Patos selvagens levantam voo em aglomerado aberto

 As estrelas azuis no centro da imagem são as estrelas jovens e quentes do aglomerado. As vermelhas são estrelas de fundo mais velhas e frias. Crédito: © ESO

 O instrumento Wide Field Imager obteve esta bela imagem salpicada de estrelas azuis de um dos aglomerados abertos mais ricos em estrelas que se conhece atualmente — o Messier 11, também conhecido por NGC 6705 ou Aglomerado do Pato Selvagem.

 O Messier 11 é um aglomerado aberto, ou aglomerado galáctico como é algumas vezes referido, situado a cerca de 6.000 anos-luz de distância na Constelação do Escudo.

 Foi inicialmente descoberto pelo astrônomo alemão Gottfried Kirch no Observatório de Berlim em 1681, que o observou através do telescópio apenas como uma mancha difusa. Só em 1733 é que esta “mancha” foi pela primeira vez resolvida em estrelas separadas pelo Reverendo William Derham na Inglaterra, tendo Charles Messier adicionado este aglomerado ao seu famoso catálogo em 1764.

 Messier era um caçador de cometas e resolveu compilar um catálogo que o ajudasse a não confundir os cometas que pretendia descobrir e observar com outros objetos fixos e difusos (por exemplo, objetos que conhecemos hoje como sendo aglomerados, galáxias e nebulosas).

 Este mapa mostra a localização do aglomerado aberto NGC 6705, aqui designado por Messier 11 e assinalado com um círculo amarelo, na constelação austral do Escudo. O Escudo também acolhe o aglomerado aberto Messier 26 e a bem conhecida estrela Variável Delta Scuti. O Messier 11, embora seja praticamente invisível a olho nu, pode ser facilmente observado através de binóculos ou de um pequeno telescópio. Crédito: © ESO, IAU and Sky & Telescope

 Com estes objetos devidamente anotados e catalogados, evitava observá-los de modo acidental, não os confundindo assim com possíveis novos cometas. Este aglomerado estelar foi catalogado como o décimo primeiro de tais objetos — daí o nome Messier 11.

 Os aglomerados abertos encontram-se tipicamente nos braços em espiral das galáxias espirais ou em regiões densas de galáxias irregulares, onde a formação estelar ainda acontece.

 O Messier 11 é um dos aglomerados abertos mais compactos e ricos em estrelas, com uma dimensão de quase 20 anos-luz e acolhendo cerca de 3.000 estrelas. Os aglomerados abertos diferem dos aglomerados globulares, que tendem a ser muito densos, fortemente ligados pela gravidade e contêm centenas de milhares de estrelas muito velhas — algumas quase tão velhas como o próprio Universo.

 Estudar os aglomerados abertos é uma boa maneira de testar as teorias de evolução estelar, uma vez que as estrelas aí contidas se formam a partir da mesma nuvem inicial de gás e poeira e consequentemente são muito parecidas umas com as outras — têm todas aproximadamente a mesma idade, composição química e encontram-se todas à mesma distância da Terra.

 Esta sequência vídeo leva-nos numa viagem até ao aglomerado aberto Messier 11, tal como observado pelo instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla. Crédito: © ESO/N. Risinger (skysurvey.org)/J. Bohanon. Música: movetwo

 No entanto, cada estrela no aglomerado tem uma massa determinada, com as estrelas mais massivas a evoluírem muito mais depressa do que as de menor massa, uma vez que gastam todo o seu hidrogênio em muito menos tempo.

 Deste modo, comparações diretas entre os diferentes estágios de evolução podem ser feitas num mesmo aglomerado, por exemplo, será que uma estrela com 10 milhões de anos e com a mesma massa que o Sol evoluirá de maneira diferente de uma outra estrela com a mesma idade mas com metade da massa? Assim, os aglomerados abertos possuem o mais parecido que os astrônomos têm com “condições laboratoriais”.

