Porque razão tem o Sol e a Lua o mesmo tamanho no céu ?

O diâmetro do Sol é de cerca de 1 400 000 km. O diâmetro da Lua é aproximadamente 3500 km. Portanto, o diâmetro solar vale cerca de 400 vezes o diâmetro lunar. Mas o Sol também está cerca de 400 vezes mais longe de nós do que a Lua.

Desta coincidência espantosa resulta o fato de ambos os astros, vistos da Terra apresentarem o mesmo tamanho aparente.

SN 1006

SN 1006 foi uma supernova extensamente vista da Terra no início do ano 1006 d.C.. A supernova está a 7,200 anos-luz de distância da Terra. Foi o evento estelar registrado mais brilhante da história, com pico de -7,5 na magnitude aparente. 

Sua primeira aparição foi na constelação de Lupus entre 30 de abril e 1 de maio, esta supernova foi observada pelos povos da China, Egito, Iraque, Japão, Suiça e possivelmente na América do Norte.

Foto : O Pôr do Sol em outros mundos

Esta figura mostra uma imagem real de um por do sol na Terra em comparação com representações artísticas para os melhores candidatos potenciais de mundos habitáveis até agora.

A imagem corrige o tamanho, as cores e brilho da estrela e do céu como visto de um mundo semelhante à Terra localizado nas órbitas desses mundos. 

O tamanho do e cores da estrela de Kepler-22 b semelhante à Terra porque orbita uma estrela semelhante ao Sol. O pôr do sol de Gliese 667Cc e 581d olhar muito mais vermelha porque eles orbitam uma estrela anã vermelha, com o céu de Gliese 581d muito mais escura, devido à sua maior distância.

A estrela de HD 85512b é o mais brilhante de todos os casos, embora a estrela Gliese 667Cc de é o maior.

Foto : A nebulosa do Caranguejo

A nebulosa do Caranguejo vista nessa imagem em raio-x, podemos até ver o pulsar em seu centro, que foi feito na explosão de supernova dessa estrela.

Foto : Cruzeiro do Sul

Um zoom na região do Cruzeiro do Sul para o aglomerado Caixinha de Joias (NGC 4755).

Cometa Lovejoy

Cometa Lovejoy fotografado em 13 de dezembro de 2013 por Gerald Rhemann..

NGC 7000

A NGC 7000 é uma nebulosa localizada na constelação do cisne também é conhecida como Nebulosa da América do Norte.

NGC 4565

NGC 4565, também conhecida como Galáxia da Agulha ou Caldwell 38, é uma galáxia espiral localizada a mais de quarenta anos-luz de distância na constelação de Coma Berenices. 

É conhecida como Galáxia da Agulha por seu perfil estreito. NGC 4565 foi avistada pela primeira vez por William Herschel em 1785, sendo um dos exemplos mais famosos de galáxias espirais.

47 Tuc

47 Tuc é um aglomerado globular situado na constelação de Tucana. Está a de cerca de 16 700 anos-luz de distância da Terra.

Alpha Lyrae

Alpha Lyrae, mais conhecida como Vega, é a estrela mais brilhante da constelação de Lira e a quinta estrela mais brilhante do céu noturno.

NGC 5965

Estas galáxias, conhecidas como NGC 5965 e NGC 5963, localizam-se na constelação de Draco (Dragão). Mesmo que parecem próximas no céu, estas galáxias estão realmente separadas por cerca de 110 milhões anos-luz.

Astrônomos descobrem o primeiro Quasar quádruplo

Astrônomos usando dois telescópios ópticos/infravermelhos de 10 metros de diâmetro no Observatório W. M. Keck, descobriram o primeiro quasar quádruplo, catalogado como SDSS J0841+3921. O quarteto – quatro buracos negros situados próximos um dos outros – reside em uma das mais massivas estruturas já descobertas no distante universo. Ele é circundado por uma gigantesca nebulosa de gás hidrogênio frio e denso – que os astrônomos estão chamando de Nebulosa Jackpot. A nebulosa tem uma extensão de um milhão de anos-luz e emite luz pelo fato de ser irradiada pelo intenso brilho dos quasares.

“Existem algumas centenas de vezes mais galáxias nessa região do que você esperaria ver nessas distâncias”, disse o Prof. Xavier Prochaska da Universidade da Califórnia Santa Cruz, um co-autor do estudo publicado na revista Science. Dado ao excepcionalmente grande número de galáxias, esse sistema é provavelmente um proto aglomerado de galáxias. Devido a luz dessa gigantesca estrutura ter que viajar 10 bilhões de anos para atingir o nosso planeta, as imagens mostram a região como ela era a 10 bilhões de anos atrás, menos de 4 bilhões depois do Big Bang.

Na pesquisa por quasares ao redor da assim chamadas Nebulosas Lyman-alpha, o Prof. Prochaska e seus colegas examinaram o espectro de 29 quasares buscando por assinaturas de emissões difusas estendidas característica de gás fluorescente. Um desses candidatos, o SDSS J0841+3921, pareceu promissor, e foi então submetido para observações detalhadas usando os telescópios Keck. No processo de examinar as imagens do Keck, os astrônomos perceberam que não existia um quasar somente, mas sim quatro mergulhados na nebulosa. Integrando todas as anomalias ao redor da SDSS J0841+3921, eles tentaram entender o que parecia ser um incrível golpe de sorte.

“Se você descobre algo que, de acordo com o atual conhecimento científico, deveria ser algo extremamente improvável, você pode chegar a duas conclusões: foi tudo apenas uma grande sorte, ou você precisa modificar sua teoria”, disse o principal autor do estudo, Dr. Joseph Hennawi do Max Planck Institute for Astronomy. Os astrônomos especulam que alguns processos físicos podem fazer a atividade do quasar muito mais provável em ambientes específicos. Uma possibilidade é que os episódios de quasares sejam disparados quando as galáxias colidem ou se fundem, pois essas interações violentas efetivamente afunilam o gás no buraco negro central. Esses encontros, são muito mais prováveis de ocorrer em um denso proto-aglomerado preenchido com galáxias, do mesmo modo que é mais provável encontrar um tráfego intenso de carros numa grande cidade.

“A gigantesca nebulosa de emissão é uma importante peça do quebra-cabeça, já que isso significa uma tremenda quantidade de gás denso e frio”, disse Fabrizio Arrigoni-Battaia do Max Planck  Institute for Astronomy, que estava envolvido nessa descoberta. Por outro lado, dado o atual entendimento de como as massivas estruturas se formam no universo, a presença de uma nebulosa gigantesca em proto-aglomerados de galáxias é algo totalmente inesperado.

“Nossos modelos atuais de formação de estruturas cósmicas são baseados em simulações de supercomputadores onde se faz a previsão de que objetos no universo inicial deviam ser preenchidos com gás rarefeito, que tem cerca de 10 milhões de graus, enquanto que essa gigantesca nebulosa precisa de um gás milhões de vezes mais denso e mais frio”, disse o co-autor, Dr. Sebastiano Cantalupo do ETH de Zurique.

“Eventos extremamente raros têm a potência de se sobrepor a teorias de muito tempo. Desse modo, a descoberta do primeiro quasar quádruplo  pode forçar os cosmologistas a repensarem seus modelos de evolução dos quasares e a formação das estruturas mais massivas no universo”, concluiu o Dr. Hennawi.

Um novo material super-resfriado cristaliza e brilha quando tocado

Você talvez já esteja familiarizado com a estranheza da água super-resfriada: ela permanece líquida mesmo abaixo do ponto de congelamento, até que uma mexida a transforma em gelo quando menos se espera. 

Você talvez não esteja não familiarizado com os derivados diketopyrrolopyrrole (DPP), que têm propriedades similares, mas ainda estranhas.

Em um novo estudo, cientistas introduziram DPP8, um derivado particular que pode ser super resfriado a -130˚C abaixo do ponto de solidificação. Mas quando tocado de leve, o DPP8 subitamente cristaliza, não diferente da água se tornando gelo. O cristal amarelo brilha sob luz ultravioleta.

Em outras palavras, DPP8 é extremamente sensível a mudanças de cor pelo toque. Os pesquisadores sugerem que ele pode ter aplicações em eletrônicos ou na medicina. Até lá, entretanto, ela é apenas divertida para desenhar.

SGR 1745-2900: A Magnetar próxima do Buraco Negro Supermassivo da Via Láctea revela surpresas

Em 2013, os astrônomos anunciaram que eles tinham descoberto uma magnetar, excepcionalmente próxima ao buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea, usando um conjunto de telescópios espaciais, incluindo o Observatório de Raios-X Chandra, da NASA. Magnetars são estrelas densas colapsadas (chamadas “estrela de nêutrons”) que possuem campos magnéticos enormes e poderosos. A uma distância que poderia ser menor que 0.3 anos-luz (cerca de 2 trilhões de milhas) do buraco negro de 4 milhões de massas solares no centro da Via Láctea, a magnetar é de longe a estrela de nêutrons mais próxima de um buraco negro supermassivo já descoberta e está provavelmente numa trava gravitacional.

