Observações desafiam teoria sobre raios cósmicos

Raios cósmicos são núcleos atômicos, principalmente  hidrogênio e hélio, que chegam à Terra vindos de todas as direções do espaço com velocidades incríveis. A teoria mais aceita para a origem da maioria deles diz que são lançados ao espaço pela explosão de supernovas em nossa galáxia.

A ideia é que as ondas de choque da explosão lançam nuvens de gás eletricamente carregadas que, por sua vez, geram campos magnéticos que arremessam núcleos atômicos carregados ao espaço. Desviados e acelerados ainda mais pelo campo magnético da própria Via Láctea, alguns deles chegam à Terra.     

Parece, porém, que essa não é toda a história, de acordo com um novo estudo publicado na revista Science em 3 de março, baseado em três anos de observações de raios cósmicos feitas pelos instrumentos da missão PAMELA, em órbita da Terra.

Conforme a teoria vigente, por serem acelerados pelo mesmo mecanismo, a abundância dos núcleos de hidrogênio e hélio com relação a sua energia deveria seguir um mesmo padrão conhecido por “lei de potência”. Mas contrariando a previsão, os dados do PAMELA sugerem que tanto o hidrogênio quanto o hélio foram acelerados por mecanismos diferentes.

Os autores do estudo afirmam que outras fontes de raios cósmicos além das supernovas podem ser importantes e precisam ser buscadas. Outros especialistas ouvidos pelos sites Science News e Physics World, entretanto, acham que é cedo para buscar teorias alternativas, já que a diferença observada entre o hidrogênio e o hélio é pequena e pode, talvez, ser explicada por cálculos mais detalhados, levando em conta, por exemplo, desigualdades dentro de uma mesma onda de choque ou entre ondas de choques de supernovas diferentes.

Estrela de neutrons tem superfluido em seu interior

Astrofísicos descobriram uma evidência clara de que no núcleo dos objetos estáveis mais densos do universo, as estrelas de nêutrons, a matéria existe em um dos estados mais bizarros já observados, o da superfluidez.

Formadas durante explosões conhecidas como supernovas, a partir da implosão do núcleo de uma estrela muito massiva, as estrelas de nêutrons concentram a massa de até dois sóis (ou seja, 660 mil vezes a massa da Terra) em uma esfera com uns 20 quilômetros de diâmetro. A matéria em seu interior, principalmente em seu núcleo, é tão espremida que os núcleos dos átomos se desfazem e formam uma sopa quente de neutrons. Uma colher de chá dessa sopa de temperatura de milhões de graus pesa seis bilhões de toneladas.

As estrelas de neutrons foram estudadas teoricamente desde os anos 1930 e, desde 1967, mais de duas mil delas já foram detectadas, conta Nicholas Chamel, da Universidade Livre de Bruxelas, que escreveu um comentário sobre a descoberta no site Physics.
 
Uma delas foi identificada pelo telescópio espacial Chandra de raios X em 1999, a 11 mil anos-luz de distância, no centro do remanescente da supernova Cassiopeia A — uma explosão que teria sido vista na Terra há 330 anos. A imagem abaixo mostra uma composição da Cassiopeia A vista em luz visível e em raios X, com uma ilustração artística de estrela de neutrons inserida, marcando sua localização:

 
Crédito:raios X
: NASA/CXC/UNAM/Ioffe/D.Page,P.Shternin et al; luz visível: NASA/STScI; ilustração: NASA/CXC/M.Weiss

As estrelas de neutrons nascem bem quentes, com temperaturas de milhares de bilhões de graus Kelvin, mas esfriam ao longo de suas primeiras décadas de vida até chegarem a temperaturas da ordem de milhões de graus. Os principais responsáveis por esse resfriamento são partículas de massa quase inexistente chamadas de neutrinos. Elas são produzidas em reações nucleares no interior dessas estrelas [uma delas é “o processo Urca“, descoberta pelo físico brasileiro Mário Schenberg (1914-1990)] e rapidamente escapam para o espaço, levando energia consigo, o que com o tempo diminui a temperatura da estrela.