 Uma vez que as estrelas no seio dos aglomerados abertos estão pouco ligadas entre si, cada estrela é mais susceptível de ser ejetada para fora do grupo principal devido ao efeito da gravidade de objetos celestes vizinhos.

  Este vídeo dá-nos uma vista panorâmica da imagem do aglomerado aberto Messier 11, obtida pelo instrumento Wide Field Imager. As estrelas azuis no centro da imagem são as estrelas jovens e quentes do aglomerado. As vermelhas são estrelas de fundo mais velhas e frias. Crédito: © ESO. Música: movetwo

 O NGC 6705 tem já pelo menos 250 milhões de anos de idade, por isso é provável que dentro de mais alguns milhões de anos esta formação de “patos selvagens” se disperse, separando-se o aglomerado e desaparecendo no meio circundante.

 Esta imagem foi obtida pelo instrumento Wide Field Imager, montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla no norte do Chile. Este nome alternativo e evocativo para o NGC 6705, Aglomerado do Pato Selvagem, teve origem no século XIX.

 Quando se observa este aglomerado através de um pequeno telescópio vemos as estrelas mais brilhantes a formar o padrão de um triângulo aberto no céu, que se assemelha a patos voando em formação.

‣ Fonte: European Southern Observatory (ESO)

Telescópios espaciais encontraram céus claros e vapor d’água em exo-Netuno

Créditos: © NASA, ESA, and R. Hurt (JPL-Caltech)

 “Quando os astrônomos começam uma noite de observação, eles dizem céus limpos, como um significado de boa sorte”, diz Joanathan Fraine da Universidade de Maryland em College Park, principal autor do novo estudo que foi publicado na revista Nature.

 “Nesse caso, nós encontramos céus limpos em um planeta distante”.

 “Isso é muito bom para nós, porque isso significa que não existem nuvens cobrindo a nossa visão das moléculas de água”.

 O planeta HAT-P-11b, é também chamado de exo-Netuno — um planeta do tamanho de Netuno que orbita outra estrela. Ele está localizado a cerca de 120 anos-luz de distância da Terra na Constelação do Cisne (Cygnus, do latim).

 Diferente do nosso Netuno, esse planeta tem uma órbita mais próxima da sua estrela, completando uma volta ao redor dela a cada cinco dias. Esse é um mundo quente onde acredita-se exista um núcleo rochoso e uma atmosfera gasosa.

 Não se sabe muito mais sobre a composição do planeta, ou sobre outro exo-Netunos como ele até agora. Parte do desafio em analisar a atmosfera de planetas como esse é o seu tamanho. Planetas maiores, como planetas do tamanho de Júpiter são mais fáceis de serem vistos graças ao seu tamanho e a sua atmosfera.

 De fato, os pesquisadores já tinham sido capazes de detectar vapor de água nesses planetas. Planetas menores são mais difíceis de serem pesquisados, e, além disso, todos observados até o momento pareciam ser mundos cobertos de nuvens. No novo estudo, os astrônomos se focaram na observação da atmosfera do HAT-P-11b, não sabendo se iriam encontrar nuvens ou não.

Crédito: © NASA, ESA, and R. Hurt (JPL-Caltech)

 Eles usaram a Wide Field Camera 3 do Hubble, e uma técnica chamada de espectroscopia de transmissão, onde o planeta é observado enquanto cruza a frente da sua estrela. A luz da estrela é filtrada através do anel da atmosfera do planeta.

 Se moléculas como as de vapor d’água estão presentes, elas absorvem parte da luz da estrela, deixando uma assinatura típica na luz que chega até aos telescópios na Terra. Usando essa estratégia, o Hubble foi capaz de detectar vapor d’água no HAT-P-11b.