Desde a sua descoberta a dois anos atrás, quando ela teve uma explosão de raios-X, os astrônomos veem monitorando ativamente a magnetar, chamada de SGR 1745-2900, com o Chandra e com o XMM-Newton da ESA. A imagem principal desse post mostra a região ao redor do buraco negro da Via Láctea em raios-X do Chandra (vermelho, verde e azul são os raios-X de energia baixa, média e alta, respectivamente). O detalhe contém uma observação do Chandra na área logo ao redor do buraco negro, mostrando uma imagem combinada obtida entre 2005 e 2008 (esquerda), quando a magnetar não havia sido detectada, e uma observação de 2013 (direita) quando ela foi registrada como um ponto brilhante durante a explosão de raios-X que levou a sua descoberta.

Um novo estudo usa observações de monitoramento de longo prazo para revelar que a quantidade de raios-X do SGR 1745-2900 está caindo mais lentamente do que outras magnetars observadas anteriormente, e sua superfície é mais quente do que se esperava. A equipe primeiro considerou se “sismos estelares” são capazes de explicar seu comportamente incomum. Quando estrelas de nêutrons, incluindo as magnetars, se formam, elas podem desenvolver uma crosta no lado de fora da estrela condensada. Ocasionalmente, essa crosta externa se rompe, bem parecido com o que acontece na superfície da Terra, que pode se fraturar com terremotos. Embora os sismos estelares possam explicar a mudança no brilho e o resfriamento observado em muitas magnetars, os autores descobriram que esse mecanismo por si só é incapaz de explicar a queda no brilho de raios-X e a temperatura crustal quente.

A diminuição do brilho em raios-X e o resfriamento da superfície, ocorrem muito rapidamente no modelo dos sismos estelares. Os pesquisadores sugerem que o bombardeamento da superfície da magnetar por partículas carregadas aprisionadas nas espirais do campo magnético acima da superfície podem fornecer o aquecimento adicional da superfície da magnetar, e ser responsável pelo lento declínio em raios-X. Essas espirais do campo magnético podem ser geradas quando a estrela de nêutrons se forma.

Os pesquisadores não acham que o comportamento incomum das magnetars é causado pela sua proximidade de um buraco negro supermassivo, já que a distância é muito grande ainda para uma forte interação via campos magnéticos ou pela gravidade. Os astrônomos continuam a estudar o SGR 1745-2900 para descobrir mais pistas  sobre o que está acontecendo com essa magnetar enquanto ela orbita o buraco negro supermassivo da nossa galáxia.

NGC 2440 – A Pérola de uma nova Anã Branca

Como uma pérola, uma estrela do tipo anã branca brilha depois de ter sido expelida da sua concha. Nessa analogia, contudo, o Sol seria um molusco e sua concha descartada brilharia de forma magnífica. Na concha de gás e poeira mostrada nessa imagem, a nebulosa planetária, designada de NGC 2440, contém uma das anãs brancas mais quentes de que se tem conhecimento. A pérola estelar brilhante pode ser vista como o ponto brilhante perto do centro da imagem. A porção da NGC 2440 mostrada aqui se expande por cerca de um ano-luz. O centro do nosso Sol, eventualmente se tornará uma anã branca, mas isso ainda levará cerca de 5 bilhões de anos. A imagem em cor falsa, aqui apresentada foi capturada pelo Telescópio Espacial Hubble em 1995. A NGC 2440 localiza-se a cerca de 4000 anos-luz de distância da Terra na constelação do sul de Puppis.

Nebulosa NGC 7822

Nebulosa NGC 7822, uma verdadeira multidão de estrelas quentes, jovens e e pilares cósmicos de gás e poeira. 

Descobertos aglomerados estelares escuros

Os aglomerados normais estão assinalados em azul e os aglomerados globulares que apresentam propriedades semelhantes às das galáxias anãs estão em verde. Os aglomerados escuros são muito parecidos aos outros aglomerados da galáxia, no entanto contêm muito mais massa. [Imagem: ESO/DSSurvey/Davide de Martin]

Aglomerados estelares globulares

Observações obtidas com o Very Large Telescope do ESO, no Chile, revelaram uma nova classe de aglomerados estelares globulares "escuros" situados em torno da galáxia gigante Centaurus A. Para a maioria dos aglomerados agora observados, os mais brilhantes apresentam maior massa da maneira esperada - se um aglomerado contém mais estrelas tem um brilho total maior e mais massa total. Mas, em alguns deles, observou-se algo inesperado: eles são muitas vezes mais massivos do que pareciam. E, mais estranho ainda, quanto mais massivos são estes aglomerados incomuns, maior a fração de material que era escuro.

Algo nestes aglomerados é escuro, escondido e massivo. Mas o quê? Existem várias possibilidades. Talvez os aglomerados escuros contenham buracos negros ou outro tipo de restos estelares escuros nos seus núcleos. Este é um fenômeno que pode explicar alguma da massa escondida, mas a equipe concluiu que tem que haver algo mais. E matéria escura? Os aglomerados globulares são normalmente considerados praticamente desprovidos desta substância misteriosa mas, talvez devido a alguma razão desconhecida, alguns aglomerados tenham retido uma quantidade significativa de aglomerações de matéria escura no seu interior. Este aspecto poderá explicar as observações, no entanto não se enquadra nas teorias convencionais.

Mistério

"A nossa descoberta de aglomerados estelares com massas inesperadamente elevadas para o número de estrelas que contêm sugere a existência de várias famílias de aglomerados globulares, com diferentes histórias de formação. Aparentemente alguns aglomerados estelares parecem ser bastante comuns, mas na realidade podem ter muito mais, literalmente, do que o que efetivamente observamos," comentou Thomas Puzia, coautor do trabalho. Os aglomerados estelares globulares são enormes bolas de milhões de estrelas que orbitam a maioria das galáxias.

Tratam-se dos sistemas estelares mais velhos do Universo, tendo sobrevivido durante a maior parte do tempo do crescimento e evolução das galáxias. O resumo é que esses objetos permanecem um mistério. A equipe está agora trabalhando em um rastreio maior de outros aglomerados globulares noutras galáxias. O trabalho feito agora analisou uma amostra de 125 aglomerados globulares que se situam em torno de Centaurus A, com o auxílio do instrumento FLAMES montado no Very Large Telescope do ESO, no Observatório do Paranal, no norte do Chile.

Como uma GALÁXIA INTEIRA pode morrer?

Um dos maiores mistérios criminais do universo é como galáxias morrem e quem as mata. Um novo estudo, publicado na revista Nature, descobriu que a principal causa de morte galática é o estrangulamento, que ocorre após elas serem cortadas a partir de matérias-primas necessárias para produzir novas estrelas. Pesquisadores da Universidade de Cambridge, na Inglaterra, e do Royal Observatory de Edimburgo, na Escócia, descobriram que os níveis de metais contidos nas galáxias mortas fornecem “impressões digitais” chaves, tornando possível determinar sua causa da morte. Existem dois tipos de galáxias no universo: cerca de metade são as “vivas” que produzem estrelas, e a outra metade são as “mortas”, que não o fazem.

Galáxias vivas, como a nossa Via Láctea, são ricas em gás frio – principalmente hidrogênio – necessário para produzir novas estrelas, enquanto galáxias mortas têm um número muito baixo destes suprimentos. Mas quem assassina as mortas? Os astrônomos têm duas principais hipóteses: ou o gás frio necessário para produzir novas estrelas de repente é “sugado” para fora das galáxias por forças internas ou externas, ou o fornecimento de gás frio é de alguma forma interrompido, lentamente estrangulando a galáxia até a morte durante um período de tempo prolongado.

Análise comparativa
A fim de chegar ao fundo deste mistério, a equipe usou dados do Sloan Digital Sky Survey para analisar os níveis de metais em mais de 26.000 galáxias de tamanho médio localizadas em nosso canto do universo. “Os metais são um marcador poderoso da história da formação de estrelas: quanto mais estrelas são formadas por uma galáxia, mais quantidade de metal você vai ver”, explica o Dr. Yingjie Peng, do Laboratório Cavendish de Cambridge e do Kavli Instituto de Cosmologia, autor principal do artigo. “Os níveis de metais em galáxias mortas devem ser capazes de nos dizer como elas morreram”.

