3833: Imagem revela proto-binário no processo de formação

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Ampliação da nuvem molecular de Ofíuco, realçando o sistema de formação estelar IRAS 16293-2422 com a proto-estrela B no canto superior direito e agora as claramente identificadas proto-estrelas A1 e A2 em baixo e à esquerda. O sistema binário também tem a sua própria ampliação.
Crédito: Instituto Max Planck; fundo – ESO/DSS2; Davide De Martin

Observações de alta resolução de um jovem sistema estelar ainda em formação revelam claramente um par de proto-estrelas nos seus estágios iniciais de evolução profundamente enraizados na fonte IRAS 16293-2422 na nuvem molecular de Ofíuco. A equipa, liderada pelo Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, usou o interferómetro ALMA não apenas para determinar a configuração da fonte, mas também para medir a cinemática do gás e das estrelas, determinando a massa do jovem binário. As duas proto-estrelas são um pouco mais massivas do que se pensava anteriormente e giram em torno uma da outra mais ou menos a cada 400 anos.

O sistema chamado IRAS 16293-2422 é uma das regiões de formação estelar mais brilhantes da nossa vizinhança cósmica. Está localizado na nuvem molecular de Ofíuco, a uma distância de aproximadamente 460 anos-luz e tem sido amplamente estudada, também porque mostra uma forte emissão de várias moléculas orgânicas complexas, constituindo os blocos de construção de espécies pré-bióticas. No entanto, até agora a configuração detalhada da região não era bem clara, com observações em vários comprimentos de onda mostrando várias fontes compactas em localizações ligeiramente diferentes. Esta confusão ocorreu devido à grande quantidade de material em frente das proto-estrelas, como esperado nestes estágios iniciais de formação.

Uma equipa internacional de astrónomos liderada pelo Instituto Max Planck para Física Extraterrestre obteve agora observações rádio de alta resolução com o interferómetro ALMA, que revelam claramente duas fontes compactas A1 e A2 além da conhecida proto-estrela B. “As nossas observações confirmam a localização das duas proto-estrelas íntimas e revelam que cada uma é rodeada por um disco muito pequeno de poeira. Ambas, por sua vez, estão embebidas numa grande quantidade de material que mostra padrões complexos”, comenta Maria José Maureira, autora principal do estudo.

A fonte A1 tem uma massa um pouco inferior a 1 massa solar e está embutida num pequeno disco de poeira do tamanho da cintura de asteróides; a fonte A2 tem uma massa de aproximadamente 1,4 sóis e está embutida num disco um pouco maior. Curiosamente, este disco em torno de A2 também aparece em ângulo em comparação com a orientação geral da estrutura maior da nuvem, enquanto o disco em torno da fonte B – a uma distância muito maior – é visto de frente, indicando uma história de formação bastante caótica.

Além da observação directa da emissão de poeira, a equipa também obteve informações sobre o movimento do gás em torno das estrelas por meio de observações de linhas espectrais de moléculas orgânicas, que traçam bem a região de alta densidade em torno do sistema binário descoberto. Isto permitiu-lhes obter uma medição de massa independente e confirmar que A1 e A2 formam um par ligado.

Combinando as suas observações mais recentes com dados recolhidos nos últimos 30 anos, a equipa descobriu que as duas estrelas se orbitam uma à outra uma vez a cada 360 anos, a uma distância semelhante à órbita de Plutão, onde a órbita está inclinada cerca de 60º. “Esta é a primeira vez que conseguimos derivar os parâmetros orbitais completos de um sistema binário neste estágio tão inicial da sua formação,” realça Jaime Peneda, também do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, que contribuiu para a modelagem.

“Com estes resultados, finalmente somos capazes de mergulhar num dos sistemas proto-estelares mais jovens e incorporados, revelando a sua estrutura dinâmica e morfologia complexa, onde vemos claramente o material filamentar ligando os discos circunstelares à região circundante e, provavelmente, ao disco circum-binário. Os pequenos discos provavelmente ainda estão a ser alimentados e a crescer!” enfatiza Paola Caselli, directora do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre e líder do Centro para Estudos Astro-químicos. “Isto só foi possível graças à grande sensibilidade do ALMA e às observações de moléculas que traçam essas regiões densas. As moléculas enviam-nos sinais em frequências muito específicas e, após as alterações dessas frequências por toda a região (devido a movimentos internos), é possível reconstruir a cinemática complexa do sistema. É este o poder da astroquímica.”

