; W. Hummel do ESO, Alemanha; S. Collins e A. Shearer, da Universidade Nacional da Irlanda; P. Saz Parkinson da Universidade da Califórnia em Santa Cruz; A. Belfiore, da Universidade da Califórnia em Santa Cruz e Universidade de Pavia; e, G. Bignami de IUSS, Pavia e INAF, Milano.
Fatos para PSR J0357 + 3205:
Crédito de raios-X:  NASA / CXC / IUSS / A.De Luca et al; Optical: DSS
Data de lançamento  13 de julho de 2011
Escala da imagem é de    18 minutos de arco de diâmetro (8,5 anos-luz de diâmetro)
Binários / raios-X Categoria Neutron Estrelas
Coordenadas (J2000)    52.61s 57m RA 03h | Dez + 32 ° 05 '12.38' '
constelação de       Perseus
Data de Observação          25 de outubro e 26 de 2009
Contagem do tempo de observação  de 22 horas 13 min
Obs.     ID 11239, 12008
instrumento      ACIS
Referências       De Luca, A et al, 2011, APJ 733: 104d; arXiv: 1102.3278
Código de Cores     X-ray (azul); Optical (amarelo)
Optical   X-ray
Distância estimada de cerca de 1630 anos-luz

ESO OBSERVA O REINO DAS GIGANTES ENTERRADAS

Nesta nova imagem vemos enorme nuvens de gás vermelhas iluminadas por estrelas massivas raras que começaram a brilhar há pouco tempo e por isso ainda se encontram profundamente enterradas em espessas nuvens gás e de poeira. 
Estas estrelas muito jovens e extremamente quentes são apenas personagens passageiras no palco cósmico, e a sua origem permanece um mistério.
A enorme nebulosa onde estas gigantes se formaram, juntamente com o meio rico e fascinante que as envolve, foi capturada em grande detalhe pelo Telescópio de Rastreio do VLT do ESO (VST) no Observatório do Paranal, no Chile.
RCW 106 é uma extensa nuvem de gás e poeira situada a cerca de 12 000 anos-luz de distância na constelação da Régua. O nome da região foi assim definido por se tratar da entrada nº 106 num catálogo de regiões H II da Via Láctea austral. As regiões H II como RCW 106 são constituídas por nuvens de hidrogênio gasoso que está sendo ionizado pela intensa radiação estelar de estrelas jovens muito quentes, fazendo com que as nuvens brilhem e apresentem formas estranhas e maravilhosas.
RCW 106 propriamente dita é uma nuvem vermelha situada acima do centro nesta nova imagem, embora uma grande parte desta enorme região H II se encontre escondida pela poeira e seja muito mais extensa do que a parte que é observada no visível. Podemos ainda observar nesta imagem de grande angular do VST muitos outros objetos sem qualquer relação com a região H II. Por exemplo, os filamentos que se vêem à direita da imagem são restos de uma supernova antiga e os filamentos brilhantes vermelhos em baixo e à esquerda rodeiam uma estrela incomum muito quente. Também podemos observar um pouco por toda a paisagem cósmica áreas de poeira escura obscurante.
Os astrônomos já estudam a RCW 106 há algum tempo, embora não sejam as nuvens vermelhas que lhes chamem a atenção, mas sim a misteriosa origem das estrelas poderosas e massivas que estão enterradas no seu interior. Embora sejam muito brilhantes, estas estrelas não podem ser observadas em imagens no visível, como é o caso desta imagem, pois a poeira à sua volta é muito espessa, mas tornam a sua presença conhecida em imagens da região obtidas em comprimentos de onda maiores.
No caso de estrelas menos massivas como o Sol, compreendemos bem o processo que lhes dá origem à medida que nuvens de gás se atraem mutuamente pela força da gravidade, a temperatura e densidade aumentam originando assim a fusão nuclear. No entanto, para estrelas mais massivas enterradas em regiões como RCW 106, esta explicação é não totalmente adequada. Estas estrelas — conhecidas pelos astrônomos como estrelas de tipo O — podem ter massas de muitas dezenas de vezes a massa do Sol e não é claro como é que conseguem juntar e manter gás suficiente para se formarem.
As estrelas do tipo O formam-se muito provavelmente das zonas mais densas das nebulosas como RCW 106 e são notoriamente difíceis de estudar. Além do obscurecimento provocado pela poeira, outra dificuldade deve-se ao fato das suas vidas serem muito breves. Estas estrelas queimam o seu combustível nuclear em meras dezenas de milhões de anos, enquanto as estrelas mais leves têm vidas que duram muitas dezenas de bilhões de anos. A dificuldade em formar estrelas com esta massa e a brevidade das suas vidas, faz com que estes objetos sejam muito raros — apenas uma em cada três milhões de estrelas na nossa vizinhança cósmica é uma estrela do tipo O. Nenhuma delas se encontra suficientemente próximo de nós para que a possamos estudar com todo o detalhe e por isso a formação destas gigantes estelares passageiras permanece um mistério, embora a sua enorme influência seja inconfundível em regiões H II brilhantes como esta.