Se as galáxias são mortas através da saída repentina do gás frio, o conteúdo de metal de uma galáxia morta deve ser o mesmo que pouco antes dela morrer, com a formação de estrelas parando abruptamente. No caso de morte por estrangulamento, no entanto, o teor de metais da galáxia continuaria subindo e, eventualmente, pararia, com a formação de estrelas continuando até que o gás frio existente estivesse completamente esgotado. Enquanto não é possível analisar as galáxias individualmente devido às escalas de tempo enormes envolvidas, ao investigar estatisticamente a diferença de teor de metais de galáxias vivas e mortas, os pesquisadores foram capazes de determinar a causa da morte da maioria das galáxias de tamanho médio.


Resultados
Descobrimos que, para uma dada massa estelar, o teor de metais de uma galáxia morta é significativamente maior do que o de uma galáxia de formação de estrelas de massa semelhante”, afirma o professor Roberto Maiolino, coautor do novo estudo. “Isto não é o que esperaríamos no caso de remoção de gás repentina, mas é consistente com o cenário de estrangulamento”. Os pesquisadores foram capazes de testar os seus resultados novamente olhando para a diferença de idade estelar entre galáxias formadoras de estrelas e galáxias inoperantes, independente de níveis de metais, e encontraram uma diferença média de idade de quatro bilhões de anos – o que está de acordo com o tempo que levaria para uma galáxia de formação estelar ser estrangulada até a morte, como é inferido a partir da análise de metalicidade.  Esta é a primeira evidência conclusiva de que as galáxias estão sendo estranguladas até a morte”, afirma Peng. “O próximo passo é descobrir o que está causando isso. Em essência, já sabemos a causa da morte, mas ainda não sabemos quem é o assassino, embora hajam alguns suspeitos”.

O Aglomerado globular estelar 47 Tucanae

Crédito de imagem: NASA, ESA, Hubble equipe da herança (STScI / AURA) Reconhecimento: J. Mack (STScI) e G. Piotto (U. Padova)

O aglomerado globular estelar 47 Tucanae é uma caixa de joias do céu do sul. Também conhecido como NGC 104, ele flutua sobre o halo da nossa Via Láctea, juntamente com mais 150 aglomerados globulares estelares. O segundo aglomerado globular mais brilhante (depois do Omega Centauri) como visto da Terra, o 47 Tuc, localiza-se a cerca de 17000 anos-luz de distância e pode ser visto a olho nu perto da Pequena Nuvem de Magalhães na constelação do Tucano. O denso aglomerado é feito de centenas de milhares de estrelas num volume de cerca de 120 anos-luz de diâmetro. Observações recentes mostram que as estrelas anãs brancas do 47 Tuc estão num processo de estarem sendo gravitacionalmente expelidas para as partes mais externas do aglomerado devido a sua massa relativamente baixa. Outras estrelas coloridas de baixa massa incluindo as estrelas gigantes vermelhas amareladas são fáceis de serem registradas nas partes mais externas do aglomerado nessa imagem nítida recém lançada pelo Telescópio Espacial Hubble.

Hubble traça a migração de anãs brancas no exame 47 TUCANAE

Esta imagem obtida pelo Hubble mostra o enxame globular conhecido como NGC 104 - ou, mais popularmente, 47 Tucanae (pois faz parte da constelação de Tucano no hemisfério sul). Depois de Omega Centauri, é o enxame globular mais brilhante do céu noturno, contendo dezenas de milhares de estrelas. Cientistas usaram o Hubble para observar anãs brancas no enxame. Estas estrelas moribundas migram do centro lotado para a periferia mais despovoada. Embora os astrónomos já conhecessem este processo, nunca o tinha visto em ação, até ao estudo detalhado de 47 Tucanae.  Crédito: NASA, ESA e Equipa de Arquivo do Hubble (STScI/AURA) - ESA/Colaboração Hubble; Reconhecimento: J. Mack (STScI) e G. Piotto (Universidade de Pádua, Itália)

Astrónomos usando o Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA recolheram, pela primeira vez, um censo de jovens anãs brancas que começam a sua migração a partir do centro lotado de um antigo enxame estelar para a periferia mais despovoada. Os novos resultados desafiam as nossas ideias sobre como e quando uma estrela perde massa perto do fim da sua vida. As anãs brancas são as relíquias queimadas de estrelas antigas que rapidamente desligaram os seus fornos nucleares, arrefecendo e perdendo massa no final das suas vidas ativas. À medida que estes cadáveres estelares perdem massa, são expulsos do centro denso do enxame globular e migram para órbitas mais largas.

Embora os astrónomos conheçam este processo, nunca o tinham visto em ação, até agora. Os astrónomos usaram o Hubble para traçar esta jornada estelar estudando 3000 anãs brancas no enxame globular 47 Tucanae (NGC 104), um enxame denso com centenas de milhares de estrelas pertencente à Via Láctea. Nós já tínhamos visto este quadro final: anãs brancas que migraram e estabeleceram-se em órbitas mais distantes, fora do núcleo, determinadas pela sua massa," explicou Jeremy Heyl da Universidade de Columbia Britânica, no Canadá, autor principal do artigo científico.



Esta imagem do Hubble mostra a região central do enxame globular NGC 104 (também conhecido como 47 Tucanae). Crédito: NASA, ESA e Equipa de Arquivo do Hubble (STScI/AURA) - ESA/Colaboração Hubble; Reconhecimento: J. Mack (STScI) e G. Piotto (Universidade de Pádua, Itália)

"Mas neste estudo, que compreende cerca de um-quarto de todas as anãs brancas jovens no enxame, estamos na verdade a apanhar estrelas no processo de migração e distribuição tendo em conta a sua massa. Usando as capacidades ultravioletas da câmara WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble, os astrónomos rastrearam populações de anãs brancas de várias idades. Usando as cores das estrelas, os astrónomos podem também estimar a idade de cada estrela. Um grupo de estrelas com seis milhões de anos acaba de começar a sua viagem do centro do enxame. Outra população tem mais ou menos 100 milhões de anos e já chegou à sua nova posição, a cerca de 1,5 anos-luz do ponto de partida, longe do centro do enxame.

"Antes de se tornarem anãs brancas, as estrelas em migração estavam entre as mais maciças do enxame, com mais ou menos a massa do Sol," explica a coautora Elisa Antolini da Università degli Studi di Perugia, Itália. "Nós sabíamos que à medida que perdem massa veríamos uma migração para a periferia; isto não foi uma surpresa. Mas, o que nos surpreendeu foi que as anãs brancas mais jovens estavam apenas a começar a sua viagem. Isto pode ser evidência de que as estrelas perdem grande parte da sua massa mais tarde do que pensávamos, o que é um achado emocionante."

Esta imagem do Hubble mostra a região central do enxame globular NGC 104 (também conhecido como 47 Tucanae). Usando as capacidades ultravioletas da câmara WFC3 do Hubble, os astrónomos rastrearam populações de anãs brancas com várias idades e posições. Isto tornou possível, pela primeira vez, recolher um censo de anãs brancas jovens que começam a sua migração do centro lotado para a periferia mais despovoada de um antigo enxame estelar. Crédito: NASA, ESA e H. Richer e J. Heyl (Universidade de Columbia Britânica, Vancouver)


Cerca de 100 milhões de anos antes das estrelas evoluírem para anãs brancas, incham e tornam-se estrelas gigantes vermelhas. Muitos astrónomos pensavam que estas estrelas perdiam a maioria da sua massa durante esta fase. No entanto, se fosse este o caso, as estrelas já teriam sido expulsas do centro do aglomerado durante a fase de gigante vermelha.

"As nossas observações com o Hubble descobriram anãs brancas que estão apenas no início da sua migração para órbitas mais largas," explica o membro da equipa, Harvey Richer, também da Universidade da Columbia Britânica, Canadá. "Isto revela que a migração das estrelas desde o centro - despoletada pela perda de massa - começa mais tarde na vida da estrela do que se pensava. Estas anãs brancas estão perdendo uma grande quantidade de massa mesmo antes de se tornarem anãs brancas e não durante a fase de gigante vermelha."

Os novos resultados sugerem que as estrelas na realidade perdem 40 a 50 por cento da sua massa apenas 10 milhões de anos antes de se tornarem totalmente anãs brancas. Os estudos sobre a segregação de massa nas anãs brancas vão continuar, e o enxame 47 Tucanae é um local ideal para os realizar devido à proximidade com o Sol e ao número significativo de estrelas no núcleo do enxame que podem resolvidas com a visão nítida do Hubble.

