3 de nov de 2016

Pilares da Destruição

A colorida Nebulosa Carina destruída por estrelas próximas brilhantes
Com o auxílio do instrumento MUSE montado no Very Large Telescope do ESO, foram feitas novas observações de enormes estruturas em forma de pilares no seio da Nebulosa Carina. Os diferentes pilares analisados por uma equipe internacional de astrónomos parecem ser pilares de destruição — contrastando com o nome dos icónicos Pilares da Criação na Nebulosa da Águia, de natureza semelhante. As espiras e pilares nas novas imagens da Nebulosa Carina consistem em vastas nuvens de gás e poeira situadas no seio de formação estelar, a cerca de 7500 anos-luz de distância da Terra.

Os pilares na nebulosa foram observados por uma equipa liderada por Anna McLeod, uma estudante de doutoramento no ESO, usando o instrumento MUSE montado no Very Large Telescope do ESO. O grande poder do MUSE é ser capaz de criar milhares de imagens da nebulosa ao mesmo tempo, cada uma a um diferente comprimento de onda. Isto permite aos astrónomos mapear propriedades químicas e físicas do material em diferentes pontos da nebulosa. Imagens de estruturas semelhantes, os famosos Pilares da Criação na Nebulosa da Águia e formações na NGC 3603, foram combinadas com as que aqui mostramos. No total, foram observados dez pilares, tendo-se detectado uma ligação clara entre a radiação emitida por estrelas massivas próximas e as estruturas dos pilares propriamente ditos.

Numa reviravolta irónica, uma das primeiras consequências da formação de uma estrela massiva é que este objeto começa a destruir a nuvem a partir da qual se formou. A ideia de que estrelas massivas têm um efeito considerável no meio que as rodeia não é nova: sabe-se que tais estrelas emitem enormes quantidades de radiação ionizante — emissão esta com energia suficiente para arrancar aos átomos os seus electrões em órbita. No entanto, é muito difícil obter evidências observacionais da interação entre estas estrelas e o meio que as envolve.

A equipa analisou o efeito desta radiação energética nos pilares: um processo conhecido por fotoevaporação, que ocorre quando o gás é ionizado e se dispersa. Ao observar os resultados da fotoevaporação — que incluiu a perda de massa dos pilares — a equipa conseguiu encontrar os culpados. Existe uma correlação clara entre a quantidade de radiação ionizante emitida pelas estrelas próximas e a dissipação dos pilares.

Este facto pode parecer uma calamidade cósmica, com as estrelas massivas a “atacarem” os seus progenitores. No entanto, a complexidade dos mecanismos de feedback entre as estrelas e os pilares não é bem conhecida. Os pilares podem parecer densos, mas as nuvens de poeira e gás que compõem as nebulosas são na realidade muito difusas. É possível que a radiação e os ventos estelares das estrelas massivas ajudem efectivamente a criar nodos mais densos no seio dos pilares, os quais podem posteriormente dar origem a estrelas.
Fonte: ESO

Jovem sistema apanhado a formar estrelas múltiplas

Imagem ALMA do sistema L1448 IRS3B, com duas jovens estrelas no seu centro e uma terceira distante delas. A estrutura espiral no disco de poeira em seu redor indica instabilidade. Crédito: Bill Saxton, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NRAO/AUI/NSF

Pela primeira vez, astrónomos observaram um disco poeirento de material em redor de uma estrela jovem a fragmentar-se num sistema estelar múltiplo. Os cientistas há muito que suspeitavam da existência deste processo, provocado pela instabilidade gravitacional, mas novas observações com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e com o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) revelaram o processo em ação. Este novo trabalho suporta diretamente a conclusão de que existem dois mecanismos que produzem sistemas estelares múltiplos - fragmentação de discos circunstelares, como vemos aqui, e fragmentação da maior nuvem de gás e poeira a partir da qual se formam estrelas jovens," afirma John Tobin, da Universidade de Oklahoma e do Observatório de Leiden na Holanda.