CIENTISTAS IDENTIFICAM ORIGEM DE EXPLOSÃO MISTERIOSA DE ONDAS DE RÁDIO NO UNIVERSO

 
Galáxia ao centro foi origem e está a 6 bilhões de anos-luz de distância
Cientistas rastrearam pela primeira vez a fonte de uma "explosão rápida de rádio" - uma explosão fugaz de ondas de rádio que, neste caso, veio de uma galáxia a 6 bilhões de anos-luz de distância.
A causa desse grande flash, apenas o 17º detectado na história, ainda é um mistério, mas descobrir a galáxia de origem é um momento-chave no estudo desses fenômenos.
A equipe também conseguiu medir a quantidade de matéria que entrou no caminho dessas ondas - fazendo, desta maneira, uma espécie de "pesagem do Universo".
Os resultados do trabalho foram publicados na revista especializada Nature.

Explosões rápidas de rádio (FRBs, na sigla em inglês) duram apenas milissegundos, mas lançam tanta energia no espaço - na forma de ondas de rádio - quanto o nosso Sol emite em dias ou até semanas.
Para rastrear a origem desse sinal específico, uma equipe fez um trabalho ágil de detetive, com múltiplos telescópios que acabaram conseguindo uma imagem da galáxia em luz visível.
O coordenador do estudo, Evan Keane, programou um sistema de alarme para detectar essa enxurrada de atividade espacial, transmitindo dados em tempo real do radiotelescópio de Parkes, na Austrália, a um supercomputador.
"O objetivo era reduzir o intervalo, de meses para nada, entre as ondas atingindo o disco (do telescópio) e até sabermos desse impacto", afirmou.
Deste modo, quando uma dessas explosões misteriosas atingiu o famoso disco de 64 metros do radiotelescópio de Parkes, os alarmes soaram e e-mails rapidamente circularam pelo planeta.
As primeiras explosões rápidas de rádio foram detectadas há dez anos pelo telescópio Parkes.
A título de comparação, a primeira explosão rápida de rádio atingiu o mesmo equipamento em 2001, mas só foi reportada em 2007.
"Há uma década, não estávamos de fato procurando essas ondas - e a nossa capacidade de manusear esses dados e buscá-los em tempo hábil era muito mais restrita", afirma Keane.
"Já nessa última vez eu fui acordado por vários telefonemas segundos depois de o fato ter ocorrido, com pessoas gritando: 'acorde, houve uma FRB!"
Duas horas depois, os seis discos de 22 metros de outro telescópio da Austrália, o Compact Array, a cerca de 400 km de Parkes, já estavam em busca do pedaço do céu responsável pela explosão.
Eles identificaram um resquício da explosão, que demorou seis dias para desaparecer. Era muito mais fraca do que a explosão em si, mas permitiu à equipe ampliar a fonte da explosão com precisão mil vezes maior do que antes.
Sabendo exatamente para onde olhar, a equipe passou a fazer buscas em luz ótica, usando o telescópio Subaru no Havaí, gerenciado pelo Observatório Astronômico do Japão.
"Bem no ponto onde o Compact Array disse que poderia haver algo, havia uma galáxia", disse Keane.
Uma análise detalhada dos dados do Subari revelou que a galáxia era elíptica - um agrupamento não-esférico de estrelas longe de seu auge, em termos galácticos.
Peso cósmico
"Isso não é o que esperávamos", afirmou o coautor do estudo Simon Johnston, chefe de astrofísica do órgão que opera os telescópios na Austrália.
Se a galáxia de origem é velha, então é mais provável que a explosão tenha sido causada por uma fusão de estrelas mortas do que, por exemplo, pelo brilho de uma supernova, corpo celeste normalmente originado da explosão de uma estrela de alta massa.
"Pode significar que a FRB pode resultar da colisão de duas estrelas de nêutrons, mais do que algo que tenha a ver com o nascimento de estrelas", disse Johnston, para quem a descoberta apenas "abre o caminho" da pesquisa sobre a causa dessas explosões.
Eventos estelares
Apesar de especulações ocasionais, astrônomos são confiantes ao afirmar que as explosões rápidas de rádio têm origem em eventos estelares extremos, e não em civilizações alienígenas.
Mas radiotelescópios vasculham os céus há décadas e alguns de seus achados são difíceis de explicar.
Ter uma imagem ótica de uma galáxia permite a astrônomos calcular sua distância da Terra, a partir da alteração da frequência da luz (redshift, na expressão em inglês) quando observada em função da velocidade relativa entre a origem e o observador.
Com essa distância estimada, a equipe pôde fazer exercícios em cosmologia.
Em uma explosão rápida de rádio, explica Keane, os comprimentos de onda curtos chegam primeiro do que os longos.
"Isso se dá porque o sinal colide com partículas e poeira cósmica no caminho, o que causa um ligeiro atraso. Mas se você viaja 6 bilhões de anos-luz, o atraso se acumula. Se temos um segundo de atraso na jornada, significa que o sinal passou por muitas partículas."
Então os pesquisadores usaram, pela primeira vez, um sinal remoto de rádio para calcular a densidade da porção do cosmos no caminho. "É basicamente como pesar o Universo."
A pesagem cósmica da equipe teve um resultado interessante para o modelo atual de entendimento do Universo. Correspondeu à quantidade de coisas que esperamos da fatia de 5% do Universo que deve, de fato, ser matéria.
Os outros 95% (25% de matéria escura e 70% de energia escura, supõe-se) são um mistério conhecido. Mas na verdade apenas metade da matéria que deveria estar nesses 5% conhecidos já foi detectada por telescópios.
A fatia restante já foi denominada como "desaparecida".
"Toda matéria causa um atraso no sinal de uma explosão rápida de rádio - tanto a metade que vimos como a que não vimos", diz Keane.
"Então medimos esse atraso, e se você estimar quanta matéria deve estar ali para causá-lo, tudo fica certo. A matéria desaparecida não estará sumida mais."