A terrível beleza da Medusa

O Very Large Telescope do ESO, no Chile, capturou a imagem mais detalhada até hoje da Nebulosa da Medusa (também conhecida por Abell 21 e Sharpless 2-274). À medida que a estrela no coração desta nebulosa caminha rumo à aposentadoria, as suas camadas mais externas vão sendo liberadas para o espaço, formando uma nuvem colorida. A imagem pressagia o que acontecerá ao Sol num futuro distante, quando na sua fase final se transformar num objeto desde tipo.Crédito:ESO

Com o auxílio do Very Large Telescope do ESO, instalado no Chile, astrônomos capturaram a imagem mais detalhada até hoje da Nebulosa da Medusa. À medida que a estrela no coração desta nebulosa se aproxima de sua aposentadoria, as suas camadas mais exteriores vão sendo libertadas para o espaço, formando uma nuvem colorida. A imagem pressagia o que acontecerá ao Sol num futuro distante, quando na sua fase final se transformar num objeto desde tipo. Esta bonita nebulosa planetária retira o seu nome da terrível criatura da mitologia grega - Medusa, a Górgone. Este objeto tem também o nome Sharpless 2-274 e situa-se na constelação dos Gêmeos.

A Nebulosa da Medusa tem uma dimensão de cerca de quatro anos-luz e encontra-se a uma distância de cerca de 1500 anos-luz da Terra. Apesar do seu tamanho é extremamente tênue e difícil de observar. A Medusa era uma criatura hedionda com serpentes na cabeça em vez de cabelos. As serpentes estão representadas pelos filamentos serpenteantes de gás brilhante desta nebulosa. O brilho vermelho do hidrogênio e a emissão verde mais fraca do oxigênio estendem-se muito para além da imagem, formando um crescente no céu. A ejeção de massa por parte das estrelas que se encontram nesta fase da sua evolução é muitas vezes intermitente, o que pode resultar em estruturas fascinantes no seio das nebulosas planetárias.

Durante dezenas de milhares de anos os núcleos estelares das nebulosas planetárias encontram-se rodeados por estas espetaculares nuvens coloridas de gás. Depois de mais alguns milhares de anos o gás vai-se dispersando lentamente para o meio circundante. Trata-se da última fase de transformação de estrelas como o Sol, antes de terminarem as suas vidas ativas sob a forma de anãs brancas. A fase de nebulosa planetária na vida de uma estrela corresponde a uma fração minúscula do seu tempo de vida total - tal como o tempo que uma criança leva a soprar uma bola de sabão e a vê-la afastar-se é um instante breve no seu tempo de vida total.

A radiação ultraviolenta intensa emitida pela estrela muito quente que se situa no núcleo da nebulosa, faz com que os átomos do gás que se desloca para o exterior perca os seus elétrons, dando origem a gás ionizado. As cores características deste gás brilhante podem ser usadas para identificar objetos. Em particular, a presença do brilho verde emitido pelo oxigênio duas vezes ionizado ([O III]) usa-se para encontrar nebulosas planetárias. Utilizando filtros apropriados, os astrônomos conseguem isolar a radiação emitida pelo gás brilhante e fazer com que a nebulosa tênue apareça muito mais destacada sobre o plano de fundo mais escuro.

Quando a emissão verde de [O III] da nebulosa foi observada pela primeira vez, os astrônomos pensaram que tinham descoberto um novo elemento, ao qual chamaram nebulium. Mais tarde compreenderam que se tratava simplesmente de um comprimento de onda de radiação raro, de uma forma ionizada do familiar elemento que era o oxigênio. Esta nebulosa também tem o nome de Abell 21 (ou mais formalmente PN A66 21), devido ao astrônomo americano George O. Abell, que descobriu este objeto em 1955. Durante algum tempo os astrônomos debateram entre si se esta nuvem seria os restos da explosão de uma supernova.

No entanto, nos anos 1970, os investigadores conseguiram medir o movimento e outras propriedades do material da nuvem e esta foi claramente identificada como sendo uma nebulosa planetária. Esta imagem foi criada a partir de dados capturados com o instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph), montado no VLT, obtidos no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO.

NGC 3314

NGC 3314 é na verdade duas grandes galáxias espirais na direção da constelação de Hydra.

WISE descobre galáxia mais luminosa do universo

Impressão de artista da galáxia WISE J224607.57-052635.0. Crédito: NASA/JPL-Caltech


Uma galáxia remota que brilha com a luz de mais de 300 biliões de sóis foi descoberta usando dados do WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA. A galáxia é a mais luminosa já observada até ao momento e pertence a uma nova classe de objetos recentemente descobertos pelo WISE - galáxias infravermelhas extremamente luminosas, ou ELIRGs (extremely luminous infrared galaxies, em inglês). Estamos observando uma fase muito intensa da evolução galáctica," afirma Chao-Wei Tsai do JPL da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia, autor principal do novo artigo publicado hoje na revista The Astrophysical Journal. "Esta luz deslumbrante pode ser o principal surto de crescimento do buraco negro da galáxia."

A galáxia brilhante, conhecida como WISE J224607.57-052635.0, pode ter um buraco negro no seu ventre, empanturrando-se de gás. Os buracos negros supermassivos atraem gás e matéria para um disco em torno deles, aquecendo-os até temperaturas extremas que rondam os milhões de graus e libertando radiação altamente energética no visível, no ultravioleta e em raios-X. A luz é bloqueada pelos casulos circundantes de poeira. À medida que a poeira aquece, irradia luz infravermelha. Os buracos negros gigantes são comuns nos núcleos das galáxias, mas é raro encontrar um assim tão grande e tão no passado cósmico. Tendo em conta que a luz da galáxia que contém o buraco negro já viajou 12,5 mil milhões de anos-luz para chegar até nós, os astrónomos estão vendo o objeto como era no passado distante.

O buraco negro já tinha milhares de milhões de vezes a massa do Sol quando o Universo tinha apenas um-décimo da sua idade atual de 13,8 mil milhões de anos. O novo estudo aponta três razões por que os buracos negros nas ELIRGs podem ter crescido assim tanto. Em primeiro lugar, podem ter nascido já grandes. Por outras palavras, as "sementes", ou os buracos negros embrionários, podem ser maiores do que se pensava ser possível. "Como é arranjamos um elefante?" pergunta Peter Eisenhardt, cientista do projeto WISE no JPL e coautor do artigo. "Uma maneira é começar com um elefante bebé."

As outras duas explicações envolvem ou quebrar ou distorcer o limite teórico da alimentação dos buracos negros, chamado limite de Eddington. Quando um buraco negro alimenta-se, o gás cai para a sua direção e aquece, libertando luz. A pressão da luz pode empurrar o gás para fora, criando um limite para o quão rápido o buraco negro pode continuamente devorar matéria. Se um buraco negro quebrasse este limite, poderia, teoricamente, inchar em tamanho a um ritmo alucinante. Já foram observados buracos negros a quebrar este limite; no entanto, o buraco negro no estudo teria que estar a quebrar repetidamente este limite para crescer assim tanto.


Alternativamente, os buracos negros podem só estar a distorcer este limite.

"Outra maneira para um buraco negro crescer assim tanto é se tiver acesso a um banquete constante, consumindo comida mais depressa do que normalmente se pensava ser possível," afirma Tsai. "Isto pode acontecer caso o buraco negro não gire tão depressa. Se um buraco negro girar mais devagar que o normal, não irá repelir tanto a sua refeição. No final, um buraco negro de rotação lenta pode devorar mais matéria do que um buraco negro de rotação rápida.

"Os buracos negros massivos nas ELIRGs podem estar empanturrando-se de matéria durante maiores períodos de tempo," afirma Andrew Blain da Universidade de Leicester no Reino Unido, coautor do artigo. "É como ganhar uma competição de ingestão de cachorros quentes com a duração de centenas de milhões de anos. São necessárias mais pesquisas para resolver o enigma destas galáxias deslumbrantemente luminosas. A equipa tem planos para melhor determinar as massas dos buracos negros centrais. A determinação da massa irá ajudar a revelar a sua história, bem como a de outras galáxias, neste capítulo muito importante e frenético do nosso cosmos.

O WISE tem encontrado cada vez mais destas galáxias raras em imagens infravermelhas de todo o céu capturadas em 2010. Ao observar todo o céu com mais sensibilidade do que nunca, o WISE foi capaz de avistar espécimes cósmicos raros que, caso contrário, poderiam ter sido perdidos. O novo estudo relata um total de 20 novas ELIRGs, incluindo a galáxia mais luminosa já descoberta até à data. Estas galáxias não foram encontradas mais cedo devido à sua distância e porque a poeira cobre a sua poderosa luz visível numa manifestação incrível de radiação infravermelha. Nós descobrimos, num estudo relacionado, também com o WISE, que até metade das galáxias mais luminosas só são bem visíveis no infravermelho," conclui Tsai.

