quarta-feira, 23 de agosto de 2017

A melhor imagem já obtida da superfície e atmosfera de uma estrela

Astrônomos construíram a imagem mais detalhada até hoje da supergigante vermelha Antares.

superfície da estrela supergigante vermelha Antares

© ESO/VLTI/K. Ohnaka (superfície da estrela supergigante vermelha Antares)

Foi criado também o primeiro mapa de velocidades do material na atmosfera de uma estrela diferente do Sol, revelando uma turbulência inesperada na enorme atmosfera extensa de Antares.

A olho nu, a famosa estrela brilhante Antares resplandece num tom vermelho forte, situada no coração da constelação do Escorpião. Trata-se de uma estrela supergigante vermelha enorme e relativamente fria nos estágios finais da sua vida, a caminho de se tornar uma supernova. Estas enormes estrelas moribundas formam-se com massas que se situam entre 9 e 40 massas solares. Quando uma estrela se transforma numa supergigante vermelha, a sua atmosfera expande-se, tornando-se extensa e luminosa mas com uma densidade baixa. A estrela Antares tem atualmente uma massa de 12 vezes a massa do Sol e um diâmetro cerca de 700 vezes maior do que o do Sol. Acredita-se que começou a sua vida com uma massa de mais de 15 massas solares e que terá já liberado o equivalente a 3 massas solares de material ao longo da sua vida.

Uma equipe de astrônomos liderada por Keiichi Ohnaka da Universidade Católica del Norte, no Chile, usou o Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do ESO, situado no Observatório do Paranal, no Chile, para mapear a superfície de Antares e medir os movimentos do material da superfície. Trata-se da melhor imagem até hoje da superfície e atmosfera de uma estrela diferente do Sol.

O VLTI é uma infraestrutura única que combina a luz coletada por até 4 telescópios, sejam os telescópios principais de 8,2 metros, sejam os telescópios auxiliares menores, para formar um telescópio virtual equivalente a um único espelho de 200 metros de diâmetro. Este método permite resolver pequenos detalhes que seriam impossíveis com apenas um telescópio individual.

“Como é que estrelas como Antares perdem massa tão depressa na fase final da sua evolução é um dos problemas com que nos deparamos há mais de meio século,” disse Ohnaka. “O VLTI é a única infraestrutura que nos permite medir diretamente os movimentos do gás na atmosfera extensa de Antares, um passo crucial na resolução deste problema. O desafio seguinte consiste em identificar o fenômeno que dá origem aos movimentos turbulentos observados.”

Usando os novos resultados, a equipe criou o primeiro mapa em duas dimensões de velocidades da atmosfera de uma estrela sem ser o nosso Sol. Para isso, os pesquisadores utilizaram o VLTI com três dos telescópios auxiliares e um instrumento chamado AMBER para fazer imagens da superfície de Antares num pequeno intervalo de comprimentos de onda infravermelhos. A equipe usou estes dados para calcular a diferença entre a velocidade do gás atmosférico em posições diferentes na estrela e a velocidade média de toda a estrela, o que deu origem a um mapa da velocidade relativa do gás atmosférico ao longo de todo o disco de Antares, algo pioneiro para uma estrela sem ser o Sol.

mapa dos movimentos do material na superfície de Antares

© ESO/VLTI/K. Ohnaka (mapa dos movimentos do material na superfície de Antares)

Na imagem as regiões vermelhas o material afasta-se da Terra e nas regiões azuis o material aproxima-se. A região vazia em torno da estrela não é uma estrutura real, mostrando apenas locais onde não foi possível medir as velocidades.

A velocidade do material que se aproxima ou afasta da Terra pode ser medida pelo efeito Doppler, responsável pelo deslocamento das linhas espectrais na direção dos maiores (vermelho) ou dos menores (azul) comprimentos de onda, dependendo se o material que emite ou absorve a radiação se afasta ou aproxima do observador.

Os astrônomos descobriram gás turbulento de baixa densidade muito mais longe da estrela do que o previsto e concluíram que este movimento não deve resultar da convecção, ou seja, de deslocamentos de grande escala da matéria, responsáveis pela transferência de energia desde o núcleo até a atmosfera exterior de muitas estrelas. A convecção é um processo pelo qual o material frio desce e o material quente sobe num movimento circular. Este processo ocorre na Terra nas correntes atmosféricas e oceânicas, mas também faz deslocar gás nos interiores estelares. Os pesquisadores concluíram que um novo processo, atualmente desconhecido, pode ser necessário para explicar estes movimentos nas atmosferas extensas de supergigantes vermelhas como Antares.