Ano passado, Craig Heinke, da Universidade de Alberta, Canadá, e Wynn Ho, da Universidade de Southampton, Reino Unido, analisaram as observações da estrela de neutrons em Cassiopeia A feitas pelo Chandra entre 1999 e 2009. Deduzindo a temperatura da estrela por sua emissão de raios X, eles notaram uma queda de 4% da temperatura em dez anos. Logo ficou claro que essa taxa era alta demais para ser explicada apenas pelos processos de emissão de neutrinos mais conhecidos. 

Agora, no final de fevereiro, dois grupos de pesquisadores independentes anunciaram que chegaram a uma mesma solução para esse mistério. Um grupo publicou seus resultados em um artigo na Physical Review Letters, assinado por Dany Page, da Universidade Nacional Autônoma do México, e colegas. O outro grupo, liderado por Peter Shternin, do Instituto Técnico Físico Ioffe, na Rússia, e do qual Heinke e Ho fazem parte, publicará seu artigo na Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Ambos grupos de pesquisadores conseguiram explicar as observações de Heinke e Ho, assumindo que há um século mais ou menos depois de nascer, quando o interior da estrela alcançou uma certa temperatura crítica, os seus nêutrons começaram a se organizar em pares. Quando dois nêutrons formam um par, eles emitem um par de neutrinos. Seriam esses neutrinos extras os responsáveis pelo rápido resfriamento da estrela.

De acordo com o modelo teórico, o resfriamento rápido acontece em uma fase da vida bem específica da estrela de nêutrons, durante algumas décadas, e depois continua mais lentamente. Se a explicação estiver correta, foi um lance de sorte encontrar uma estrela de neutrons jovem o suficiente e no momento certo para observar o fenômeno.  

Uma consequência do pareamento dos nêutrons é que, pelas leis da mecânica quântica, o comportamento coletivo deles se transforma radicalmente. A sopa de nêutrons passa a se comportar como um superfluido, um fluido que, diferente da água ou de outro líquido normal, não tem viscosidade. Isso significa que ele flui sem oferecer nenhuma resistência.

Aqui na Terra, os físicos encontraram o fenômeno da superfluidez pela primeira vez em 1938, resfriando hélio de peso atômico 4 líquido até alcançar meros 2,17 graus acima do zero absoluto, como neste vídeo:


Como visto no vídeo, entre outras bizarrices a ausência de viscosidade permite que o superfluido vaze por qualquer canal, não importa o quão pequena seja a sua espessura. Permite também que o líquido superfluido em um recipiente aberto vaze dele escalando a superfície molhada de suas paredes!   

Enquanto que a superfluidez do hélio-4 nos laboratórios aqui na Terra depende das interações entre os átomos resfriados quase ao zero absoluto, a superfluidez dos pares de nêutrons no interior das estrelas de neutrons depende da força nuclear forte, a interação da natureza que mantêm os núcleos atômicos coesos. Como os detalhes da força nuclear forte nas condições extremas de densidade e temperatura das estrelas de nêutrons são ainda incertos, estudar melhor o resfriamento rápido observado pode ajudar a testar os modelos atuais de como se comporta a matéria nuclear superdensa.

Se essa explicação para o fenômeno de Cassiopeia A estiver correta, os pesquisadores prevêm que o Chandra deve observar a mesma tendência de resfriamento pelas próximas décadas. Se a tendência não se confirmar e o resfriamento rápido parar abruptamente, sua causa pode ser algo mais simples, como a colisão de material remanescente da supernova com a estrela.

Referência:

Page, D., Prakash, M., Lattimer, J
., & Steiner, A. (2011). Rapid Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A Triggered by Neutron Superfluidity in Dense Matter, Physical Review Letters, 106 (8) DOI: 10.1103/PhysRevLett.106.081101

O mistério do sumiço das manchas solares

Recentemente, a frequência das tempestades solares começou a aumentar e elas acabaram virando manchete no final do mês passado, como a erupção solar deste vídeo registrado dia 24 de fevereiro pela sonda SDO, da Nasa. As tempestades solares que alcançam a Terra podem danificar a rede elétrica de países em altas latitudes e satélites.
 