DESINTEGRAÇÃO DE PLANETA PERTO DE ESTRELA MORTA SUGERE COMO SERÁ O FIM DA TERRA

A destruição de um sistema solar, captada pela primeira vez pelo telescópio Kepler, da Nasa, pode dar uma resposta para uma questão que muita gente se pergunta: o que vai acontecer com a Terra quando o Sol apagar?

Por ora, não é algo com o qual devamos nos preocupar - ainda faltam cerca de 5 bilhões de anos.

Mas pesquisadores descobriram os restos de um mundo rochoso em vias de decomposição girando em torno de uma anã branca (o núcleo ardente que permanece de uma estrela quando ela já consumiu todo seu combustível nuclear), que pode fornecer pistas interessantes sobre o possível cenário do "fim do mundo".

A estrela moribunda, do mesmo tipo que nosso Sol e batizada de WD1145+017, fica na constelação de Virgo, a 570 anos-luz da Terra.

Segundo um estudo publicado esta semana pela revista Nature, a diminuição regular da intensidade de seu brilho - uma queda de 40% que se repete a cada 4,5 horas - indica que há vários pedaços de rocha de um planeta em decomposição orbitando em espiral a seu redor.

Andrew Vanderburg, pesquisador do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian e principal autor do estudo comentou sua surpresa.

 Isso é algo que nenhum ser humano tinha visto antes. Estamos vendo a destruição de um sistema solar.

Quando o Sol se apagar, em 5 bilhões de anos, ele vai se transformar, primeiro, em uma gigante vermelha e seu tamanho aumentará 200 vezes

O planeta em questão, explica o cientista, seria menor que a Terra: teria tamanho semelhante ao de Ceres (o maior objeto do cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter), ainda que, no passado, possa ter sido maior.

As imagens de Kepler, corroboradas por observações e medições de outros telescópios, mostram um total de seis ou mais fragmentos rochosos e poeira.

Isso indica que o planeta está em processo de decomposição, impulsionado pela gravidade da estrela que o atrai em direção a ela.

Os restos estão evaporando, e no processo deixam uma cauda de moléculas - que explica a presença de poeira- como se fossem cometas.