Por que existem estrelas de diferentes cores ?

As cores das estrelas variam em função de sua composição química e de sua temperatura. As estrelas menos quentes, que queimam a 3 000 graus, têm coloração vermelha. As mais quentes, nas quais a temperatura é de 30 000 graus, apresentam tons de azul.

A Nebulosa da Coruja

A Nebulosa da Coruja é uma nebulosa planetária localizada na constelação de Ursa Major.

A Nebulosa da Ampulheta

A Nebulosa da Ampulheta é uma nebulosa planetária jovem situada na constelação de Musca a cerca de 8 000 anos-luz da Terra.

Este pode ser o sistema de energia solar mais eficiente do mundo

Uma companhia sueca afirma que este pequeno sistema de energia solar concentrada — que faz uso de ideias de um clérigo escocês do século XIX — converte 34% de luz do sol em energia. Isso pode fazer dele o sistema solar mais eficiente do mundo.

De acordo com informações do The Guardian, o sistema — atualmente passando por testes feitos pela empresa criadora, a RiPasso Energy, no deserto do Kalahari — usa pratos de 100 m² para focar a luz do sol em um único ponto.

O calor movimenta um motor Stirling de combustão externa, originalmente desenvolvido por Robert Stirling em 1816, que alterna entre aquecimento e resfriamento de um volume fechado de gás para movimentar um pistão e um pêndulo para gerar eletricidade. Os pratos solares movem os eixos durante o dia para capturar o máximo de luz possível.

Testes mostram que cada prato solar pode gerar de 75 a 85 megawatt-hora de energia por ano. Para se ter ideia, a mesma eletricidade gerada por usinas de energia movidas à carvão criam 81 toneladas métricas de CO2. A afirmada eficiência de 34% acaba ganhando de outras técnicas de captação de energia solar: as tradicionais células fotovoltaicas conseguem um máximo de 23%.

Mas o preço dessa inovação ainda não foi mencionado — e ele provavelmente é proibitivo. Só que a RiPasso alega ter fundos o suficiente para a primeira instalação de larga escada. Será interessante acompanhar o caso para saber se os o 34% de eficiência afirmados serão alcançados.

Podemos nomear as estrelas com qualquer nome ?

Os astrônomos não são donos das estrelas. Ninguém é. Porém, ao descobrir um corpo celeste (como um planeta, cometa ou asteroide) é possível sugerir-lhe um nome. Isso já ocorreu várias vezes, nem sempre com bom senso, como no célebre caso de Urano, batizado inicialmente de Jorge!

Todos os anos, pessoas que estudam os céus (profissionais ou não) descobrem novos corpos celestes e, particularmente no caso dos cometas, é comum que recebam o nome de seus descobridores.

É o caso do cometa Hale-Bopp, por exemplo, nome que faz referência a Alan Hale (um astrônomo profissional) e Thomas Bopp (um astrônomo amador), que dividiram os créditos pelo achado.

Galáxia do Redemoinho

Galáxia do Redemoinho, é uma galáxia espiral na direção da constelação de Canes Venatici.

A estrutura espiral pronunciada da galáxia do Redemoinho é resultado do encontro com sua galáxia satélite, NGC 5195. Devido à interação, o gás na galáxia foi perturbado em comprimido em certas regiões, resultando na formação de novas estrelas. Comum em galáxias espirais, a estrutura espiral é preferivelmente induzido na galáxia mais maciça.

É classificado como uma galáxia Seyfert tipo 2.5, e seu núcleo já foi investigado pelo Telescópio Espacial Hubble, que também já investigou seus braços mais interiores e o Infrared Space Observatory já visualizou a galáxia no infravermelho.

Nebulosa NGC 6888

A nebulosa Crescente, também conhecida como NGC 6888, Caldwell 27, Sharpless 105 é uma nebulosa de emissão, na constelação de Cygnus, a cerca de 5000 anos-luz de distância.

A misteriosa estrela Nast 1

Os astrônomos usando o Telescópio Espacial Hubble da NASA estão revelando novas pistas surpreendente sobre um robusto e rápido envelhecimento estelar cujo comportamento nunca havia sido visto antes na Via Láctea. De fato, a estrela é tão estranha que os astrônomos a apelidaram de Nasty 1, um trocadilho com seu nome oficial no catálogo que é NaSt1. A estrela pode representar um breve estágio transitório na evolução de estrelas extremamente massivas. Descoberta pela primeira vez a algumas décadas atrás, a Nasty 1, foi identificada como uma estrela Wolf-Rayet, uma estrela de rápido crescimento que é muito mais massiva que o nosso Sol. A estrela perdeu suas camadas externas preenchidas com hidrogênio rapidamente, expondo assim seu núcleo super quente e extremamente brilhante de hélio. Mas a Nasty 1, não parece uma estrela Wolf-Rayet típica. Os astrônomos usando o Hubble esperaram ver lobos gêmeos de gás fluindo dos lados opostos da estrela, talvez, algo similar ao que acontece com a massiva estrela Eta Carinae, que é uma candidata a Wolf-Rayet. Ao invés disso, o Hubble revelou um disco de gás em forma de panqueca circulando a estrela. O vasto disco tem cerca de 2 trilhões de milhas de largura, e pode ter formado de uma estrela companheira invisível que comeu o envelope externo da recém formada Wolf-Rayet. Com base nas estimativas atuais, a nebulosa ao redor das estrelas tem apenas poucos milhares de anos de vida e está somente a 3000 anos-luz de distância d Terra.

“Nós ficamos animados ao ver essa estrutura em forma de disco, pois ela pode ser a evidência para a formação de uma estrela Wolf-Rayet de uma interação de estrelas binárias”, disse o líder do estudo John Mauerhan, da Universidade da Califórnia, Berkeley. “Existem muito poucos exemplos na galáxia desse processo em ação pois, essa fase tem uma vida bem curta, talvez durando somente cem mil anos, enquanto a escala de tempo durante o qual o disco resultante é visível pode ser de somente dez mil anos ou menos. De acordo com o cenário da equipe, uma estrela massiva se desenvolve muito rapidamente, e à medida que ela começa a esgotar o hidrogênio ela incha. Seu envelope externo de hidrogênio torna-se mais frágil e vulnerável ao rompimento gravitacional ou a um tipo de canibalismo estelar por uma estrela companheira próxima. Nesse processo, a estrela mais compacta ganha massa, e a estrela massiva original perde seu envelope de hidrogênio, expondo seu núcleo de hélio para se tornar uma estrela do tipo Wolf-Rayet.

Outra maneira de se formar estrelas do tipo Wolf Rayet é quando uma estrela massiva ejeta seu próprio envelope de hidrogênio por meio de fortes ventos estelares com partículas carregadas. O modelo de interação binária onde uma estrela companheira está presente está ganhando ênfase, pois os astrônomos perceberam que no mínimo 70% das estrelas massivas são membros de sistemas estelares duplos. A perda de massa direta sozinha não pode ser responsável pelo número de estrelas Wolf-Rayet relativas à outras estrelas massivas menos desenvolvidas na galáxia.

“Nós estamos descobrindo que é difícil formar todas as estrelas Wolf-Rayet que nós observamos, por meio do mecanismo tradicional do vento, pois a perda de massa não é tão forte como nós normalmente pensávamos”, disse Nathan Smith da Universidade do Arizona em Tucson, que é co-autor do novo artigo sobre a NaSt1. “A troca de massa em sistemas binários parece ser vital para ser responsável pelas estrelas Wolf-Rayet e pelas supernovas que elas geram, e registrando estrelas binárias nessa fase de vida curta nos ajudará a entender melhor esse processo. Mas o processo de transferência de massa em sistemas binários enormes não é sempre eficiente. Parte da matéria que é arrancada pode vazar durante a briga gravitacional dinâmica entre as estrelas, criando um disco ao redor da binária.

“Isso é o que nós pensamos que está acontecendo na Nasty1”, disse Mauerhan. “Nós pensamos que exista uma estrela do tipo Wolf-Rayet enterrada na nebulosa, e nós pensamos que essa nebulosa está sendo criada pelo processo de transferência de massa. Assim esse tipo de canibalismo estelar faz com que a Nasty 1 seja um apelido bem dado. O nome de catálogo da estrela, NaSt1, é derivado das primeiras duas letras de cada um dos dois astrônomos que a descobriu em 1963, Jason Nassau e Charles Stephenson. Observar o sistema Nasty 1 não tem sido uma tarefa fácil. O sistema é tão mergulhado no gás e na poeira, que eles bloqueiam até mesmo a visão do Hubble das estrelas. Assim, a equipe de Mauerhan não pode medir a massa de cada estrela, a distância entre elas, ou a quantidade de material que está sendo transferido para a estrela companheira.