Esse aumento acontece depois de um período de calmaria anormalmente longo do Sol, cujo um modelo computacional publicado na revista Nature em 3 de março é o primeiro a explicar.  Veja abaixo uma ilustração feita a partir do modelo:

 

As erupções solares acontecem ao redor de regiões da superfície do Sol onde há uma intensidade momentânea maior de energia magnética, que às vezes é liberada de forma explosiva. O Sol é uma enorme bola feita de um gás quente e eletricamente carregado, o chamado plasma, que circula de maneira turbulenta, gerando campos magnéticos intensos e complicados por toda a estrela, que mudam constantemente. Essas regiões de maior intensidade magnética são as manchas solares, que aparecem como manchas escuras na superfície solar, por serem relativamente mais frias que o material ao seu redor. 

O número de manchas solares aumenta e depois diminui em um ciclo que dura mais ou menos 11 anos. A duração do ciclo está relacionada com o tempo que demora para o plasma solar viajar da superfície em seu equador em direção aos polos, onde afunda 300.000 km para emergir novamente no equador 11 anos depois. É por meio desse movimento chamado de circulação meridional (veja as linhas pretas na figura acima) que os campos magnéticos das manchas solares (linhas douradas na figura) renovam suas forças entrando em contato com o campo magnético principal do Sol, gerado em seu interior.

O último pico de manchas solares (e portanto, também das explosões solares) foi em 2001. Um novo ciclo devia ter começado em 2008, mas, em vez de aumentarem em número, as manchas solares continuaram raras. Entre 2008 e 2010, foram 780 dias sem manchas solares, enquanto que o normal durante o período de atividade mínima de um ciclo solar são uns 300 dias. Foi o mínimo solar mais longo registrado desde 1913.

Para entender o que causou esse mínimo prolongado, um grupo de pesquisadores simulou a circulação de plasma no interior do Sol. Ao simular 210 ciclos solares com seu novo modelo computacional, os pesquisadores concluíram que um mínimo solar prolongado é provocado por variações na velocidade da circulação meridional de plasma. Se essa circulação começa bem veloz no início do ciclo solar, não sobra muito tempo para a renovar os campos magnéticos que formariam as manchas solares. E se a velocidade da circulação diminui no fim do ciclo, ela atrasa o começo do próximo ciclo. 
 
A explicação só tem um pequeno problema. Conforme apurou Lisa Grossman do site Wired Science, um estudo de 13 anos de observações da superfície solar feitas pela sonda SOHO da Nasa, publicado em março de 2010 na Science, inferiu que a circulação meridional foi mais lenta no início do último ciclo e não mais rápida como o novo modelo propõe. Os pesquisadores do novo estudo e do estudo anterior defenderam suas conclusões.   

Se o modelo está certo ou não pode ficar claro nos próximos anos, com observações da sonda SDO da Nasa de oscilações na superfície solar. Da mesma maneira que as ondas dos terremotos são usadas para investigar o interior da Terra, essas oscilações vistas na superfície solar permitem reconstruir o movimento do plasma em seu interior. Os instrumentos da SDO vão explorar camadas de plasma mais profundas que as que a sonda SOHO consegue.

Fontes:
Solar Mystery Solved (Cfa Press Room)
Researchers Crack the Mystery of the Spotless Sun (Nasa)
Study Blames Plasma Flow for Spotless Sun (Wired Science)     

Supernovas da semana passada

Três notícias sobre supernovas na semana que passou. Na primeira, uma nova observação de raios gama corrobora uma velha teoria. Nas outras duas, novas teorias explicam observações antigas, uma em raios X, a outra em luz visível.

Supernovas aceleram raios cósmicos, sugerem raios gama

As equipes do telescópio espacial Fermi e do telescópio Veritas analisaram raios gama vindos de três galáxias onde a taxa de formação de estrelas é altíssima. Entre as estrelas nascendo, estão algumas gigantes que vivem apenas alguns milhões de anos antes de explodirem como supernovas. As ondas de choque das supernovas aceleram raios cósmicos, que ao colidirem com partículas do meio interestelar emitem os raios gama que os telescópios observaram.