Os cientistas acreditam que a morte da estrela possa ter desestabilizado a órbita de um planeta maciço vizinho a ponto de empurrar outros planetas rochosos menores em direção à estrela.

Quando chegar a vez no nosso Sol, que ainda vive em plenitude, o mais provável é que este processo se repita.

Assim como o WD1145+017, quando o hidrogênio acabar o Sol começará a queimar elementos mais pesados como hélio, carbono e oxigênio, e se expandirá de forma massiva até se desfazer de suas camadas externas e se tornar uma anã branca de tamanho semelhante ao núcleo de nosso planeta.

Ao fazer isso, consumirá provavelmente a Terra, Vênus e Mercúrio. E, na eventual hipótese de a Terra sobreviver a esta convulsão, ela acabará destruída em pedaços à medida que a gravidade da anã branca a atrair em direção a ela. Vanderburg explica:

Podemos estar vendo como nosso próprio sistema solar vai se desintegrar no futuro.

Por sorte, ainda faltam bilhões de anos para isso.

BBC Brasil -

ANTIGAS CRATERAS FORAM APAGADAS DA SUPERFÍCIE DO ASTEROIDE VESTA

O que teria causado o desaparecimento de tantas evidências de impactos em um corpo que sequer tem atmosfera?
A um pouco menos de 4 bilhões de anos atrás, como diz a teoria, o Sistema Solar interior foi bombardeado por rochas espaciais. Esse evento, chamado de Grande Bombardeio Tardio (o reajuste das órbitas dos planetas exteriores, como Júpiter e Saturno) causou crateras na Lua, e deixou marcas na crosta do nosso próprio planeta, que se apagaram ao longo do tempo devido à erosão.
Vesta, por sua vez, é um grande asteroide sem atmosfera, que orbita cinturão entre Marte e Júpiter, mas por algum motivo, não possui evidências do Grande Bombardeio tardio, como mostram as imagens da sonda Dawn durante seu grande encontro, entre 2011 e 2012. E aí surge a grande pergunta: por que?
A nova simulação sugere que, apesar de sua superfície seca e sem atmosfera, o grande asteroide Vesta deve ter sido alvo de diversas rochas espaciais nos últimos quatro bilhões de anos, o que foi suficiente para apagar a maioria das provas, ou melhor, das crateras anteriores.
"Calculamos um aumento no número de impactos durante o Grande Bombardeio Tardio que leva a uma erosão da crosta de Vesta, que tem cerca de 20 a 30 km de profundidade, e isso é compatível com a sobrevivência da crosta", escreveu a pesquisadora Simona Pirani, estudante em Ph.D. do Observatório Lund, na Suécia.
"Nós também procuramos por vestígios de crateras na superfície de Vesta, que teriam sido formadas durante o Grande Bombardeio Tardio, e descobrimos que as crateras produzidas após esse grande evento foram apagadas de forma eficiente, não restando qualquer vestígio do evento ocorrido há 4 bilhões de anos."

Algumas crateras relativamente novas em Vesta. As cores diferentes
são o resultado de observações em diferentes níveis de onda do espectro.
Créditos: NASA / JPL-Caltech / UCLA / DLR
Isso nos ajuda a entender quais foram os efeitos do Grande Bombardeio Tardio no Sistema Solar. Nossos melhores estudos tinham pesquisas referentes a nossa Lua, mas o Grande Bombardeio Tardio pode ter agido de forma diferente dentro do Cinturão de Asteroides, onde encontra-se o asteroide Vesta.
Vesta é apenas um dentre diversos outros objetos do Sistema Solar que deveriam ser estudados de perto. Ceres, que também foi visitado pela sonda Dawn, é um planeta anão com uma superfície completamente diferente. O gelo que os cientistas suspeitam estar lá, por exemplo, provavelmente foi responsável por apagar as crateras muito rapidamente, segundo Simona. Com relação a Vesta, existem alguns palpites sobre quais foram os mecanismos responsáveis pelo desaparecimento das antigas crateras.
"Um possível processo de renovação de superfície que poderia ter contribuído para apagar as crateras do Grande Bombardeio Tardio, seria a ampla disseminação de material ejetado, por exemplo. Quanto maior o alvo de uma colisão, maior é a quantidade de material ejetado, que se espalha na superfície, apagando crateras anteriores", disse Simona.
"Outro processo que deve ser levado em conta são os abalos sísmicos na sequência de um impacto. Vesta possui duas bacias de grande impacto no pólo sul, ou seja, esses impactos podem ter criado abalos sísmicos que permitiram uma remodelação de grande parte da superfície."