Observações anteriores da Nasty 1, têm fornecido algumas informações sobre o gás no disco. O material, por exemplo, está viajando a cerca de 22000 milhas por hora na nebulosa externa, mais lentamente do que em estrelas similares. A velocidade comparativamente menor, indica que a estrela expeliu seu material através de um evento menos violento do que a emissão explosiva da Eta Carinae, onde o gás está viajando a centenas de milhares de milhas por hora. A Nasty 1 também pode estar expelindo material esporadicamente. Estudos passados realizados na luz infravermelha têm mostrado evidências para um compacto bolsão de poeira quente muito próximo das estrelas centrais. Observações recentes feitas por Mauerhan e seus colegas na Universidade do Arizona, usando o Telescópio Magellan no Observatório de Las Campanas no Chile, têm resolvido um grande número de bolsões de poeira mais fria que pode estar indiretamente dispersando a luz das estrelas centrais.

 A presença da poeira quente implica que ela é formada muito recentemente, talvez por meio de jorros, à medida que material quimicamente enriquecido dos dois ventos estelares colide em diferentes pontos, se mistura, flui e então resfria. Mudanças esporádicas na intensidade do vento ou na taxa com a qual a estrela companheira arranca o envelope de hidrogênio da estrela principal, pode também explicar a estrutura condensada e os vazios vistos nas parte mais distantes no disco. Para medir os ventos hipersônicos de cada estrela, os astrônomos viraram para lá o Observatório de Raios-X Chandra da NASA. As observações revelaram jatos de plasma quente, indicando que os ventos de ambas as estrelas estão na verdade colidindo e criando ondas de choque de alta energia que brilham nos raios-X. Esses resultados são consistentes com o que os astrônomos têm observado de outros sistemas de estrelas Wolf-Rayet.

A caótica atividade de transferência de massa terminará quando a estrela Wolf-Rayet esgotar seu material. Eventualmente, o gás no disco se dissipará, fornecendo assim uma clara visão do sistema binário. “Qual caminho evolucionário a estrela seguirá é incerto, mas definitivamente não será nada chato”, disse Mauerhan. “A Nasty 1 poderia se desenvolver em outro sistema parecido com o da Eta Carinae. Para fazer essa transformação, a estrela companheira ganhando massa poderia experimentar uma gigantesca erupção devido a alguma instabilidade relacionada com a aquisição de matéria da Wolf-Rayet recém formada. Ou a Wolf-Rayet poderia explodir como uma supernova. Uma fusão estelar é outra saída potencial, dependendo da evolução orbital do sistema.

O futuro pode ser cheio de todos os tipo de exóticas possibilidades, dependendo se ela explode ou quanto tempo a transferência de massa ocorre, e por quanto tempo a transferência de massa ocorre, e quanto tempo ela vive depois dos casos de transferência de massa. Os resultados obtidos pela equipe aparecem na edição online de 21 de Maio de 2015 do Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Foto : Galáxias em colisão

Galáxias em colisão, alguns dos mais interessantes objetos do universo.

Sagitario A

Esta é uma foto do centro da Via Láctea, onde existe um gigantesco buraco negro. O nome do gigante é Sagitario A-estrela e estima-se que contenha aproximadamente 4 milhões de vezes a massa do nosso sol. Ninguém ainda conseguiu enxergá-lo diretamente, porém, no final de 2011 com a ajuda do telescópio Chandra, foi possível detectar uma nuvem de gás com massa muito superior à da Terra bem próxima de ser devorada pelo buraco negro.

Um Céu Escuro e Empoeirado

No céu empoeirado na direção da constelação de Taurus e do Braço de Orion da nossa Via Láctea, esse vasto mosaico segue as nebulosas de reflexão escuras e apagadas ao longo da nuvem molecular fértil da região. O campo de visão de seis graus começa com a longa nebulosa escura LDN 1495 e se espalha a partir da parte inferior esquerda, e se estende além da nebulosa parecida com um pássaro conhecida como Nebulosa da Águia Bebê, a LBN 777, na parte inferior direita. Pequenas nebulosas de reflexão azuladas circundam as estrelas espalhadas e mais apagadas de Taurus, aparecem na imagem embora sejam normalmente esquecidas em prol dos espetáculos celestes mais brilhantes e mais conhecidos da constelação. Associada com a jovem estrela variável RY Tau, está a nebulosa amarelada VdB 27 em direção à parte superior esquerda. Localizada a 400 anos-luz de distância, a nuvem molecular de Taurus é uma das regiões de formação de estrelas de pequena massa mais próximas da Terra. A essa distância, essa visão escura se espalha por cerca de 40 anos-luz.

Telescópios capturam raros momentos iniciais de supernovas bebé

O gráfico ilustra uma curva de luz da recém-descoberta supernova do Tipo Ia, denominada KSN 2011b, pelo telescópio Kepler. A curva de luz mostra o brilho de uma estrela (eixo vertical) em função do tempo (eixo horizontal) antes, durante e depois a explosão. O diagrama branco à direita representa 40 dias de observações contínuas do Kepler. Na caixa vermelha, a região azulada é o "aumento" esperado nos dados caso uma estrela companheira esteja presente durante a supernova. As medições permaneceram constantes (linha amarela), concluindo que a causa seja a fusão de duas estrelas em órbita íntima, muito provavelmente duas anãs brancas. A descoberta fornece as primeiras medições diretas capazes de informar os cientistas acerca da cusa da explosão. Crédito: Ames da NASA/W. Stenzel

Os astrónomos estão intrigados pelas medições de supernovas recém-nascidas obtidas pelo Kepler e pelo Swift, debruçando-se sobre elas na esperança de melhor compreender o que despoleta estas explosões demolidoras. Os cientistas estão particularmente fascinados com as supernovas do Tipo Ia, pois podem servir como um "farol" para medir grandes distâncias através do espaço. As observações inéditas dos pré-eventos de supernovas pelo Kepler e a agilidade do Swift em dar resposta aos eventos motivaram ambos descobertas importantes, ao mesmo tempo mas em comprimentos de onda muito diferentes," afirma Paul Hertz, diretor de astrofísica.

"Não só podemos obter uma imagem sobre o que desencadeia uma supernova do Tipo Ia, mas estes dados permitem-nos melhor calibrar as supernovas do Tipo Ia como 'velas padrão', o que tem implicações para a nossa capacidade de eventualmente compreender os mistérios da energia escura. As supernovas do Tipo Ia explodem com brilho semelhante porque o objeto [que explode] é sempre uma anã branca, o remanescente de uma estrela como o Sol, agora com o tamanho da Terra. Uma anã branca pode explodir como uma supernova ao fundir-se com outra anã branca ou ao puxar demasiada matéria de uma estrela companheira, provocando uma reação termonuclear.

Nos estudos publicados ontem na revista Nature, o Kepler e o Swift encontraram evidências que suportam ambos os cenários estelares explosivos. Os investigadores que estudam os dados do Kepler avistaram três supernovas novas e distantes, e o conjunto de dados inclui medições obtidas antes das violentas explosões. Conhecido pelas suas proezas como caçador de planetas e pelo seu olhar incessante, as observações extraordinariamente precisas e frequentes do telescópio espacial Kepler (a cada 30 minutos) permitiram aos astrónomos voltar o relógio atrás no tempo e dissecar os momentos iniciais de uma supernova. A descoberta fornece as primeiras medições diretas capazes de informar os cientistas acerca da causa da explosão.

"As nossas descobertas de supernovas pelo Kepler favorecem fortemente o cenário de fusão de uma anã branca, enquanto o estudo do Swift, liderado por Cao, prova que as supernovas do Tipo Ia podem também surgir a partir de anãs brancas individuais," explica Robert Olling, investigador associado da Universidade de Maryland e autor principal do estudo. "Assim como muitos caminhos vão dar a Roma, a natureza poderá ter várias formas de fazer explodir anãs brancas. Para capturar os primeiros momentos das explosões Tipo Ia, a equipa de investigação monitorizou 400 galáxias durante dois anos usando o Kepler. A equipa descobriu três eventos, designados KSN 2011b, KSN 2011c e KSN 2012a, com medições obtidas antes, durante e após as explosões.

Os primeiros dados fornecem uma visão sobre os processos físicos que inflamam estas bombas estelares a centenas de milhões de anos-luz de distância. Quando uma estrela transforma-se em supernova, a explosão de energia ejeta o material a velocidades hipersónicas, emitindo uma onda de choque em todas as direções. Se existir uma estrela companheira nas proximidades, a perturbação da onda de choque será gravada nos dados. Os cientistas não encontraram evidências de uma estrela companheira e concluíram que a causa é a colisão e fusão de duas estrelas que orbitam bastante perto uma da outra, muito provavelmente duas anãs brancas.