 Essa técnica indica que o planeta não tem nuvens bloqueando a visão e dá uma esperança que mais planetas sem nuvens podem ser localizados e analisados no futuro. Mas antes da equipe poder celebrar os céus limpos no exo-Netuno, eles tiveram que mostrar que manchas estelares — “sardas” mais frias nas faces das estrelas — não eram as fontes reais de vapor d’água.

 Manchas estelares frias na estrela mãe podem conter vapor d’água, sendo erroneamente parecer do próprio planeta. Eles conseguiram mostrar isso quando apontaram o Kepler e o Spitzer para a estrela e para o exoplaneta.

 Seus dados na luz visível foram combinados com as observações realizadas pelo Spitzer nos comprimentos de infravermelho. Comparando essas observações, os astrônomos descobriram que as manchas estelares eram muito quentes para ter qualquer tipo de vapor. Nesse ponto a equipe poderia celebrar que havia conseguido detectar vapor d’água em um mundo diferente do nosso Sistema Solar.

Crédito: © NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

 “Nós acreditamos que os exo-Netunos podem ter diversas composições, que refletem suas histórias de formação”, disse Heather Knuston do Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, nos Estados Unidos, coautor do estudo.

 Os resultados de todos os três telescópios demonstram que o HAT-P-11b é coberto com vapor d’água, gás hidrogênio, e provavelmente outro tipo de moléculas que ainda serão identificadas. Os teóricos desenvolverão novos modelos para explicar a origem e a formação do planeta.

 “Nós estamos trabalhando na linha dos Júpiteres quentes até os exo-Netunos”, disse Drake Deming, outro coautor do estudo, também da Universidade de Maryland em College Park.

 Os astrônomos planejam examinar mais exo-Netunos no futuro, e esperam aplicar o mesmo método para exoplanetas menores como as super-Terras — os primos massivos rochosos do nosso mundo com uma massa 10 vezes maior. Nosso Sistema Solar não tem uma super-Terra, mas a missão Kepler está encontrando esse tipo de planeta ao redor de outras estrelas.

 O Telescópio Espacial James Webb da NASA, programado para ser lançado em 2018, pesquisará as super-Terras por sinais de vapor d’água e outras moléculas, contudo, encontrar sinais de oceanos e mundos possivelmente habitáveis é provavelmente algo impossível.

 “O trabalho que estamos fazendo agora é importante para estudos futuros das super-Terras e até mesmo de planetas menores, pois nós queremos ser capazes de identificarmos com antecedência planetas com atmosferas limpas que nos levarão a detectar moléculas”, disse Knutson. Mais uma vez, os astrônomos estão “cruzando seus dedos” por céus limpos.

Artigo científico:

‣ Fonte (em inglês): HubbleSite
‣ Via: CiencTec

Nova teoria sobre a matéria escura pode explicar a falta de galáxias satélites da Via Láctea

A distribuição simulada da matéria escura na galáxia Via Láctea, como para padrão, matéria escura interagindo (canto superior esquerdo), a matéria escura quente (canto superior direito) e do novo modelo de matéria escura que interage com o fundo de fótons (em baixo). Estruturas menores são apagadas até o ponto do modelo mais extremo (canto inferior direito), a galáxia é completamente esterilizada. Crédito: © Durham University

 Os cientistas acreditam que encontraram uma maneira de explicar por que não existem tantas galáxias orbitando a Via Láctea como esperado. Simulações computacionais da formação da nossa galáxia sugerem que deveriam existir muito mais galáxias ao redor da Via Láctea do que são observadas através dos telescópios.

 Isso lançou dúvidas sobre a teoria geralmente aceita da matéria escura fria, uma substância misteriosa e invisível que os cientistas preveem que deve permitir a formação de mais galáxias ao redor da Via Láctea do que se observa.

 Agora, os cosmólogos e os físicos de partículas no Institute for Computational Cosmology e do Institute for Particle Physics Phenomenology (IPPP) na Universidade de Durham, trabalharam com seus colegas no LAPTh College & University na França, a partir dos resultados obtidos eles acreditam que encontraram uma solução potencial para o problema.