A diferença de tonalidade na superfície de Vesta é o que chama a atenção na imagem.
Acredita-se que as partes mais claras seja composta pelo material original de Vesta,
enquanto o solo mais escuro deva ser material rico em carbono, originário de colisões.
Créditos: NASA / JPL-Caltech / UCLA / DLR
Vesta é um asteroide único no Cinturão Principal, isso por existem meteoritos na Terra que podem ser amostras desse belo asteroide. Os meteoritos chamados HEDs (howarditos, eucritos e diogenitos) mostram aos pesquisadores como era o passado de Vesta.
Simulações de formação do Sistema Solar indicam que poderia haver uma falta de massa no Sistema Solar interior, particularmente visto no caso de Marte (um pequeno planeta). Segundo Simona, o próximo passo será analisar como essa massa desapareceu, e o que poderia ter acontecido quando os protoplanetas interagiam.
Fonte: Icarus / DNews
Imagens: (capa:NASA/JPL) / NASA / JPL-Caltech / UCLA / DLR

HUBBLE USA MEDIDAS DIRETAS PARA MEDIR A ROTAÇÃO DE PLANETA EXTRASOLAR

 Apesar de quase 2.000 planetas serem descobertos em torno de outras estrelas, apenas a luz de um punhado deles já foram coletados por telescópios mais poderosos do mundo. Ironicamente, muitos deles são detectados pelas sombras que eles expressam, à medida que passam na frente de suas estrelas-mãe.
Observações de acompanhamento era usado para medir o mais fraco, mas um puxão revelador, gravitacional do planeta sobre sua estrela-mãe. Agora, os astrônomos do Telescópio Espacial Hubble têm sido capazes de pegar o brilho infravermelho fraco de um planeta gigante localizada a 170 anos-luz de distância da Terra. Não só é brilhante, mas também ritmicamente piscando enquanto o planeta gira sobre seu eixo como um pião. A interpretação é que as mudanças sutis de brilho do planeta são devido a uma cobertura de nuvens variada de manchas relativamente claras e escuras indo e vindo. Estas medidas levaram a uma estimativa de quão rápido o planeta está girando através da observação direta - uma primeira vez para os astrônomos observar planetas exoplanetas. O mundo gasoso completa uma rotação de aproximadamente a cada 10 horas, o que, coincidentemente, é a mesma taxa de rotação de Júpiter.
O planeta é apelidado de "super-Júpiter", porque é quatro vezes a massa de Júpiter, o maior planeta conhecido no nosso sistema solar. Porque o planeta é um recém-nascido em comparativa, ainda é quente como se contrai por gravidade. Estas características permitem observações em infravermelho. O planeta orbita uma anã marrom fraca, designado de 2M1207. A anã é muito pequena para brilhar como estrelas que fazem através da fusão nuclear.  A estrela é tão fraca e longe do planeta que os astrônomos foram capazes de isolar brilho do planeta.

TERMINADO RASTREIO ATLASGAL DA VIALÁCTEA

Uma nova imagem espetacular da Via Láctea foi divulgada para marcar o término do rastreio ATLASGAL — APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy. O telescópio APEX, instalado no Chile, mapeou pela primeira vez no submilímetro — a região do espectro eletromagnético entre a radiação infravermelha e as ondas de rádio — a área total do plano galático visível a partir do hemisfério sul, com mais detalhes do que obtido em rastreios recentes feitos a partir do espaço. O telescópio pioneiro APEX de 12 metros permite aos astrônomos estudar o Universo frio: gás e poeira com temperaturas de apenas algumas dezenas de graus acima do zero absoluto.
O APEX, o telescópio Atacama Pathfinder EXperiment, situa-se a 5100 metros de altitude no planalto do Chajnantor, na região chilena do Atacama. O rastreio ATLASGAL tirou partido das características únicas neste telescópio para fornecer imagens detalhadas da distribuição de gás denso e frio situado no plano da Via Láctea. As novas imagens incluem a maior parte das regiões de formação estelar existentes na Via Láctea austral.
Os novos mapas ATLASGAL cobrem uma área do céu de 140 graus de comprimentos por 3 de largura, quatro vezes maior que os primeiros mapas divulgados deste rastreio. Os novos mapas têm também uma qualidade superior, já que algumas áreas foram novamente observadas para se obter uma qualidade de dados mais uniforme em toda a área mapeada.