Esta simulação de computador mostra os detritos de uma supernova do Tipo Ia (castanho) colidindo com a sua companheira estelar (azul) a dezenas de milhões de quilómetros por hora. A interação produz luz ultravioleta que escapa à medida que a concha da supernova envolve a companheira, um sinal detetado pelo Swift.  Crédito: UC Berkeley, Daniel Kasen

O conhecimento da distância de uma galáxia no estudo Kepler foi fundamental para caracterizar o tipo de supernova avistado por Olling e colegas. Para determinar a distância, a equipa voltou-se para os poderosos telescópios dos Observatórios Gemini e W. M. Keck no topo de Mauna Kea, Hawaii. Estas medições foram importantes para os cientistas concluírem que as supernovas que haviam descoberto eram do Tipo Ia. O Kepler deu-nos ainda outra surpresa, desempenhando um papel inesperado na ciência das supernovas, ao fornecer as primeiras boas amostras de curvas de luz do início de uma supernova do Tipo Ia," comenta Steve Howell, cientista do projeto Kepler no Centro de Pesquisa Ames da NASA em Moffett Field, no estado americano da Califórnia. Agora na sua missão K2, o observatório irá procurar mais supernovas entre muitos milhares de galáxias. Um grupo separado de astrónomos também encontrou dados intrigantes sobre uma supernova diferente. Liderados pelo estudante Yi Cao do Caltech (Instituto de Tecnologia da Califórnia), uma equipa usou o Swift para detetar um flash ultravioleta, sem precedentes, dos primeiros dias de uma supernova do Tipo Ia. Com base em simulações de computador de explosões de supernova em sistemas binários, os investigadores acreditam que o pulso UV foi emitido quando a onda de choque chocou contra e engoliu uma estrela companheira nas proximidades.

"Se o Swift tivesse olhado apenas um dia ou dois depois, teríamos perdido completamente o flash ultravioleta," afirma Brad Cenko, membro da equipa do Swift no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, Maryland, EUA. "Graças à cobertura de comprimento de onda do Swift e à sua capacidade de programação rápida, é atualmente o único observatório que pode fazer com regularidades estas observações. Segundo a análise, os detritos da supernova colidiram e envolveram a estrela companheira, criando uma região de emissão de raios ultravioleta. O pico da temperatura excedeu os 11.000 graus celsius, cerca de duas vezes a temperatura da superfície do Sol.

A explosão, designada iPTF14atg, foi vista pela primeira vez no dia 3 de maio de 2014, na galáxia IC 831, localizada a cerca de 300 milhões de anos-luz da Terra na direção da constelação de Cabeleira de Berenice. Foi descoberta através de um sistema de observação robótica de campo-largo conhecido como iPTF (intermediate Palomar Transient Factory), uma colaboração de vários institutos liderada pelos Observatórios Óticos do Caltech. Nós não vimos nenhuma evidência dessa explosão em imagens obtidas na noite anterior, por isso quando descobrimos iPTF14atg tinha apenas um dia," comenta Cao. "Melhor ainda, confirmámos que era uma jovem supernova do Tipo Ia, algo que temos trabalhado arduamente para que o nosso sistema encontrasse."

A equipa solicitou imediatamente observações de acompanhamento a outras instalações, incluindo observações ultravioletas e em raios-X pelo satélite Swift da NASA. Não foram encontrados raios-X, mas o Swift descobriu um pico decrescente de radiação ultravioleta alguns dias depois do início da explosão, sem aumento correspondente em comprimentos de onda visíveis. Após o desvanecimento do flash, tanto os comprimentos de onda UV como os visíveis subiram à medida que a supernova crescia de brilho.

O pulso ultravioleta de iPTF14atg fornece fortes evidências da presença de uma estrela companheira mas, tendo em conta que duas anãs brancas em colisão podem também produzir supernovas (como demonstrado pelos resultados do Kepler), os astrónomos estão a trabalhar para determinar a percentagem de supernovas produzidas por cada um dos cenários. Os cientistas acrescentam que uma melhor compreensão das diferenças entre as explosões do Tipo Ia vai ajudar os astrónomos a aperfeiçoar o seu conhecimento da energia escura, uma força misteriosa que parece estar a acelerar a expansão cósmica.

Como seria como viver em Vênus?

Com a sua paisagem vermelho-laranja e as suas temperaturas de derreter chumbo, Vênus é o inferno do Sistema Solar. Mas como seria viver lá?

Configurar uma base habitável no planeta seria um feito muito além das nossas capacidades tecnológicas atuais, mas saiba como seria viver no planeta. Vênus é frequentemente considerado um irmão gêmeo da Terra por causa do tamanho e da composição de ambos os planetas. Por isso a NASA, a Rússia, a ESA, entre outros, enviaram inúmeras naves espaciais para explorar o segundo planeta mais próximo do sol - mais de 40 ao todo desde os anos 1960. No início da década de 1990 que a nave espacial Magellan, da NASA, orbita Vênus, usando sinais de radar para mapear 98 por cento do planeta (não podemos ver a superfície de Vênus diretamente por causa de sua espessa camada de nuvens).

Depois disso, Vênus foi em grande parte esquecido até 2005, quando a ESA lançou a sua nave espacial Venus Express para estudar a atmosfera do planeta. A superfície de Vênus é muito diferente de outros planetas do sistema solar. As imagens de radar da Magellan mostraram que a superfície de Vénus está decorada com montanhas; crateras; milhares de vulcões, alguns dos quais são muito maiores do que os da Terra; canais de lava com 5.000 quilômetros de comprimento; estruturas chamadas coronae, ou coroas; e terreno deformado chamado tesselas. A característica definidora da superfície do planeta, no entanto, são as planícies suaves, que cobrem cerca de dois terços de Vênus.

Estas planícies seriam, sem dúvida, os melhores lugares para a criação de uma base para se viver, caso conseguíssemos. Andar por Vênus não seria uma experiência agradável. A superfície venusiana está completamente seca, porque o planeta sofre de um efeito estufa descontrolado. Ou seja, a sua espessa atmosfera está cheia de dióxido de carbono que retêm o calor que mantém a temperatura da superfície do planeta em cerca de 465 graus Celsius. A gravidade de Vênus é quase 91 por cento a Terra, de modo que você poderia saltar um pouco mais alto e os objetos seriam um pouco mais leves em Vênus, em comparação com a Terra. Você provavelmente não iria notar a diferença de gravidade, mas o que você iria notar era a atmosfera densa.

O ar em Vênus é tão espesso que se tentasse mover o braço rapidamente, iria sentir resistência. Seria quase como estar na água. Da mesma forma, seria difícil não notar a mudança na pressão atmosférica. Ao nível do mar na Terra, o ar pressiona para baixo os nossos corpos em 1 bar; a pressão da superfície de Vênus é de 92 bar. Para experimentar essa pressão na Terra, você teria que viajar mais 914 mt para baixo no oceano. Venus leva 225 dias terrestres a girar em torno do sol e 243 dias terrestres a girar sobre o seu eixo. No entanto, o tempo de um meio-dia para o outro é de 117 dias da Terra, porque Vénus gira para trás.

 Esta rotação retrógrada também significa que o sol nasce no oeste e se pôe a leste. Apesar de vermos um céu azul na Terra, o céu sobre Vênus seria sempre laranja avermelhado devido à forma como as moléculas de dióxido de carbono dispersam a luz do sol. Você não iria ver o sol como um ponto distinto neste céu, mas sim uma tonalidade amarelada obscura por trás das nuvens densas. De igual forma, o céu noturno seria um negro sem estrelas. No alta atmosfera de Vênus, os ventos viajam a 400 km/h) - mais rápido do que um furacão na Terra. Mas na superfície do planeta, o vento viaja apenas a cerca de 3 km/h. E, embora o planeta tenha tempestades, os raios nunca alcançam a superfície. O calor escaldante impede que quaisquer tempestades toquem o solo de Vênus.

Os vulcões ativos em Vênus, no entanto, podem representar um perigo. Ao contrário da Terra, Vênus provavelmente não tem terremotos porque não há atividade tectônica que liberte calor do seu interior. Em vez disso, o que pode acontecer é que o calor aumenta durante milhões de anos, chegando a um ponto crítico, sendo liberado a partir de algum tipo de mecanismo, como a atividade vulcânica em grande escala. Mas se você quisesse contactar os seus amigos na Terra não iria ter uma resposta imediata - a sua mensagem levaria alguns minutos para chegar à Terra quando os dois planetas estão na sua menor distância. E quando Vênus estivesse do outro lado do sol, relativamente à Terra, a mensagem poderia demorar quase 15 minutos a chegar.