A aceleração por explosões de supernova é uma teoria com quase 20 anos de idade e que explica a energia de vários raios cósmicos que chegam à Terra. Os raios gama observados agora são a primeria evidência de que raios cósmicos de certa energia são acelerados por supernovas.

Para averiguar melhor se a teoria vale mesmo, o próximo passo é medir com cuidado o pico de energia desses raios gama. O  pico deve coincidir com a energia em que acontece o processo que cria os raios gama durante as colisões dos raios cósmicos com o meio interestelar. (Leia mais em Wired e Chi vó, non pó).

Estrela de neutrons jovem tem atmosfera de carbono

Saiu na Nature um artigo com uma nova explicação para o mistério dos restos de uma supernova do tipo II que aconteceu há 330 anos. No centro da chamada remanescente de supernova Cassiopeia A há uma estrela de neutrons cujo brilho é diferente de outras estrelas desse tipo conhecidas.

Agora, astrofísicos afirmam que a causa do brilho incomum é uma atmosfera de 10 cm de carbono, gerada por fusão nuclear nas altas temperaturas da superfície da jovem estrela de neutrons. Pode ser que todas as estrelas de neutrons tenham essa pele de carbono na juventude e depois ela decante com o passar dos séculos. Aliás, só o tempo vai decidir se a explicação está correta, com a bservação de outras estrelas de neutrons da mesma idade. (Fontes: Nature News, PhysicsWorld.)

Nova supernova é menos super que tipos mais comuns

Já a revista Science destacou artigo seu sobre um novo tipo de supernova descoberto quando astrofísicos resolveram reanalisar o brilho de uma supernova observada pela primeira vez em 2002 e na época classificada como supernova tipo II (a explosão de uma estrela gigante). Eles notaram que o objeto se parecia mais com uma supernova do tipo Ia (a explosão de uma estrela anã que sugou gás de uma estrela gigante vizinha).

O novo tipo de supernova, chamado de tipo .1A, deve ser a explosão de uma anã depois de sugar gás de outra anã vizinha, um pouco maior. Ao contrário da tipo Ia, que destroi a anã e ilumina uma galáxia inteira por meses, a tipo .1A não destroi a anã, sendo seu briho e sua duração apenas um décimo da Ia. (Fontes: Nat Geo News, Universe Today.)

Legendas e créditos das figuras:

Figura 1: Uma das galáxias estudadas pelo telescópio Fermi é a M82, que tem uma taxa de formação de estrelas em sua região central 10 vezes maior que a da nossa galáxia inteira. Crédito: NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Figura 2: Uma imagem do remanescente de supernova Cassiopeia A, registrada pelo telescópio de raios X Chandra, com uma pintura de como pode se parecer a estrela de neutrosn no centro da nuvems. Crédito da imagem: NASA/CXC/Southampton/W.Ho; crédito da ilustração: NASA/CXC/M.Weiss
Figura 3: Pintura de Tony Pico mostra como seria de perto uma supernova do tipo .1A antes de explodir. Hélio flue de uma anã branca maior para a menor.

Escudo galático do Sol tem “faixa” estranha

O Sol nos protege de vilões intergaláticos, muita gente não sabe. Pelos átomos ionizados que expele o tempo todo–o chamado vento solar–nossa estrela projeta um campo magnético que engloba todos os planetas e demais a maior parte dos corpos do sistema solar. Essa bolha magnética chamada de heliosfera desvia 90% dos raios cósmicos de alta energia que vem do espaço interestelar e integalático. Esses raios são uma radiação letal para tecidos vivos.

A fronteira da heliosfera–uma região que fica entre 100 e 125 vezes mais distante do Sol que a Terra–também é uma fronteira selvagem da astrofísica, o lugar em que a influência do Sol termina e a do gás mais frio e rarefeito do meio interestelar local começa. Estudando essa região, aprendemos como o Sol interage com o resto da galáxia.