As estrelas formam-se em nuvens gigantes de gás e poeira, quando o material nas nuvens colapsa gravitacionalmente em núcleos mais densos que começam a atrair material adicional para dentro. O material em queda forma um disco em redor de uma estrela jovem. Eventualmente, a estrela jovem reúne massa suficiente para criar temperaturas e pressões, no seu centro, que desencadeiam reações termonucleares.

Os estudos anteriores haviam indicado que os sistemas estelares múltiplos tendem a ter companheiras, ou relativamente perto, até cerca de 500 vezes a distância Terra-Sol, ou significativamente separadas, mais de 1000 vezes essa distância. Os astrónomos concluíram que as diferenças de distância resultam de diferentes mecanismos de formação. Os sistemas mais separados, dizem, são formados quando os fragmentos maiores da nuvem se formam através de turbulência, e observações recentes têm apoiado essa ideia. Pensava-se que os sistemas mais íntimos resultavam da fragmentação do disco mais pequeno em redor da jovem protoestrela, mas essa conclusão era baseada principalmente na relativa proximidade das estrelas companheiras.

"Agora, vimos esta fragmentação do disco em ação," comenta Tobin. Tobin, Kaitlin Kratter da Universidade do Arizona, e seus colegas usaram o ALMA e o VLA para estudar um jovem sistema triplo chamado L1448 IRS3B, localizado numa nuvem de gás na direção da constelação de Perseu, a cerca de 750 anos-luz da Terra. A mais central das estrelas jovens está separada das outras duas por 61 e 183 vezes a distância Terra-Sol. Todas as três são cercadas por um disco de material que o ALMA revelou ter uma estrutura espiral, uma característica que, segundo os astrónomos, indica instabilidade no disco.

"Este sistema tem provavelmente menos de 150.000 anos," acrescenta Kratter. "A nossa análise indica que o disco é instável e a mais separada das três protoestrelas pode ter-se formado apenas nos últimos 10.000 a 20.000 anos," realça. O sistema L1448 IRS3B, concluíram os astrónomos, fornece evidências observacionais diretas de que a fragmentação no disco pode produzir sistemas estelares múltiplos muito cedo no seu desenvolvimento. "Nós esperamos agora encontrar outros exemplos deste processo e aprender qual a sua contribuição para a população de estrelas múltiplas," conclui Tobin. Os cientistas apresentaram os seus achados na edição de 27 de outubro da revista Nature.
Fonte: Astronomia Online
 



Resolvido mistério por trás dos anéis de Saturno

Esquerda: imagem dos anéis de Saturno, pela sonda Cassini; Direita: imagem dos anéis de Úrano, obtida pelo Telescópio Hubble. Créditos: NASA/JPL/SSI; NASA/JPL/STScI

Uma equipe de investigadores apresentou um novo modelo para a origem dos anéis de Saturno com base em resultados de simulações de computador. Os resultados das simulações são também aplicáveis a anéis de outros planetas gigantes e explicam as diferenças composicionais entre os anéis de Saturno e Úrano. Os achados foram publicados dia 6 de outubro na edição online da Icarus.

Os planetas gigantes do nosso Sistema Solar têm anéis muitos diversos. As observações mostram que os anéis de Saturno são constituídos por mais de 95% de partículas geladas, enquanto os anéis de Úrano e Neptuno são mais escuros e podem ter um maior conteúdo rochoso. Desde que os anéis de Saturno foram observados pela primeira vez no século XVII, a investigação dos anéis cresceu de telescópios terrestres até naves como as Voyager ou a Cassini. No entanto, a origem dos anéis ainda não era clara e os mecanismos que levaram aos diversos sistemas de anéis eram desconhecidos.

