ESO revela novas imagens da Nebulosa do Saco de Carvão

Manchas escuras bloqueiam quase completamente um rico campo estelar numa nova imagem obtida pelo instrumento Wide Field Camera, instalado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla, no Chile.

As áreas escuras são pequenas partes de uma enorme nebulosa escura chamada Saco de Carvão, um dos objectos mais proeminentes do seu tipo, visível a olho nu.

Daqui a milhões de anos, bocados deste Saco de Carvão irão entrar em combustão, um pouco como o combustível fóssil com o mesmo nome, com o brilho de muitas estrelas jovens.

A Nebulosa do Saco de Carvão situa-se a cerca de 600 anos-luz de distância na constelação do Cruzeiro do Sul. Este enorme objecto poeirento forma uma silhueta conspícua sobre a banda estrelada brilhante da Via Láctea e é por isso que esta nebulosa é conhecida dos povos do hemisfério sul desde que a humanidade caminha sobre a Terra.

"Nuvem de Magalhães Preta"

O explorador espanhol Vicente Yáñez Pinzón foi o primeiro a assinalar aos europeus a presença da Nebulosa do Saco de Carvão em 1499. A Nebulosa do Saco de Carvão tomou seguidamente a alcunha de Nuvem de Magalhães Preta, devido à sua aparência escura quando comparada com o brilho intenso das duas Nuvens de Magalhães, que são na realidade galáxias satélite da Via Láctea.

Estas duas galáxias brilhantes são claramente visíveis no céu austral, tendo chamado a atenção dos europeus durante as explorações de Fernão de Magalhães no século XVI.

No entanto, a Nebulosa do Saco de Carvão não é uma galáxia. Como outras nebulosas escuras, trata-se de uma nuvem interestelar de poeira tão espessa que não permite que a maioria da radiação emitida pelas estrelas de fundo chegue até aos observadores.

Um número significativo de partículas de poeira nas nebulosas escuras estão cobertas de gelo de água, azoto, monóxido de carbono e outras moléculas orgânicas simples. Estes grãos impedem que a radiação visível passe através da nuvem cósmica.

Para se ter uma ideia de quão escura é a Saco de Carvão, nos anos 1970 o astrónomo finlandês Kalevi Mattila publicou um estudo que estimava que a Nebulosa do Saco de Carvão possuía apenas cerca de 10% do brilho da Via Láctea, que a envolve. Uma pequena parte da radiação estelar de fundo consegue no entanto passar através da nebulosa, como mostra esta nova imagem do ESO e outras observações obtidas por telescópios modernos. Esta pequena quantidade de radiação que passa através da nebulosa não sai do outro lado sem ter sido modificada.

A radiação que vemos nesta imagem parece mais vermelha do que seria normalmente. Este efeito deve-se ao facto da poeira nas nebulosas escuras absorver e dispersar mais a radiação azul das estrelas do que a radiação vermelha, “pintando” as estrelas de vários tons mais avermelhados do que seriam de outro modo.

Daqui a milhões de anos os dias negros da Saco de Carvão chegarão ao fim. Nuvens interestelares espessas como a Saco de Carvão contêm muito gás e poeira — o combustível de novas estrelas. À medida que o material disperso na nebulosa coalesce sob o efeito da gravidade, as estrelas formam-se e começam a brilhar, fazendo com que os “nodos” de carvão “incendeiem”, quase como se tivessem sido tocados por uma chama.

Texto e foto: ESO

A Nebulosa do Camarão (Gum 56) e como funciona a reciclagem cósmica

Nebulosa gigante GUM 56 Foto: ESO

Parte da nebulosa gigante Gum 56 domina esta imagem, iluminada por estrelas jovens quentes e brilhantes que nasceram no seu interior. Durante milhões de anos formaram-se estrelas a partir do gás desta nebulosa, material que é posteriormente devolvido à maternidade estelar quando as estrelas envelhecidas expelem a sua matéria lentamente para o espaço ou mais dramaticamente sob a forma de explosões de supernovas.

Esta imagem foi obtida pelo telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla no Chile, no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO.

Profundamente embebidos nesta maternidade estelar gigante encontram-se três enxames de estrelas jovens quentes — com apenas alguns milhões de anos de idade — que brilham intensamente no ultravioleta. É a luz destas estrelas que faz com que as nuvens de gás da nebulosa resplandeçam.

A radiação arranca os electrões aos átomos — num processo chamado ionização — e quando estes se recombinam libertam energia sob a forma de luz. Cada elemento químico emite luz em determinada cor e as enormes nuvens de hidrogénio na nebulosa são a causa deste intenso brilho avermelhado.

A Gum 56 — também conhecida por IC 4628 ou Nebulosa do Camarão — retira o seu nome do astrónomo australiano Colin Stanley Gum que, em 1955, publicou um catálogo de regiões H II.

As regiões H II, tal como a Gum 56, são enormes nuvens de densidade baixa, que contêm uma grande quantidade de hidrogénio ionizado. Uma grande parte da ionização na Gum 56 é feita por duas estrelas do tipo O, que são estrelas quentes azuis-esbranquiçadas, também conhecidas por gigantes azuis devido à sua cor.