O rastreio ATLASGAL é o projeto do APEX com maior sucesso, com cerca de 70 artigos científicos associados já publicados. O seu legado irá expandir-se ainda mais agora que todos os dados foram reduzidos e colocados à disposição de toda a comunidade astronômica.
No coração do APEX encontram-se os seus instrumentos muito sensíveis. Um deles, a câmera LABOCA (LArge BOlometer Camera), foi usado no rastreio ATLASGAL. A LABOCA mede a radiação capturada registrando os minúsculos aumentos de temperatura que esta causa nos seus detectores, podendo assim detectar emissão das faixas escuras de poeira fria que obscurecem a radiação estelar.
Esta nova divulgação dos dados ATLASGAL vem complementar observações obtidas com o satélite Planck da ESA. A combinação dos dados Planck e APEX permitiu aos astrônomos detectar radiação emitida ao longo de uma maior área do céu e estimar assim a fração de gás denso existente na Galáxia interna. Os dados ATLASGAL foram também utilizados para criar um censo completo de nuvens frias de grande massa, onde novas gerações de estrelas estão se formando.
“O ATLASGAL dá importantes pistas sobre onde a próxima geração de estrelas de grande massa e aglomerados se formam. Ao combinar estas observações com os dados Planck, podemos agora obter uma conexão com as estruturas de larga escala de nuvens moleculares gigantes,” diz Timea Csengeri do Instituto Max Planck de Rádio Astronomia (MPIfR), Bonn, Alemanha, que liderou o trabalho de combinação dos dados APEX e Planck.
O telescópio APEX celebrou recentemente dez anos de pesquisas bem sucedidas do Universo frio. Este telescópio desempenha um papel importante não só como desbravador de terreno mas também como infraestrutura complementar do ALMA, o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, que também se encontra situado no planalto do Chajnantor. O APEX baseia-se numa antena protótipo construída para o projeto ALMA e tem encontrado muitos objetos que o ALMA pode depois estudar com mais detalhe.
Leonardo Testi do ESO, membro da equipe ATLASGAL e Cientista de Projeto europeu do ALMA, conclui: “O ATLASGAL permitiu-nos obter um novo olhar sobre o meio interestelar denso da nossa própria galáxia, a Via Láctea. A divulgação do rastreio completo abre a possibilidade de trabalhar sobre esta incrível base de dados, esperando-se novas descobertas. Muitas equipes de cientistas já estão utilizando os dados ATLASGAL para planejar novas observações com o ALMA.”

A CAÇADA DE AGLOMERADOS DE GALÁXIAS

Observações obtidas com os telescópios do ESO fornecem terceira dimensão crucial para sondar o lado escuro do Universo. Espaço comparado em tamanho com a lua cheia.

Os telescópios do ESO forneceram a uma equipe internacional de astrônomos a terceira dimensão na maior caçada até hoje das maiores estruturas gravitacionalmente ligadas do Universo — os aglomerados de galáxias. Observações obtidas pelo VLT e pelo NTT complementam as capturadas por outros observatórios em todo o mundo e no espaço, no âmbito do rastreio XXL — uma das maiores buscas destes aglomerados.

Os aglomerados de galáxias são conjuntos massivos de galáxias que abrigam enormes reservatórios de gás quente — as temperaturas são tão elevadas que se produzem raios X. Estas estruturas são úteis para os astrônomos porque se pensa que a sua construção é influenciada pelas componentes mais estranhas do Universo — a matéria escura e a energia escura. Por isso, ao estudar as suas propriedades em diferentes fases da história do Universo, os aglomerados de galáxias podem ajudar-nos a compreender melhor o lado escuro do Universo.

A equipe, composta por mais de 100 astrônomos de todo o mundo, começou uma busca destes monstros cósmicos em 2011. Apesar da radiação de raios X de alta energia que revela a sua localização ser absorvida pela atmosfera terrestre, podemos detectá-la com a ajuda de observatórios de raios X colocados no espaço. Assim, combinou-se um rastreio realizado pelo XMM-Newton da ESA — executado com a  maior quantidade de tempo de observação já concedido neste telescópio — com observações do ESO e doutros observatórios. O resultado é uma enorme e crescente coleção de dados que cobre todo o espectro eletromagnético , coletivamente chamada rastreio XXL.