A fronteira tem três “cascas”. A primeira é o choque de terminação, a superfície em que o vento solar atinge “a barreira do som” e começa a desacelerar. A segunda é a heliopausa, onde a pressão do vento solar se iguala com a do meio interestelerar. Finalmente, a região onde o meio interestelar começa a se chocar com o vento solar é o arco de choque. (Telescópios já registraram fotos maravilhosas de arcos de choques de outras estrelas; o arco de choque do Sol com nosso meio local é fraquinho e não tão fotogênico assim…)

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Ilustração em cores da fronteira da heliosfera; mais próximo do Sol está o choque de terminação, depois a heliopausa em forma de cauda de cometa e por último o arco de choque. Fonte: Nasa.

O pouco que se sabe da fronteira da heliosfera vem de medidas das duas sondas interplanetárias que mais distantes chegaram, as Voyager 1 e 2, que atravessaram o choque de terminação entre 2007 e 2008.

A outra única maneira de explorar essa região é observar daqui da Terra partículas vindas da fronteira da heliosfera. Essas partículas são chamadas de átomos neutros energéticos, pelo seguinte motivo. Inicialmente elas são partículas eletricamente carregadas, prótons do vento solar viajando para fora do sistema planetário.

Quando estão entre o choque de terminação e o arco de choque, porém, alguns desses prótons colidem com os átomos de hidrogênio mais frios do meio interestelar e roubam o elétron deles. Transformados em átomos de hidrogênio neutros, eles são capazes de atravessar o campo magnético da heliosfera incólumes e voltar para dentro do sistema solar, atingindo eventualmente um detector aqui na Terra.

Difícil de visualizar, não? Este vídeo, cortesia da Nasa, ajuda horrores a entender como se formam os átomos neutros energéticos:


Uma missão inédita da Nasa, o IBEX foi lançado em órbita da Terra em outubro de 2008 . Ele observa hidrogênio neutro energético vindo da fronteira da heliosfera, que demora de um a dois anos para chegar aqui. A cada seis meses, o IBEX produz um mapa completo das emissões de átomos neutros energéticos do céu inteiro.

A revista Science da semana passada publicou o primeiro mapa completo do IBEX, que foi uma surpresa para todo mundo. Foi observada uma faixa longa e estreita serpenteando por quase metade do céu, em que os átomos neutros se concentram duas a três vezes mais que no resto da fronteira da heliosfera.

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Faixa de concentração de átomos neutros energéticos no céu resgistrada pelo IBEX.

Fonte: Nasa.

A faixa não havia sido percebido ainda pelas Voyager por estar fora do alcance delas.

Como os átomos são concentrados nessa faixa? A faixa não é prevista por nenhum modelo ou teoria, que na verdade previam que a distribuição dos átomos tivesse uma variação pequena e gradual. A explicação deve estar na maneira, ainda desconhecida, de como o campo magnético interestelar local interge com o da heliosfera.

A faixa, entretanto, sugere que a heliopausa não tem a forma que se pensava que ela tinha: a da cauda de um cometa, com uma cabeça enfrentando o vento do meio interestelar e uma cauda na direção oposta (veja ilustração mais acima).

Outro artigo na mesma Science, mostra que um detector de átomos neutros energéticos a bordo da sonda Cassini, em órbita de Saturno, observou também uma faixa no céu. O instrumento detecta átomos neutros mais energéticos que os coletados pelo IBEX, mas as faixas coincidem.

Os pesquisadores da Cassini interpretam a faixa como um sinal de que a heliosfera não tem uma cauda de cometa. Ela parece mesmo é com uma bolha inflada. Já os pesquisadores do IBEX acreditam que o formato ainda seja de cometa, mas um pouco distorcido. Mas todos concordam que só vão determinar a verdadeira forma quando explicarem detalhadamente a faixa de átomos neutros.

Produzindo novos mapas a cada seis meses, o IBEX vai ter uma ideia de como a heliosfera se altera durante o ciclo solar de 11 anos, o que deve ajudar a exlicar a faixa, verificando, por exemplo, se ela é permanente ou temporária.

Veja também: BBC, Science News, National Geographic News e site oficial da missão IBEX.