 Escrevendo para Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS), os cientistas sugerem que as partículas da matéria escura, bem como a força da gravidade, poderiam ter interagido com os fótons e com os neutrinos no Universo jovem, fazendo com que a matéria escura se dispersasse.

 Os cientistas acreditam que os aglomerados de matéria escura, ou halos, que emergem do Universo inicial, prenderam o gás intergaláctico necessário para formar estrelas e galáxias. A dispersão das partículas da matéria escura apaga as estruturas que poderiam prender o gás, cessando assim a formação de mais galáxias ao redor da Via Láctea e reduzindo assim o número existente.

 A principal autora, Dra. Celine Boehm, disse: “Nós não sabemos quão forte essas interações deviam ser, é aí que entram nossas simulações”.

 “Ajustando a intensidade da dispersão das partículas, nós mudamos o número de pequenas galáxias, que nos fazem aprender mais sobre a física da matéria escura e como ela pode interagir com outras partículas no Universo”.

Crédito: © Durham University

 “Esse é um exemplo de como uma medida cosmológica, nesse caso, o número de galáxias orbitando a Via Láctea, é afetada pela escala microscópica da física de partículas”.

 Existem algumas teorias sobre por que não existem mais galáxias orbitando a Via Láctea, que incluem a ideia que o calor das primeiras estrelas do Universo esterilizou o gás necessário para formar estrelas. Os pesquisadores dizem que suas descobertas atuais oferecem uma teoria alternativa e poderiam fornecer uma nova técnica para pesquisar as interações entre outras partículas e a matéria escura fria.

 O coautor do trabalho, o Professor Carlton Baugh, disse: “Os astrônomos há muito tempo já chegaram à conclusão que a maior parte da matéria no Universo consiste de partículas elementares conhecidas como matéria escura”.

 “Esse modelo pode explicar como a maior parte do Universo se parece, exceto no nosso quintal, onde ele falha miseravelmente”.

 “O modelo prediz que devem existir muito mais galáxias satélites pequenas ao redor da nossa Via Láctea do que nós podemos observar”.

 “Contudo, usando simulações computacionais para permitir que a matéria escura torne-se um pouco mais interativa com o resto do material no Universo, como os fótons, nós podemos dar para a nossa vizinhança uma pequena mudança e vemos uma notável redução no número de galáxias ao redor de nós se comparado com o que se pensava originalmente”.

 Os cálculos foram realizados usando o supercomputador COSMA da própria universidade, compondo parte do arcabouço de super computação DIRA do Reino Unido. O trabalho foi financiado pelo Science and Technology Facilities Council e pela União Europeia.

Artigo científico:

‣ Fonte (em inglês): Royal Astronomical Society
‣ Via: CiencTec

Observatório de raios-X Chandra encontra planeta que faz a estrela WASP-18 parecer mais velha do ela é

Crédito: © NASA/CXC/M.Weiss

 Um novo estudo usando dados do Observatório de raios-X Chandra da NASA tem mostrado que um planeta está fazendo a estrela que orbita agir, ou parecer mais velha do que ela realmente é. A ilustração artística mostra na parte principal do gráfico a estrela WASP-18 e seu planeta, WASP-18b.

 O WASP-18b é um Júpiter quente, ou seja, um exoplaneta gigantesco que orbita sua estrela a uma distância bem próxima, e que está localizado a cerca de 330 anos-luz da Terra. Especificamente, a massa do WASP-18b é estimada em cerca de 10 vezes a massa do planeta Júpiter, e a sua órbita ao redor da sua estrela mãe leva cerca de 23 horas, ou seja, menos de um dia.

 Em comparação, Júpiter leva cerca de 12 anos para dar uma volta ao redor do Sol. Os novos dados do Chandra do sistema WASP-18 mostram que esse imenso planeta está tão perto de sua estrela, que causa uma diminuição no campo magnético do astro luminoso. À medida que as estrelas envelhecem sua atividade na emissão de raios-X e sua atividade magnética diminui.