“O objetivo principal do rastreio XXL é fornecer uma amostra bem definida de cerca de 500 aglomerados de galáxias até uma distância correspondente a uma idade do Universo de cerca de metade da sua idade atual,” explica a pesquisadora principal do XXL, Marguerite Pierre do CEA, Saclay, França.

O telescópio XMM-Newton fez imagens de duas regiões do céu — cada uma com cem vezes a área da Lua Cheia — numa tentativa de descobrir um grande número de aglomerados de galáxias previamente desconhecidos. A equipe do rastreio XXL divulgou agora os seus resultados numa série de artigos científicos sobre os 100 aglomerados mais brilhantes descobertos.

Observações obtidas com o instrumento EFOSC2 instalado no New Technology Telescope (NTT), juntamente com observações do instrumento FORS montado no Very Large Telescope do ESO (VLT), foram também utilizadas para analisar de modo cuidado a radiação emitida pelas galáxias destes aglomerados.  Estas observações permitiram aos astrônomos medir as distâncias precisas aos aglomerados de galáxias, dando-nos assim uma vista tridimensional do cosmos, absolutamente necessária para fazer medições da matéria escura e da energia escura.

Espera-se que o rastreio XXL produza muitos resultados excitantes e inesperados, mas apenas com um quinto dos dados que se esperam obter no final, obtiveram-se já alguns resultados importantes e surpreendentes.

Um dos artigos científicos relata a descoberta de cinco novos superaglomerados — aglomerados de aglomerados de galáxias — que se juntam àqueles já conhecidos, tais como o nosso próprio superaglomerado, o Superaglomerado Laniakea. 

Outro artigo trata de observações de seguimento obtidas para um aglomerado de galáxias em particular (conhecido pelo nome informal de XLSSC-116), situado a cerca de seis bilhões de anos-luz de distância. Com o instrumento MUSE do VLT observou-se neste aglomerado uma fonte de luz difusa estranhamente brilhante.

“Esta é a primeira vez que conseguimos estudar com detalhe a radiação difusa de um aglomerado de galáxias distante, pondo assim em evidência o poder do MUSE neste tipo de estudos,” explicou o co-autor Christoph Adami do Laboratoire d´Astrophysique, Marseille, França. 

A equipe utilizou também os dados para confirmar a ideia de que no passado os aglomerados de galáxias são muito menores que os que observamos atualmente — uma descoberta importante para a compreensão teórica da evolução dos aglomerados ao longo da vida do Universo.

O simples ato de contar os aglomerados de galáxias nos dados XXL confirmou também um resultado anterior algo estranho — existem menos aglomerados distantes do que o esperado com base nas predições dos parâmetros cosmológicos medidos pelo telescópio Planck da ESA. A razão desta discrepância não é conhecida, no entanto a equipe espera resolver esta curiosidade cosmológica quando tiver acesso à amostra total de aglomerados em 2017.

Estes quatro resultados importantes são apenas o preâmbulo do que ainda está para vir deste enorme rastreio de alguns dos mais massivos objetos do Universo.

Notas

 O rastreio XXL combinou dados de arquivo com novas observações de aglomerados de galáxias, cobrindo assim um domínio de comprimentos de onda que vai de 1x10-4 μm (raios X, observados com o XMM) a mais de 1 metro (ondas de rádio, observadas com o Giant Metrewave Radio Telescope [GMRT]).

 Os aglomerados de galáxias de que tratam os 13 artigos científicos encontram-se a desvios para o vermelho entre z = 0,05 e z = 1,05, o que corresponde a uma idade do Universo entre 13 e 5,7 bilhões de anos, respectivamente.

 Para estudar os aglomerados de galáxias é necessário conhecer a sua distância precisa. Embora distâncias aproximadas — desvios para o vermelho fotométricos — possam ser medidas por análise das suas cores a diferentes comprimentos de onda, são necessários desvios para o vermelho espectroscópicos mais precisos. Estes desvios para o vermelho foram também obtidos nos dados de arquivo, como parte do rastreio VIPERS (VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey), do rastreio VVDS (VIMOS-VLT Deep Survey) e do rastreio GAMA.

Este aglomerado de galáxias foi encontrado a um desvio para o vermelho z = 0,543.