MyCn18: Uma Nebulosa Planetária na Forma de Ampulheta

As areias do tempo estão se esgotando para a estrela central dessa nebulosa planetária em forma de ampulheta. Com seu combustível nuclear sento exaurindo, essa breve e espetacular fase de encerramento da vida de uma estrela parecida com o Sol , ocorre com a ejeção das camadas externas da estrela – seu núcleo torna-se então uma fria e apagada anã branca. Em 1995, os astrônomos utilizaram o Telescópio Espacial Hubble, para fazer uma série de imagens de nebulosas planetárias, incluindo a mostrada acima. Nessa imagem, os delicados anéis do gás brilhante e colorido (nitrogênio em vermelho, hidrogênio em verde e oxigênio em azul) delimitam as tênues paredes da ampulheta. A nitidez sem precedentes das imagens do Hubble revelaram surpreendentes detalhes do processo de ejeção da nebulosa que está ajudando os astrônomos a resolverem os mistérios das complexas formas e das simetrias existentes nas nebulosas planetárias.

Astronomos estudam planeta infernal

Um quarteto de cientistas europeus fez a primeira possível detecção de vulcanismo num planeta fora do Sistema Solar. E é um mundo da classe das superterras — provavelmente rochoso como o nosso, mas ligeiramente maior. Trata-se de um ambiente infernal, que faz lugares como Vênus parecerem colônias de férias.

É mais uma daquelas pesquisas que dá o tom do que podemos esperar nos próximos anos no estudo dos exoplanetas. A descoberta foi feita com o telescópio espacial Spitzer, da Nasa, plataforma dedicada a realizar observações em infravermelho. Os astrônomos estavam especialmente interessados no sistema planetário da estrela 55 Cancri — um dos mais fascinantes que já descobrimos até agora. Ela é uma anã amarela, como o Sol, a meros 40 anos-luz de distância, na constelação de Câncer. São cinco planetas conhecidos. O mais interno, 55 Cancri e, é o único deles que passa periodicamente à frente de sua estrela-mãe, com relação a observadores por essas bandas. Agora, imagine um planeta que completa uma volta em torno de sua estrela em 18 horas. Ou seja, ele circunda seu sol — que tem basicamente o mesmo tamanho do nosso — em menos tempo que a Terra leva para dar uma volta em torno de si mesma! Na prática, isso quer dizer que ele orbita absurdamente perto de seu astro central e, portanto, é absurdamente quente.

Os trânsitos periódicos à frente da estrela permitiram estimar seu tamanho: ele tem cerca de duas vezes o diâmetro da Terra. Sua massa, por sua vez, foi revelada pela detecção do suave bamboleio gravitacional que ele provoca em sua estrela-mãe conforme ele gira em torno dela. 55 Cancri e tem aproximadamente oito vezes a massa terrestre. O mais interessante, contudo, foi detectar uma incrível variação de temperatura em apenas dois anos, estimada pelo nível de radiação infravermelha vinda do planeta e detectada pelo Spitzer. Entre 2012 e 2013, o lado diurno de 55 Cancri e parece ter ido de 1.000 graus Celsius para 2.700 graus Celsius!

“Vimos uma mudança de 300% no sinal vindo desse planeta, e é a primeira vez que vemos esse nível enorme de variabilidade num exoplaneta”, disse em nota Brice-Olivier Demory, astrônomo do Laboratório Cavendish, na Universidade de Cambridge, e primeiro autor do trabalho, publicado no periódico “Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”.

O QUE ESTAMOS VENDO?
O grande mistério é como explicar essa incrível variação no monitoramento de 55 Cancri e. Os cientistas, cá para nós, não sabem com certeza do que se trata, mas isso não os impede de apresentar a hipótese que julgam mais provável. “Embora não possamos estar inteiramente certos, pensamos que uma explicação provável para essa variabilidade seja a de que atividade superficial de larga escala, possivelmente vulcanismo, esteja ejetando volumes consideráveis de gás e poeira, que algumas vezes acobertam a emissão térmica do planeta, de forma que não seja visível da Terra”, diz Demory.
Ou seja, o planeta seria um inferno vulcânico ultraquente, com sua superfície provavelmente parcial ou totalmente derretida, mas vez por outra essas erupções geram tanta poeira que ela encobre o planeta e não permite que o calor (infravermelho) emitido por ele vaze para o espaço.

Com menos radiação vazando para fora, teríamos a medição equivalente à dos 1.000 graus. Quando a poeira sai da frente e o calor vaza por inteiro, detectamos os 2.700 graus. É uma possibilidade, não? O que mais me empolga, no entanto, é a simples perspectiva aberta por estudos como esse — estamos começando a dar “cara” a todos esses planetas descobertos. E o sistema 55 Cancri em particular parece ter uma cara bem interessante até agora. Como eu disse antes, ele tem cinco planetas conhecidos. O que foi objeto desse estudo é o 55 Cancri e, o mais interno. Depois dele, temos o 55 Cancri b, que é basicamente um Júpiter quente — com 82% da massa do nosso Júpiter, ele completa uma volta em torno de sua estrela-mãe em apenas 14,6 dias terrestres. O terceiro planeta, 55 Cancri c, tem cerca de 17% da massa de Júpiter — ou pouco mais de três vezes a massa do nosso Netuno — e completa uma volta a cada 44,3 dias.

Chegamos então ao meu favorito, 55 Cancri f, que é basicamente uma réplica de 55 Cancri c, com 16% da massa de Júpiter, mas um aspecto especial: ele passa boa parte de sua órbita, mas não toda, na chamada zona habitável do sistema — região em torno da estrela em que o nível de radiação é ideal para a manutenção de água em estado líquido numa superfície planetária. O curioso é que ele tem uma órbita relativamente achatada, que completa em 260 dias, então durante metade de seu ano ele está na zona habitável, e na outra metade ele está mais para dentro do sistema.

Pelo porte, o planeta em si deve ser um gigante gasoso, inabitável, mas se tem uma coisa que vemos com frequência nos gigantes gasosos do Sistema Solar são luas. Será que 55 Cancri f não tem luas? E, tendo-as, será que alguma delas pode ser habitável? Deixo essa por conta da sua imaginação. Para completar a festa, ainda temos 55 Cancri d, um monstrengo com quase quatro vezes a massa de Júpiter e que tem uma órbita praticamente igual à do nosso Júpiter (14 anos lá, 12 anos aqui). É um dos raros casos conhecidos de planetas com período tão grande quanto o dos nossos gigantes gasosos locais. Talvez o leitor tenha a curiosidade de saber por que diabos as letras designadas aos planetas estão fora de ordem, com relação às suas órbitas. Bem, os mundos são nomeados conforme a ordem de descoberta, então você pode saber que o b foi o primeiro (1996) e o f foi o último (2005).

E NÃO É SÓ ISSO!
Além de tudo, 55 Cancri é um sistema binário. A estrela A é a anã amarela, e em torno dela numa órbita distante, há uma anã vermelha, designada 55 Cancri B (como você também pode ter reparado, os astrônomos usam letras maiúsculas para designar estrelas, e minúsculas para planetas). Então temos, no mesmo pacote, a meros 40 anos-luz de distância, dois sóis, uma superterra provavelmente cheia de vulcanismo numa órbita suicida, um Júpiter quente, um gigante gasoso com possíveis luas habitáveis e um análogo de Júpiter numa órbita longa. Você me perdoa por eu achar isso absolutamente apaixonante?

Ao que tudo indica, esse sistema estelar é mais velho que o Sol — tem por baixo 7 bilhões de anos — e parece ter um conteúdo de elementos pesados bem maior que a média solar. Isso talvez explique a presença de planetas tão mais parrudos que os nossos, e em muitos casos em órbitas absurdamente curtas. Talvez não. E esse é o motivo da minha empolgação: estamos, pouco a pouco, abrindo a caixa-preta dos exoplanetas. E vai saber o que encontraremos lá fora nos próximos anos?

Uma coisa é certa: temos todos de esperar o inesperado. E, pelo sim, pelo não, 55 Cancri foi um dos poucos astros que já recebeu uma transmissão direcionada da Terra numa tentativa de comunicação com uma possível civilização daquele sistema. O sinal, ironicamente, foi enviado de um radiotelescópio na Crimeia, região da Terra em que atualmente nem quem mora lá consegue se entender direito. Mas não tema que a transmissão, ainda que recebida e decodificada, possa precipitar uma invasão alienígena tão já. Ela partiu em 2003, mas, viajando à velocidade da luz, só vai chegar a 55 Cancri em 2044.