Astronomia On-line
12 de Junho de 2020

 

spacenews

 

3817: Astrónomos localizam alvo cósmico escondido atrás da poeira

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

(dr) Marta De Simone
Representação artística do sistema binário Iras 4A

Uma equipa de cientistas usou o telescópio Karl G. Jansky VLA para revelar uma região que havia escapado anteriormente à detecção, e a revelação respondeu a uma pergunta antiga.

As regiões ao redor das proto-estrelas jovens contêm moléculas orgânicas complexas que se combinam em moléculas prebióticas, os primeiros passos no caminho da vida. Estas regiões, conhecidas como Hot Corinos, são do tamanho do Sistema Solar e muito mais quentes do que o ambiente (mas bastante frias para os padrões terrestres).

O primeiro Hot Corino foi descoberto em 2003 e, até agora, só uma dúzia foi encontrada. A maioria está em sistemas binários, com duas proto-estrelas em formação. Os cientistas ficaram muito surpreendidos quando descobriram que, em alguns destes sistemas binários, encontravam evidências de um Hot Corino em torno de uma proto-estrela, mas não da outra.

“Como ambas as estrelas se formam da mesma nuvem molecular ao mesmo tempo, parecia muito estranho que uma estivesse cercada por uma região densa de moléculas orgânicas complexas e a outra não”, explicou Cecilia Ceccarelli, do Instituto de Ciências Planetárias e Astrofísica da Universidade de Grenoble (IPAG), em França.

Segundo explica o portal Europa Press, as moléculas orgânicas complexas foram encontradas através da detecção de radiofrequências específicas, chamadas linhas espectrais. Estas frequências de rádio são como uma espécie de “impressões digitais” para identificar produtos químicos.

A equipa apercebeu-se de que todos os produtos químicos encontrados nos Hot Corinos foram encontrados através da detecção dessas “impressões digitais” em frequências de rádio correspondentes a comprimentos de onda de apenas alguns milímetros.

“Sabemos que a poeira bloqueia esses comprimentos de onda, por isso decidimos procurar evidências dos produtos químicos em comprimentos de onda mais longos que possam facilmente passar através da poeira”, explicou a investigadora Claire Chandler.

A poeira pode estar a impedir-nos de detectar as moléculas numa das duas proto-estrelas gémeas”, concluiu.

A equipa usou o telescópio Karl G. Jansky VLA para observar um par de proto-estrelas, chamado IRAS 4A, numa região de formação de estrelas a cerca de 1.000 anos-luz da Terra. Os cientistas observaram o par em comprimentos de onda de centímetros onde procuravam emissões de metanol por rádio.

“Com o VLA, as duas proto-estrelas revelaram fortes evidências de metanol ao seu redor, o que significa que ambas têm Hot Corinos. A razão pela qual não os vemos é a poeira”, adiantaram os cientistas. O artigo científico foi publicado esta segunda-feira no  The Astrophysical Journal Letters.

ZAP //

Por ZAP
9 Junho, 2020

 

spacenews

 

2292: Estrelas massivas crescem da mesma forma que estrelas leves, apenas maiores

Imagem ALMA da proto-estrela massiva G353.273+0.641. A emissão compacta em torno da proto-estrela central, do disco e do invólucro gasoso é vista em tons avermelhados, amarelados e azulados. A assimetria no disco é claramente visível com as observações de alta resolução do ALMA.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Motogi et al.

Os astrónomos obtiveram a primeira vista detalhada, de face, de um disco gasoso que alimenta o crescimento de uma enorme estrela bebé. Eles descobriram que partilha muitas características usuais com estrelas bebés mais leves, o que implica que o processo de formação é o mesmo, independentemente da massa final. Esta descoberta abre o caminho para uma melhor compreensão da formação estelar.

Uma proto-estrela, uma estrela bebé ainda no processo de formação, é alimentada por um disco de gás circundante que cai em direcção ao centro. Os detalhes do processo, como o porquê das estrelas se formarem com uma gama ampla de massas, ainda não são claros. As estrelas de baixa massa que se formam na vizinhança do Sistema Solar permitem que os astrónomos observem de perto o processo. Por outro lado, as proto-estrelas massivas são raras e até as mais próximas estão bem longe de nós.

Kazuhito Motogi, professor assistente da Universidade de Yamaguchi, Japão, e a sua equipa utilizaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para observar uma proto-estrela massiva chamada G353.273+0.641 (abreviada G353). Localizada a 5500 anos-luz de distância na direcção da constelação de Escorpião, G353 tem dez vezes a massa do Sol e ainda está a crescer. É um alvo único entre as proto-estrelas massivas, porque podemos observar o seu disco gasoso a partir de cima. O ALMA revelou vistas detalhas de várias outras enormes estrelas infantis; no entanto, a maioria delas são vistas de lado, dificultando a observação das regiões internas dos discos.