ALMA DESCOBRE GRÃOS DE POEIRA INESPERADAMENTE CONGELADOS EM DISCO DE FORMAÇÃO PLANETÁRIO

Astrônomos usaram o ALMA e os telescópios do IRAM para fazer a primeira medida direta da temperatura dos grãos de poeira grandes situados nas regiões periféricas de um disco de formação planetária que se encontra em torno de uma estrela jovem. Ao observar de forma inovadora um objeto cujo nome informal é Disco Voador, os astrônomos descobriram que os grãos de poeira são muito mais frios do que o esperado: -266º Celsius. Este resultado surpreendente sugere que os modelos teóricos destes discos precisam de ser revisados.
Uma equipe internacional liderada por Stephane Guilloteau do Laboratoire d´Astrophysique de Bordeaux, França, mediu a temperatura de enormes grãos de poeira que se encontram em torno da jovem estrela 2MASS J16281370-2431391 na região de formação estelar Rho Ophiuchi, a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra.
Esta estrela encontra-se rodeada por um disco de gás e poeira — chamado disco protoplanetário, uma vez que se encontra na fase inicial da formação de um sistema planetário. Este disco é visto de perfil quando observado a partir da Terra e a sua aparência em imagens no visível levou a que se lhe desse o nome informal de Disco Voador.
Os astrônomos utilizaram o ALMA para observar o brilho emitido pelas moléculas de monóxido de carbono no disco da 2MASS J16281370-2431391. As imagens revelaram-se extremamente nítidas e descobriu-se algo estranho — em alguns casos o sinal recebido era negativo. Normalmente um sinal negativo é fisicamente impossível, mas neste caso existe uma explicação, que leva a uma conclusão surpreendente.
O autor principal Stephane Guilloteau explica: “Este disco não se observa sobre um céu noturno escuro e vazio mas sim em silhueta, frente ao brilho da Nebulosa Rho Ophiuchi. O brilho difuso é demasiado extenso para ser detectado pelo ALMA, no entanto é absorvido pelo disco. O sinal negativo resultante significa que partes do disco estão mais frias do que o fundo. Na realidade, a Terra encontra-se na sombra do Disco Voador!”
A equipe combinou medições do disco obtidas pelo ALMA com observações do brilho de fundo obtidas pelo telescópio IRAM de 30 metros, situado em Espanha. Derivou-se uma temperatura para os grãos de poeira do disco de apenas -266º Celsius (ou seja, apenas 7º acima do zero absoluto, ou seja 7 Kelvin) à distância de cerca de 15 bilhões de km da estrela central. Esta é a primeira medição direta da temperatura de grãos de poeira grandes (com tamanhos de cerca de 1 milímetro) em tais objetos.
A temperatura medida é muito mais baixa dos que os -258 a -253º Celsius (15 a 20 Kelvin) que a maioria dos modelos teóricos prevê.  Para explicar esta discrepância, os grãos de poeira grandes devem ter propriedades diferentes das que se assumem atualmente, de modo a permitirem o seu resfriamento até temperaturas tão baixas.
“Para compreendermos qual o impacto desta descoberta na estrutura do disco, temos que descobrir que propriedades da poeira, que sejam plausíveis, podem resultar de tão baixas temperaturas. Temos algumas ideias — por exemplo, a temperatura pode depender do tamanho dos grãos, com os maiores a apresentarem temperaturas mais baixas do que os mais pequenos. No entanto, ainda é muito cedo para termos certezas,” acrescenta o co-autor do trabalho Emmanuel di Folco (Laboratoire d´Astrophysique de Bordeaux).
Se estas temperaturas baixas da poeira forem encontradas como sendo uma característica normal dos discos protoplanetários, este fato pode ter muitas consequências na compreensão de como é que estes objetos se formam e evoluem.
Por exemplo, propriedades diferentes da poeira afetarão o que se passa quando as partículas colidem e portanto afetarão também o seu papel na criação das sementes da formação de planetas. Ainda não sabemos se esta alteração das propriedades da poeira é ou não significativa relativamente a este exemplo.
Temperaturas baixas da poeira podem também ter um grande impacto nos discos de poeira menores que se sabe existirem. Se estes discos forem majoritariamente compostos por grãos maiores e mais frios do que o que se supõe atualmente, isto pode significar que estes discos compactos são arbitrariamente massivos e por isso podem ainda formar planetas gigantes relativamente próximos da estrela central.
São claramente necessárias mais observações, no entanto parece que a poeira mais fria descoberta pelo ALMA poderá ter consequências significativas na compreensão dos discos protoplanetários.