O estudo presente centrou-se no período chamado Último Grande Bombardeamento que se pensa ter ocorrido há 4 mil milhões de anos atrás no nosso Sistema Solar, quando os planetas gigantes passaram por uma migração orbital. Pensa-se que existiam vários milhares de objetos com o tamanho de Plutão (um-quinto do tamanho da Terra) oriundos da Cintura de Kuiper para lá de Neptuno. Primeiro, os cientistas calcularam a probabilidade de estes objetos passarem perto o suficiente dos planetas gigantes para serem destruídos pelas forças de maré durante o Último Grande Bombardeamento. Os resultados mostraram que Saturno, Úrano e Neptuno tiveram encontros próximos com estes corpos celestes múltiplas vezes.
Ilustração esquemática do processo de formação de anéis. As linhas pontilhadas mostram a distância na qual a gravidade dos planetas gigantes é suficientemente forte para que ocorra a ruptura de marés. (a) Quando os objetos da Cintura de Kuiper têm encontros próximos com os planetas gigantes, são destruídos pelas forças de maré. (b) Como resultado da fragmentação de maré, alguns fragmentos são capturados para órbitas em redor do planeta. (c) As colisões repetidas provocam a quebra dos fragmentos capturados, a sua órbita torna-se gradualmente mais circular e formam-se, então, os anéis atuais. Crédito: alteração parcial da figura de Hyodo, Charnoz, Ohtsuki, Genda 2016, Icarus

Seguidamente, o grupo usou simulações de computador para investigar a perturbação destes objetos da Cintura de Kuiper devido a forças de maré quando passaram pela vizinhança dos planetas gigantes (figura a). Os resultados das simulações variam dependendo das condições iniciais, como a rotação dos objetos em passagem e da sua aproximação mínima ao planeta. No entanto, descobriram que, em muitos casos, os fragmentos entre 0,1 e 10% da massa inicial dos objetos passageiros foram capturados em órbitas em redor do planeta (figuras a, b). Descobriu-se que a massa combinada destes fragmentos capturados é suficiente para explicar a massa dos anéis em redor de Saturno e Úrano. Por outras palavras, estes anéis planetários foram formados quando objetos suficientemente grandes passaram muito perto dos gigantes e foram destruídos.

Os investigadores também simularam a evolução a longo prazo dos fragmentos capturados, usando supercomputadores do Observatório Astronómico Nacional do Japão. A partir destas simulações, descobriram que os fragmentos capturados com um tamanho inicial de vários quilómetros devem ter sofrido colisões a alta-velocidade, repetidamente, e gradualmente ter sido quebrados em pedaços pequenos. Estas colisões entre fragmentos também circularizaram as órbitas e levaram à formação dos anéis observados atualmente (figuras b, c).

Este modelo também pode explicar as diferenças de composição entre os anéis de Saturno e de Úrano. Em comparação com Saturno, Úrano (e também Neptuno) tem uma maior densidade (a densidade média de Úrano é 1,27 g cm-3 e a de Neptuno é 1,64 g cm-3, enquanto a de Saturno é de 0,69 g cm-3). Isto significa que nos casos de Úrano e Neptuno, os objetos que passam muito perto da sua vizinhança podem sofrer forças de maré extremamente fortes (Saturno tem uma densidade mais baixa e uma maior relação diâmetro-massa, de modo que se os objetos passam demasiado perto colidem com o próprio planeta). Como resultado, se os objetos da Cintura de Kuiper tiverem estruturas em camadas, como um núcleo rochoso com um manto gelado, e passarem bastante perto de Úrano e Neptuno, além do manto gelado, até o núcleo rochoso será destruído e capturado, formando anéis. Isto explica as diferentes composições dos anéis.

Estes resultados ilustram que os anéis dos planetas gigantes são subprodutos naturais do processo de formação planetária do nosso Sistema Solar. Isto implica que os planetas gigantes descobertos em redor de outras estrelas têm, provavelmente, anéis formados por um processo semelhante. Há pouco tempo foi divulgada a descoberta de um sistema de anéis em torno de um exoplaneta, e as descobertas adicionais de anéis e satélites em redor de exoplanetas irá avançar a nossa compreensão da sua origem.
Fonte: Astronomia Online



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