As observações do ALMA capturaram um disco giratório em torno de G353 com um raio oito vezes maior do que a órbita de Neptuno. Pode parecer gigantesco, mas é um dos discos mais pequenos já encontrados em torno de uma proto-estrela enorme. O ALMA também descobriu um invólucro de gás em torno do sistema três vezes maior do que o disco.

“Nós medimos o ritmo de acreção do gás do invólucro externo para o disco interno,” comentou Motogi. “Isto ajuda-nos a estimar a idade da estrela bebé. Surpreendentemente, tem apenas 3000 anos, a mais jovem das proto-estrelas massivas conhecidas. Estamos a testemunhar a primeira fase do crescimento de uma estrela gigante.”

Curiosamente, o disco não é uniforme; o seu lado sudeste é mais brilhante do que outras partes, sendo a primeira vez que os astrónomos veem um disco assimétrico em torno de uma proto-estrela massiva. A equipa também encontrou instabilidade no disco, disco este que parece que se vai fragmentar; o que pode estar a provocar a assimetria. Estas características são observadas frequentemente em torno de proto-estrelas mais pequenas, sugerindo que os processos físicos essenciais são os mesmos na formação de estrelas de baixa massa e massa elevada.

“Estudos anteriores haviam sugerido que o processo de formação podia ser diferente para estrelas de massas diferentes,” disse Motogi. “As nossas observações mostram a similaridade: um passo importante para entender como as proto-estrelas massivas ganham massa a partir dos seus arredores.”

Astronomia On-line
9 de Julho de 2019

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ALMA diferencia dois “gritos” de nascimento de uma única protoestrela

Imagem ALMA da protoestrela MMS5/OMC-3. A protoestrela está localizada no centro e as correntes de gás são expelidas para este e oeste (esquerda e direita). O fluxo lento é visto em tons laranja e o jato veloz em tons de azul. É óbvio que os eixos do fluxo e do jato estão desalinhados.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Matsushita et al.

Os astrónomos revelaram as origens enigmáticas de duas correntes diferentes de gás numa estrela bebé. Usando o ALMA, descobriram que o fluxo lento e o jacto veloz de uma protoestrela apresentam eixos desalinhados e que o primeiro começou a ser expelido antes do segundo. As origens destes dois fluxos têm sido um mistério, mas estas observações fornecem sinais reveladores de que estas duas correntes foram lançadas de diferentes partes do disco em redor da protoestrela.

As estrelas do Universo têm uma ampla gama de massas, variando de centenas de vezes a massa do Sol a menos de um-décimo da massa do Sol. Para entender a origem desta variedade, os astrónomos estudam o processo de formação estelar, isto é, a agregação de gases e poeira cósmica.

As estrelas bebés recolhem o gás com a sua atracção gravitacional, mas, no entanto, parte do material é ejectado pelas protoestrelas. Este material expelido forma um “grito” de nascimento estelar que fornece pistas para entender o processo de acumulação de massa.

Yuko Matsushita, aluna de pós-graduação da Universidade de Kyushu e a sua equipa usaram o ALMA para observar a estrutura detalhada do grito de nascimento da estrela bebé MMS5/OMC-3 e descobriram dois fluxos gasosos diferentes: um fluxo lento e um jacto rápido. Existem alguns exemplos com dois fluxos vistos no rádio, mas MMS5/OMC-3 é excepcional.

“Medindo o desvio Doppler das ondas de rádio, podemos estimar a velocidade e a idade dos fluxos gasosos,” disse Matsushita, autora principal do artigo científico publicado na revista The Astrophysical Journal. “Descobrimos que o jacto e o fluxo foram lançados há 500 e há 1300 anos, respectivamente. Estes fluxos de gás são bem jovens.”

Mais interessante, a equipa descobriu que os eixos dos dois fluxos estão desalinhados em 17 graus. O eixo dos fluxos pode ser alterado ao longo de grandes períodos de tempo devido à precessão da estrela central. Mas neste caso, tendo em conta a juventude extrema das correntes gasosas, os investigadores concluíram que o desalinhamento não é devido à precessão, mas está relacionado com o processo de lançamento.

Existem dois modelos concorrentes para o mecanismo de formação de fluxos e jactos proto-estelares. Alguns investigadores assumem que as duas correntes são formadas independentemente em partes diferentes do disco de gás que rodeia a estrela bebé central, enquanto outros propõem que o jacto é formado primeiro e que depois arrasta o material circundante para formar os fluxos mais lentos. Apesar de uma extensa pesquisa, os astrónomos ainda não chegaram a uma resposta conclusiva.