O dia em que o Universo quicou

A New Scientist da semana passada publicou uma reportagem sobre minha teoria quântica da gravidade favorita e suas implicações para a natureza do big bang.

Minha reação foi de pura nostalgia, pois a reportagem é uma atualização de um dos meus primeiros textos de divulgação científica, “o dia que o universo quicou“.

Desde que o entrevistei em 2006, Abhay Ashtekar e sua turma fizeram progressos, mas ainda falta o essencial. Eles precisam trabalhar a teoria até conseguirem fazer previsões que possam ser testadas por observações astronômicas.

Por que a Loop Quantum Gravity é minha favorita? O motivo é puramente sentimental. Em 1993, com treze anos de idade, li em uma extinta revista de divulgação científica em português uma adaptação da reportagem Loops of Space, escrita por  Marcia Bartusiak, que contava a história de como Ashtekar, junto com Carlo Rovelli e Lee Smolin formularam a LQG. Foi minha introdução ao espaço-tempo curvo, ao mundo quântico, às questões apaixonantes da física contemporânea e também ao bom jornalismo científico…

      

Anã marrom nasceu para ser estrela fracassada

UPDATE: Graças à Bia do Big Bang Blog , aprendi que mais um chavão da divulgação científica em astronomia está incorreto. Anãs marrons podem não emitir aquele banho de luz visível, mas elas emitem luz infravermelha, gerada da transformação de hidrogênio leve em hidrogênio pesado (deutério). Anãs marrons, portanto, podem sim ser consideradas estrelas.Ou não? Será um debate do tipo “Plutão não é planeta”?

“Era uma vez uma bola de gás gigante que queria brilhar na vida, mas que viveu infeliz para sempre como um Júpiter gordo e frustrado convertendo hidrgênio em deutério”, parece um epitáfio apropriado para corpos celestes que são um meio termo entre planeta gasoso e estrela–as anãs marrons.

Agora, uma equipe de astrônomos da Espanha, EUA e Taiwan fez uma descoberta que sugere que, para pelo menos algumas anãs marrons, essa triste história faz sentido.

Representação artística da anã marrom ISO-Oph 102 acretando gás de um disco em volta dela e liberando  parte em dois jatos. O gás ejetado se choca com o meio interestelar formando os arcos de choque em azul. Crédito: ASIAA


Com a rede de rádio-telescópios Smithsonian’s Submillimeter Array, os astrônomos observaram
a anã marrom ISO-Oph 102. Eles notaram as ondas de rádio emitidas pela vibração de moléculas de monóxido de carbono (CO). Comparando com imagens da mesma anã marrom do telescópio espacial infravermelho Spitzer, da Nasa, descobriram que as moléculas de CO eram expelidas em dois jatos de gás, cada um saindo de um dos pólos de rotação da anã.

Acontece que esses jatos são muito parecidos com os jatos de estrelas jovens ainda em formação, como as estrelas T Tauri. É a primeira vez que se vê jatos assim saindo de uma anã marrom.

Anãs marrons são esferas de gás com massa entre 15 a 75 vezes a de Júpiter, o maior gigante gasoso do Sistema Solar. Sua massa é enorme comparada com a dos planetas, mas pequena se comparada com a das estrelas. Se as anãs marrons mais massivas fossem um pouquinho  mais gordas, teriam gravidade o suficente para espremer o gás em seu núcleos até brilharem com a energia da fusão nuclear, como fazem as estrelas. As anãs marrons são vistas, portanto, como projetos de estrela fracassados por falta de recursos.

Ainda não se sabe se as anãs marrons nascem como os gigantes gasosos, da formação de um núcleo rochoso que em seguida acumula gás, ou  se nascem como as estrelas, do colapso gravitacional de uma núvem de gás.

Os jatos de ISO-Oph 102 sugerem que pelo menos essa anã marrom nasceu como uma estrela. Os jatos saindo da ISO-Oph 102 parecem uma versão em miniatura de jatos vistos em estrelas em formação. A massa total de gás dos jatos dessa anã marrom é 1000 vezes menor e a taxa de gás saindo é 100 vezes menor que a dos jatos de protoestrelas.