 Os astrônomos determinaram que a WASP-18 tem uma idade entre 500 milhões e 2 bilhões de anos, uma estrela considerada relativamente jovem. Com essa idade, os astrônomos esperavam que a WASP-18 emitisse muito mais raios-X do que ela realmente emite.

 Surpreendentemente, as longas observações do Chandra revelam que nenhuma quantidade de raios-X está sendo emitido pela WASP-18. O campo de visão na caixa de destaque na imagem superior mostra que na luz óptica, a WASP-18 é uma brilhante fonte.

Crédito: © NASA/CXC/SAO/I.Pillitteri et al; Optical: DSS

 Usando relações estabelecidas entre a atividade magnética e a emissão de raios-X das estrelas nas suas idades, os pesquisadores concluíram que a WASP-18 é cerca de 100 vezes menos ativa do que ela deveria ser na sua idade estimada. A baixa quantidade de atividade magnética da WASP-18 é mostrada na ilustração artística pela ausência de manchas solares e fortes flares na superfície da estrela.

 A fraca emissão de raios-X da estrela tem relativamente pouco efeito na atmosfera externa do planeta próximo, dando a ele uma aparência simétrica. Em contraste, emissões de raios-X bem mais fortes da estrela CoRoT-2a, estão erodindo a atmosfera do planeta próximo, produzindo uma feição semelhante a uma cauda.

 Forças de maré da atração gravitacional do massivo planeta — similar àquela que a Lua tem nas marés da Terra, mas numa escala bem maior — podem ser responsáveis por corromper o campo magnético da estrela.

 A intensidade do campo magnético na estrela depende da quantidade de convecção, o processo com o qual o gás quente se move ao redor do interior estelar. A gravidade do planeta pode gerar movimentos de gás dentro da estrela que enfraquecem a convecção.

 Pelo fato da WASP-18 ter uma zona de convecção mais estreita do que a maior parte das estrelas, ela é mais vulnerável ao impacto das forças de maré que a puxam. O efeito das forças de maré do planeta pode também explicar uma alta quantidade incomum de lítio encontrada em estudos ópticos anteriores da WASP-18.

 O lítio é normalmente abundante em estrelas mais jovens, mas com o passar do tempo a convecção leva o lítio para as regiões mais quentes e internas da estrela, onde ele é destruído pelas reações nucleares. Se existir menos convecção, o lítio não circula no interior da estrela, permitindo que ele sobreviva.

Artigo científico:

‣ Fonte (em inglês): Chandra/NASA
‣ Via: CiencTec

Sítio J escolhido para a aterrissagem do Filas

O principal local de pouso do módulo Filas, a região J, está indicado pela cruz nesta imagem de ângulo estreito da OSIRIS. Crédito: © ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 O módulo de aterrissagem da Rosetta, Filas (Philae, do latim), irá pousar no local J, uma região intrigante no Cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko (67P/C-G) que oferece um potencial científico único, com sinais de atividade nas proximidades e uma mínima situação de risco para o módulo em comparação com os outros locais candidatos.

 O local J, na ‘cabeça’ do cometa, é um mundo irregular que tem pouco mais de 4 km no seu ponto mais largo. A seleção por este local foi unânime. O local de backup, o C, está localizado no ‘corpo’ do cometa.

 O módulo de 100 kg pousará na superfície no dia 11 de novembro, onde fará medições de profundidade sendo possível o estudo do seu núcleo, de uma forma sem precedentes. Mas escolher o local de aterrissagem adequado não foi uma tarefa fácil.

A imagem de contexto está indicando a localização do local principal de pouso para o módulo de aterrissagem da Rosetta, o Filas. Crédito: © ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 “Como já conseguimos perceber pelas recentes imagens, o cometa é belo, mas acidentado — cientificamente excitante, mas a sua forma torna-o um desafio operacional”, diz o responsável pela aterrissagem do Filas no Centro Aeroespacial Alemão (DLR).