Este tipo de estrelas é raro no Universo, uma vez que a enorme massa destas gigantes azuis significa que não podem viver durante muito tempo. Após cerca de um milhão de anos apenas, as estrelas colapsam sobre si mesmas e terminam as suas vidas como supernovas, tal como muitas das outras estrelas massivas que se encontram no interior da nebulosa.

Para além de muitas estrelas recém nascidas aninhadas no interior da nebulosa, a região está ainda cheia de gás e poeira suficientes para criar uma geração ainda mais nova de estrelas. As regiões da nebulosa que estão a formar novas estrelas são visíveis na imagem como nuvens densas.

O material que forma estas novas estrelas inclui os restos das estrelas mais massivas da geração anterior, que já terminaram as suas vidas e ejectaram o seu material para o meio circundante sob a forma de explosões de supernovas. Assim, o ciclo de vida e morte das estrelas continua.

Dadas as duas gigantes azuis muito invulgares e a proeminência da nebulosa nos comprimentos de onda do infravermelho e do rádio, é talvez surpreendente que esta região tenha sido até agora comparativamente pouco estudada por astrónomos profissionais.

A Gum 56 tem um diâmetro de cerca de 250 anos-luz, mas apesar do seu enorme tamanho tem sido descurada por observadores visuais devido ao seu fraco brilho e porque a maioria da radiação que emite se situa em comprimentos de onda invisíveis ao olho humano.

A nebulosa está a uma distância de cerca de 6 mil anos-luz de distância da Terra e pode ser encontrada no céu na constelação do Escorpião, onde tem um tamanho projectado de quatro vezes o da Lua Cheia.

Texto e fotos: ESO 

O Observatório do ESO em La Silla, no Chile

As maiores explosões no Universo são despoletadas pelos ímanes mais potentes

Observações obtidas nos Observatórios de La Silla e Paranal no Chile demonstraram pela primeira vez que existe uma ligação entre uma explosão de raios gama de longa duração e uma explosão de supernova invulgarmente brilhante.

Os resultados mostram que a supernova não teve origem em decaimento radioactivo, como se esperava, mas sim em campos magnéticos muito fortes a decair em torno de um objecto exótico conhecido por estrela magnética. Os resultados foram publicados no dia 9 de Julho na revista Nature.

As explosões de raios gama constituem um dos eventos associados às maiores explosões que ocorreram desde o Big Bang. São detectadas por telescópios em órbita sensíveis a este tipo de radiação altamente energética, a qual não consegue penetrar a atmosfera terrestre, e são igualmente observadas a maiores comprimentos de onda por outros telescópios, situados tanto no espaço como no solo.

As explosões de raios gama duram tipicamente alguns segundos, mas em casos muito raros podem prolongar-se durante horas. Uma destas explosões de longa duração foi captada pelo satélite Swift a 9 de Dezembro de 2011 e baptizada com o nome de GRB 111209A. Foi simultaneamente uma das mais longas e mais brilhantes explosões de raios gama alguma vez observada.

À medida que o brilho remanescente da explosão ia desaparecendo, o evento foi estudado pelo instrumento GROND montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros em La Silla e pelo instrumento X-shooter no Very Large Telescope (VLT) no Paranal.

Foi encontrada uma assinatura clara de uma supernova, chamada mais tarde SN 2011kl. Esta é a primeira vez que uma supernova é descoberta associada a uma explosão de raios gama de muito longa duração.

O autor principal do novo artigo científico que descreve estes resultados, Jochen Greiner do Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Alemanha, explica: “Uma vez que apenas uma explosão de raios gama de longa duração é produzida para cada 10 mil - 100 mil supernovas, a estrela que explodiu deve ser de algum modo muito especial. Os astrónomos pensavam que estas explosões de raios gama tinham origem em estrelas muito massivas — cerca de 50 vezes a massa do Sol — e que assinalavam a formação de um buraco negro. No entanto, as nossas novas observações da supernova SN 2011kl, descoberta após a GRB 111209A, estão a modificar este paradigma relativamente às explosões de raios gama de muito longa duração.”

Num cenário favorável do colapso de uma estrela massiva, espera-se que a intensa emissão óptica/infravermelha da supernova, com duração de cerca de uma semana, venha do decaimento do níquel-56 radioactivo formado durante a explosão.

No entanto, no caso da GRB 111209A as observações combinadas do GROND e do VLT mostraram sem ambiguidades, e pela primeira vez, que isto não era o que se passava. A única explicação que justifica as observações da supernova que segue a GRB 111209A é que esta terá tido origem numa estrela magnética— uma estrela de neutrões minúscula que gira centenas de vezes por segundo e que possui um campo magnético muito mais potente que as estrelas de neutrões normais, as quais são também conhecidas por pulsares rádio. Pensa-se que as estrelas magnéticas são os objectos mais magnetizados no Universo conhecido.