A medida que a nuvem interestelar se contrai pela força de seu próprio peso, o gás cai espiralando em direção do centro da anã marrom. Esse gás cai girando em um disco em torno da ISO-Oph 102. Um pouco do gás acumulado é lançado na forma de um par de jatos bipolares. O gás ejetado pelos pólos de rotação leva consigo parte da energia de rotação e faz a anã marrom girar mais devagar e assim acumular mais gás do disco.

Os astrônomos também encontraram evidências de que cristais estão se formando no disco ao redor da anã marrom. Ao eliminarem o excesso de gás no disco, os jatos podem favorer a formação de planetas rochosos a partir desses cristais, especulam os astrônomos.

Anã marrom, seu disco de acreção e jatos bipolares, em ilustração de David A. Aguilar (CfA)


Fontes:

Sonda enxerga padrões de nuvens de Vênus em ultravioleta

Crédito: ESA

Crédito: ESA

A forma e o movimento do topo da cobertura de nuvens de Vênus podem ser vistos graças a uma substância química ainda desconhecida que absorve radiação ultravioleta, criando zonas claras e escuras em imagens obtidas pela sonda Venus Express, da Agência Espacial Européia. A conclusão é de pesquisadores que compararam  os padrões em ultravioleta (em azul), com  imagens em infravermelho (em vermelho na figura), que fornecem a temperatura e a altura das nuvens. Os padrões de nuvens observados agora no hemisfério Sul são semelhantes aos descobertos décadas atrás no hemisfério Norte de Vênus pelas sondas Pioneer e Venera-15, o que sugere uma simetria entre os dois hemisférios. (Fontes: ESA e Nature)

Astrônomos reconstituem explosão estelar vista no século 16

O perfil de uma explosão de supernova vista por Tycho Brahe em 1572 foi reconstruído a partir de “ecos de luz” gravados em nuvens interestelares, relata uma equipe de astrônomos alemães e japoneses hoje na revista Nature.

Em 1572, o astrônomo dinamarquês Tycho Brahe notou que uma nova estrela surgiu no céu. De início mais brilhante que Vênus, a nova estrela foi mingüando até desaparecer. A observação marcou o fim da idéia da esfera celeste perfeita e imutável.

Apontando telescópios modernos de luz visível, infravermelho e raios X na direção do objeto observado por Brahe, os astrônomos hoje enxergam isto:

  Wide Field Image of Tycho's Supernova Remnant. Image is a color composite of Mid-Infrared by Spitzer Space Telescope (red), and X-ray (blue: high-energy X-ray, green: middle energy, yellow: low-energy) by Chandra X-Ray Observatory on  Near-Infrared by Calar Alto 3.5m Telescope.  The remnant is approximately 25 ly in diameter.

Imagem composta do que sobrou da supernova vista por Tycho Brahe. Em
vermelho, radiação infravermelha. Em azul, verde e amarelo, raios X de
várias intensidades. O remanescente tem 25 anos-luz de diâmetro e está a
7.500 anos-luz distante da Terra.

Já estava claro a partir dessas imagens que Brahe havia testemunhado a explosão que marca o fim de uma estrela–uma supernova. Mas qual tipo de supernova? Uma supernova dos tipos II, Ib ou Ic, gerada pelo colapso de uma estrela muito massiva e a subsequente explosão de suas camadas externas, ou uma supernova do tipo Ia, gerada pela explosão de uma anã branca, após sugar material demais de uma estrela gigante muito próxima?

Em 2004, outra equipe de pesquisadores encontrou uma estrela gigante que poderia ser a companheira da anã branca, cuja explosão teria sido vista na Terra em 1572. A descoberta sugeria que a supernova era do tipo Ia, mas não conclusivamente.

É como uma história de detetive. As evidências na cena do crime que Tycho Brahe testemunhou, 436 anos atrás, não eram suficientes para determinar o que realmente acontecera. A solução foi olhar mais além, em volta da cena, em busca de pistas adicionais. Foi assim que os pesquisadores descobriram os “ecos de luz”.