 “Nenhum dos locais candidatos cumpria todos os critérios operacionais a 100%, mas o local J é claramente a melhor solução”.

 “Faremos a primeira análise “in situ” de um cometa neste local, dando-nos uma visão sem paralelo da composição, estrutura e evolução de um cometa”, diz Jean-Pierre Bibring, cientista do projeto e investigador principal do instrumento CIVA no Instituto de Aeronáutica e Espacial (IAS) em Orsay, na França.

 “O local J dá-nos a possibilidade de analisar material primitivo, caracterizar as propriedades do núcleo e estudar os processos que dão origem à sua atividade”.

 A corrida para encontrar o local de aterrissagem só poderia ter começado depois de a sonda Rosetta ter chegado ao cometa, o que aconteceu a 6 de agosto, quando o cometa foi observado de perto pela primeira vez.

Visão detalhada e próxima do local principal de pouso do Filas, o local J, que está localizado sobre a ‘cabeça’ do Cometa 67P/C-G. A imagem foi registrada pela câmera de ângulo estreito da Rosetta, OSIRIS, no dia 20 de agosto, a uma distância de cerca de 67 km. A escala da imagem é 1,2 metros/pixel. Crédito: © ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 No dia 24 de agosto, usando dados recolhidos pela a sonda quando estava a 100 km de distância do cometa, foram identificadas cinco regiões candidatas, tendo sido analisadas posteriormente.

 Desde então, a nave deslocou-se até cerca de 30 km do cometa, permitindo que fossem feitas medições mais detalhadas dos locais candidatos. Em paralelo, as operações e as equipes de dinâmica de voo têm estado a explorar as opções de aterrissagem em cada um dos cinco locais.

 Durante o fim de semana, o Grupo de Seleção do Local de Aterrissagem composto por engenheiros e cientistas do Centro de Operações e Navegação do Filas da Agência Espacial Francesa, o Centro de Controlo do Lander na DLR, cientistas que representam instrumentos do Lander e a equipe da Rosetta da ESA encontraram-se no CNES, em Toulouse na França, para analisar os dados disponíveis e escolher o local principal e o seu backup.

‣ Fonte: European Space Agency (ESA)

O ALMA observou a origem violenta de galáxias de disco

Cada um dos objetos coloridos na imagem ilustra uma das 30 galáxias em fusão. Os contornos das galáxias individuais indicam a dispersão do monóxido de carbono, enquanto que a cor representa o movimento do gás. Gás que se afasta de nós aparece em vermelho e gás que se aproxima está em azul. Os contornos juntamente com a transição de vermelho para azul indicam um disco gasoso que rodeia em torno do centro da galáxia. Crédito: © ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/SMA/CARMA/IRAM/J. Ueda et al.

  Durante décadas os cientistas acreditaram que da fusão de galáxias resultavam geralmente galáxias elípticas. Agora, e pela primeira vez, os pesquisadores, com o auxílio do ALMA e um conjunto de outros radiotelescópios, descobriram evidências diretas de que as galáxias em fusão podem também dar origem a galáxias de disco e que este fenômeno é até bastante comum.

  Este resultado surpreendente pode explicar porque é que existem tantas galáxias espirais como a Via Láctea no Universo.

  Uma equipe de pesquisa internacional liderada por Junko Ueda, pós-doutorado da Sociedade Japonesa para a Divulgação da Ciência, fez observações surpreendentes que mostram que a maioria das colisões galácticas no Universo próximo — entre 40 e 600 milhões de anos-luz de distância da Terra — dão origem às chamadas galáxias de disco.

  As galáxias de disco — que incluem as galáxias espirais como a Via Láctea e as galáxias lenticulares — definem-se como possuindo regiões de gás e poeira em forma de panqueca e são bastante diferentes da categoria das galáxias elípticas.