Um desalinhamento nos dois fluxos pode ocorrer no “modelo independente,” mas é difícil no “modelo de arrasto”. Além disso, a equipa descobriu que o fluxo foi ejectado consideravelmente mais cedo do que o jacto. Isto apoia claramente o “modelo independente.”

“A observação combina bem com o resultado da minha simulação,” disse Masahiro Machida, professor na Universidade de Kyushu. Há uma década atrás, realizou estudos pioneiros de simulação usando um supercomputador operado pelo NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan). Na simulação, o fluxo de grande angular é expelido da área externa do disco gasoso em torno de uma protoestrela, enquanto o jacto colimado é lançado independentemente a partir da área interna do disco. Machida continua: “Um desalinhamento observado entre os dois fluxos de gás pode indicar que o disco em torno da protoestrela é deformado.”

“A alta sensibilidade e resolução angular do ALMA vai permitir encontrar mais sistemas jovens e com fluxos e jactos como o de MMS5/OMC-3,” acrescentou Satoko Takahashi, astrónoma do NAOJ e do Observatório ALMA, co-autora do artigo. “Estes vão fornecer pistas para entender os mecanismos de condução de fluxos e jactos. Além disso, o estudo destes objectos também nos vai dizer como os processos de acreção e ejecção de massa trabalham no estágio inicial de formação estelar.”

Astronomia On-line
1 de Março de 2019

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1458: ALMA descobre proto-estrela com disco deformado

Impressão de artista de um disco deformado em torno de uma protoestrela. O ALMA observou a protoestrela IRAS04368+2557 na nuvem escura L1527 e descobriu que a protoestrela tem um disco com duas partes desalinhadas.
Crédito: RIKEN

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no Chile, investigadores observaram, pela primeira vez, um disco deformado em torno de uma jovem protoestrela formada há apenas algumas dezenas de milhares de anos. Isto implica que o desalinhamento das órbitas planetárias em muitos sistemas planetários, incluindo o nosso, pode ser provocado por distorções no disco de formação planetária no início da sua existência.

Os planetas do Sistema Solar orbitam o Sol em planos que estão, no máximo, desviados do equador do próprio Sol até cerca de sete graus. Sabe-se há algum tempo que muitos sistemas exoplanetários têm planetas que não estão alinhados com um único plano ou com o equador da estrela. Uma explicação para isto é que alguns dos planetas podem ter sido afectados por colisões com outros objectos no sistema ou por estrelas que passaram pelo sistema, ejectando-os do plano inicial.

No entanto, sempre permaneceu a possibilidade de que a formação planetária fora do plano normal era na realidade provocada por uma deformação no disco de acreção a partir da qual os planetas nascem. Recentemente, imagens de discos protoplanetários, discos giratórios onde se formam planetas em torno de uma estrela, mostraram de facto uma tal deformação. Mas ainda não se sabia quão cedo isto acontecia.

As descobertas mais recentes, publicadas na revista Nature, pelo grupo do RIKEN CPR (Cluster for Pioneering Research) e da Universidade Chiba, no Japão, descobriram que L1527, uma jovem protoestrela ainda incorporada dentro de uma nuvem, tem um disco com duas partes, uma mais interna que gira num plano e outra externa situada num plano diferente. O disco é muito jovem e ainda está a crescer. L1527, situada a aproximadamente 450 anos-luz de distância na Nuvem Molecular de Touro, é um bom objecto de estudo, pois tem um disco que está quase de lado a partir do nosso ponto de vista da Terra.

De acordo com Nami Sakai, que liderou o grupo de investigação, “esta observação mostra que é concebível que o desalinhamento das órbitas planetárias possa ser provocado por uma estrutura deformada produzida nos primeiros estágios da formação planetária. Teremos que investigar mais sistemas para descobrir se isto é um fenómeno comum ou não.”

A questão que ainda permanece é saber a razão da deformação do disco. Sakai sugere duas explicações razoáveis. “Uma possibilidade, diz, “é que as irregularidades no fluxo de gás e poeira na nuvem proto-estelar ainda estão preservadas e manifestam-se como um disco distorcido. Uma segunda possibilidade é que o campo magnético da protoestrela está num plano diferente do plano rotacional do disco e que o disco interno está a ser puxado para um plano diferente do resto do disco pelo campo magnético.” Ela diz que a equipa planeia determinar o responsável pela deformação do disco.

Astronomia On-line
8 de Janeiro de 2019

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