Esta é a primeira vez que uma ligação clara entre uma supernova e uma estrela magnética foi identificada.

Paolo Mazzali, co-autor do estudo, reflecte sobre o significado desta nova descoberta: “Estes resultados fornecem provas de uma relação inesperada entre explosões de raios gama, supernovas muito brilhantes e estrelas magnéticas. Já há alguns anos que suspeitávamos de algumas destas relações do ponto de vista teórico, mas conseguir ligar tudo isto é realmente um desenvolvimento muito interessante.”

“O caso da SN 2011kl/GRB 111209A obriga-nos a considerar alternativas ao cenário de uma estrela em colapso. Estes resultados aproximam-nos de ideias novas e muito mais claras sobre o funcionamento das explosões de raios gama,” conclui Jochen Greiner.

Nuvem escura obscurece centenas de estrelas no campo de fundo

 

Nesta intrigante nova imagem do ESO parecem faltar algumas das estrelas.

No entanto, o vazio negro que vemos neste campo estelar resplandecente não é na realidade um buraco, mas sim uma região do espaço cheia de gás e poeira, uma nuvem escura chamada LDN 483 (Lynds Dark Nebula 483). Tais nuvens são o local de nascimento de futuras estrelas.

O Wide Field Imager, um instrumento montado no telescópio ESO/MPG de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, capturou esta imagem da nebulosa escura LDN 483 e do seu meio circundante.

A LDN 483 situa-se a cerca de 700 anos-luz de distância, na constelação da Serpente. A nuvem contém material poeirento em quantidade suficiente para bloquear por completo a radiação visível emitida pelas estrelas que se encontram no campo de fundo.

Nuvens moleculares particularmente densas, como é o caso da LDN 483, classificam-se como nebulosas escuras devido às suas propriedades de obscurecimento. A natureza sem estrelas da LDN 483, e de outras nuvens do mesmo estilo, poderia sugerir que estes são locais onde as estrelas não nascem nem crescem mas, de fato, passa-se exatamente o oposto: as nebulosas escuras oferecem um meio extremamente fértil a uma eventual formação estelar.

Os astrónomos que estudam a formação estelar na LDN 483 descobriram algumas das estrelas bebés mais jovens que se podem observar enterradas no interior oculto da nebulosa. Podemos pensar nestas estrelas em gestação como ainda dentro do “útero”, não tendo ainda nascido como estrelas imaturas mas já completas.

Nesta primeira fase do desenvolvimento estelar, a proto-estrela é apenas uma bola de gás e poeira que se contrai sob a força da gravidade no interior da nuvem molecular que a envolve. A proto-estrela está ainda muito fria - cerca de -250º Celsius - brilhando apenas nos comprimentos de onda longos do submilímetro.
No entanto, tanto a temperatura como a pressão começam a aumentar no núcleo da jovem estrela.

Este período mais inicial da formação estelar dura apenas alguns milhares de anos, um tempo bastante curto em termos astronômicos, tendo em conta que as estrelas vivem tipicamente durante milhões ou bilhões de anos. Nas fases seguintes, ao longo de vários milhões de anos, a protoestrela irá tornar-se cada vez mais quente e densa. A sua emissão aumentará em termos de energia, passando gradualmente da radiação fria do infravermelho longínquo, ao infravermelho próximo e finalmente à radiação visível. A anteriormente protoestrela muito tênue ter-se-á então transformado numa estrela completamente luminosa e resplandescente.

À medida que mais e mais estrelas forem emergindo das profundezas escuras da LDN 483, a nebulosa escura dispersar-se-á, perdendo a sua opacidade. As estrelas no campo de fundo que se encontram atualmente escondidas aparecerão - mas apenas após milhões de anos, e nessa altura serão ofuscadas pelas jovens estrelas brilhantes acabadas de nascer na nuvem

Fonte: ESO

Enxame Messier 11, um dos mais ricos em estrelas

O instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, obteve esta bela imagem salpicada de estrelas azuis de um dos enxames abertos mais ricos em estrelas que se conhece atualmente - o Messier 11, também conhecido por NGC 6705 ou Enxame do Pato Selvagem.

O Messier 11 é um enxame aberto, ou enxame galáctico como é algumas vezes referido, situado a cerca de 6000 anos-luz de distância na constelação do Escudo. Foi inicialmente descoberto pelo astrónomo 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 em Inglaterra, tendo Charles Messier adicionado este enxame 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 enxames, galáxias e nebulosas).

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

Os enxame 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 enxames abertos mais compactos e ricos em estrelas, com uma dimensão de quase 20 anos-luz e acolhendo cerca de 3000 estrelas.

Os enxames abertos diferem dos enxames 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 enxames 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.

No entanto, cada estrela no enxame 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 hidrogénio em muito menos tempo.

Deste modo, comparações dircetas entre os diferentes estádios de evolução podem ser feitas num mesmo enxame: 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 enxames abertos possuem o mais parecido que os astrónomos têm com “condições laboratoriais”.

Uma vez que as estrelas no seio dos enxames 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.

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 enxame 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.