  É geralmente aceito, há algum tempo, que as galáxias de disco em fusão dão eventualmente origem a uma galáxia de forma elíptica. Durante estas interações violentas as galáxias não ganham apenas massa quando fusionam ou se canibalizam uma à outra, mas também modificam a sua forma ao longo do tempo cósmico e por isso mudam de tipo.

  Simulações de computador dos anos 1970 prediziam que a fusão entre duas galáxias de disco comparáveis entre si resultaria numa galáxia elíptica. As simulações apontam assim para que atualmente a maioria das galáxias sejam elípticas, o que contradiz as observações que mostram que mais de 70% das galáxias são de fato galáxias de disco.

  No entanto, algumas simulações mais recentes sugeriram que as colisões poderiam também dar origem a galáxias de disco. Ao identificar as formas finais das galáxias depois da fusão, o grupo de cientistas estudou a distribuição de gás em 37 galáxias que se encontram nos estágios finais de fusão.

Esta concepção artística mostra a fusão entre duas galáxias que resulta na formação de uma galáxia de disco. Após a fusão, a forma das galáxias é perturbada pela sua interação gravitacional mútua e o resultado é uma galáxia com uma estrutura de disco. O gás que se afasta de nós aparece em vermelho e o gás que se aproxima está em azul. Os contornos juntamente com a transição de vermelho para azul indicam um disco gasoso que gira em torno do centro da galáxia. O vídeo mostra a colisão entre duas galáxias de disco, mas a forma das galáxias antes da colisão não é conhecida. Crédito: © NAOJ

  Foi utilizado o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e vários outros radiotelescópios para observar a emissão do monóxido de carbono (CO), um indicador de gás molecular.

  O trabalho da equipe é o maior estudo do gás molecular em galáxias feito até hoje e proporciona uma perspectiva única de como a Via Láctea pode ter sido formada. O estudo revelou que quase todas as fusões mostram regiões de gás molecular em forma de panqueca e são por isso galáxias de disco em formação.

  Ueda explica: “Pela primeira vez temos evidências observacionais de que a fusão de galáxias resulta em galáxias de disco e não em galáxias elípticas”.

  “Este é um grande e inesperado passo em frente na compreensão do mistério do nascimento de galáxias de disco”. Há, no entanto, ainda muito para descobrir.

  Daisuke Iono, do NAOJ (Observatório Astronômico Nacional do Japão) e da Graduate University for Advanced Studies, coautor do artigo científico que descreve este trabalho, acrescenta: “No seguimento deste trabalho temos agora que nos focar na formação de estrelas nestas galáxias de disco, necessitando também de olhar para o Universo mais distante”.

  “Sabemos que a maioria das galáxias no Universo mais longínquo possui discos”.

  “No entanto, não sabemos se as fusões de galáxias são também responsáveis por isso, ou se estes objetos se formaram de gás frio que gradualmente caíram na galáxia”.

  “Talvez tenhamos descoberto um mecanismo geral que se aplica ao longo de toda a história do Universo”.

Artigo científico:

  Os dados foram obtidos pelo ALMA; o Combine Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA): uma rede milimétrica que consiste em 23 antenas parabólicas instaladas na Califórnia; o Submillimeter Array: uma rede submilimétrica que consiste em oito antenas parabólicas instaladas no Mauna Kea, Havaí; o Plateau de Bure Interferometer; o radiotelescópio de 45 metros do NAOJ Nobeyama Radio Observatory; o telescópio de 12 metros do National Radio Astronomy Observatory dos EUA; o telescópio de 14 metros do Five College Radio Astronomy Observatory dos EUA; o telescópio do IRAM de 30 metros e o Swedish-ESO Submillimeter Telescope (SEST) para complementar os demais telescópios.

‣ Fonte: ESO (European Southern Observatory)