Observando as nuvens interestelates de poeira ao redor do remanescente da supernova, acharam a frente de uma onda de luz que havia emanado da explosão e sido refletida. Esse “eco de luz” chegou na Terra apenas agora. Fica mais fácil de entender na figura abaixo.

The view of the light echoes from Tycho's supernova. The optical light arrived at Earth in 1572 (sky blue arrow). Optical light was scattered by dust cloud around the supernova arrived in 2008 (yellow arrows). Since the emitting regions were apparently shifted from 23 August 2008 to September 24, the optical lights were confirmed as light echoes.

Parte da luz de uma explosão estelar que veio diretamente da supernova
chegou na Terra em 1572. Outra parte da luz foi parar em uma nuvem de
poeira interestelar onde foi refletida em direção a Terra. Comparando
observações feitas nos dias 23 de agosto, 9 e 24 de setembro deste ano,
astrônomos determinaram a natureza dessa onda de luz .
Crédito: adaptado de diagrama fornecido pela equipe do Telescópio Subaru

A equipe de astrônomos comparou imagens obtidas com o telescópio de Calar Alto, Espanha, nos dias 23 de agosto e 2 de setembro e com o telescópio Subaru, em Mauna Kea, Havaí, dia 24 de setembro. As imagens permitiram estimar o movimento da onda de luz e partir dai deduzir características da supernova que a originou. A partir da luz emitida ou absorvida por certos elementos químicos, puderam reconstituir o perfil da luz da supernova:

O espectro da supernova é a linha escura. As linhas coloridas são espectros médios que caracterizam alguns tipos de supernovas Ia. Note que o melhor ajuste é com o tipo de Ia no meio da figura, o tipo “normal”.

No artigo, os pesquisadores concluem que o próximo passo da pesquisa é comparar os ecos de luz em volta do remanescente para fazer uma reconstituição em 3D da explosão.

A mesma equipe de pesquisadores divulgou 30 de maio na revista Science os resultados dessa mesma técnica com outro remanescente de supernova da Via Láctea, a Cassiopéia A. Analisando os ecos de luz em imagens do telescópio infravermelho Spitzer, eles mostraram que a Cassipéia A foi uma supernova do tipo II.

Omega Centauri – o maior aglomerado globular da Via Láctea

Crédito: ESO

Omega Centauri visto a olho nu parece uma estrela meio estranha na constelação do Centauro, próxima ao Cruzeiro do Sul. Mesmo com um telescópio ordinário já dá para ver que não se trata de uma estrela; parece mais um agrupamento nebuloso de estrelas em forma esférica. Nessa imagem obtida com um telescópio com 2,2 metros de diâmetro em La Silla, Chile, vemos claramente que Omega Centauri não é nem nebulosa, nem estrela, mas sim uma dezena de milhões de estrelas juntas.

Distante 18 mil anos-luz da Terra, Omega Centauri é o maior e mais massivo dos aglomerados globulares da Via Láctea, com 100 anos-luz de diâmetro e uma massa 5 milhões de vezes a do Sol. A velocidade relativamente alta de suas estrelas sugere que há um buraco negro de 40 mil massas solares no centro do aglomerado (leia mais aqui e veja um “super zoom” em Omega Centauri, disponível para baixar no site europeu do telescópio Hubble).

Aglomerados globulares são grupos de estrelas que nasceram praticamente todas ao mesmo tempo, de uma mesma nuvem de gás. Estão entre os objetos celestes mais velhos, com idades da ordem de 10 bilhões de anos. Existem mais de 150 desses aglomerados girando em torno do centro da Via Láctea, em órbitas bem afastadas, na periferia da galáxia, situados fora do plano galáctico.

Astrônomos suspeitam, porém, que Omega Centauri seja um aglomerado globular apenas na aparência. Há evidências de pelo menos três gerações de estrelas no aglomerado, em vez de uma só. Omega Centauri pode ser o que restou do núcleo de uma galáxia anã, devorada pela Via Láctea. LINK

P.S. : Feliz Dia do Astrônomo!

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