“No futuro, esta técnica observacional pode ser aplicada a diferentes tipos de estrelas para estudar as suas superfícies e atmosferas com um detalhe sem precedentes. Até agora este tipo de estudo limitava-se apenas ao Sol,” conclui Ohnaka. “O nosso trabalho traz à astrofísica estelar uma nova dimensão e abre uma janela totalmente nova à observação das estrelas.”

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: ESO

terça-feira, 22 de agosto de 2017

As previsões meteorológicas das anãs marrons

Os objetos fracos a que chamamos anãs marrons, menos massivas que o Sol mas mais massivas que Júpiter, têm ventos e nuvens poderosas, irregulares e quentes feitas de gotículas de ferro e poeira de silicato.

animação de uma anã marrom com bandas de nuvens

© NASA/JPL-Caltech (animação de uma anã marrom com bandas de nuvens)

Os cientistas perceberam recentemente que estas nuvens gigantes podem mover-se e engrossar ou diminuir surpreendentemente depressa, em menos de um dia terrestre, mas não entendiam porquê.

Agora, um novo modelo explica como as nuvens se movem e mudam de forma nas anãs marrons, usando informações do telescópio espacial Spitzer da NASA. Ondas gigantes provocam movimento em grande escala de partículas nas atmosferas das anãs marrons, alterando a espessura das nuvens de silicato. O estudo também sugere que estas nuvens estão organizadas em bandas confinadas em diferentes latitudes, viajando com diferentes velocidades em bandas diferentes.

"Esta é a primeira vez que vemos bandas atmosféricas e ondas nas anãs marrons," comenta Daniel Apai, professor associado de astronomia e ciências planetárias na Universidade do Arizona em Tucson, EUA.

Tal como nos oceanos da Terra, tipos diferentes de ondas podem formar-se nas atmosferas planetárias. Por exemplo, na atmosfera da Terra, ondas muito longas misturam ar frio das regiões polares para latitudes médias, o que muitas vezes leva à formação ou dissipação de nuvens.

As distribuições e os movimentos das nuvens das anãs marrons neste estudo são mais parecidos com aqueles observados em Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. O planeta Netuno tem estruturas de nuvens que também seguem bandas, mas as suas nuvens são feitas de gelo. As observações de Netuno pelo Kepler da NASA, operando na sua missão K2, foram importantes nesta comparação entre o planeta e as anãs marrons.

"Os ventos atmosféricos das anãs marrons parecem ser mais como os padrões familiares e regulares de cinturões e zonas de Júpiter do que a 'fervura' atmosférica e caótica vista no Sol e em muitas outras estrelas," comenta Mark Marley, do Ames Research Center da NASA em Silicon Valley, no estado norte-americano da Califórnia.

Equiparamos as anãs marrons a estrelas falhadas porque são demasiado pequenas para fundir elementos químicos nos seus núcleos. Também podemos pensar nelas como "superplanetas" porque são mais massivas que Júpiter, mas têm aproximadamente o mesmo diâmetro. Tal como os planetas gigantes e gasosos, as anãs marrons são constituídas principalmente por hidrogênio e hélio, mas encontram-se muitas vezes separadas de qualquer sistema planetário. Num estudo de 2014 usando o Spitzer, os cientistas descobriram que as anãs marrons normalmente têm tempestades atmosféricas.

Devido à sua semelhança com exoplanetas gigantes, as anãs marrons são janelas para os sistemas planetários além do nosso. É mais fácil estudar anãs marrons do que planetas porque muitas vezes não possuem uma brilhante estrela hospedeira que as obscurece.

"É provável que as estruturas em banda e as grandes ondas atmosféricas que encontramos nas anãs marrons também sejam comuns nos exoplanetas gigantes," comenta Apai.

Usando o Spitzer, os cientistas monitoraram mudanças de brilho em seis anãs marrons durante mais de um ano, observando cada uma completando 32 rotações. À medida que uma anã marron gira, as suas nuvens movem-se para dentro e para fora do hemisfério observado telescopicamente, provocando mudanças no brilho da anã marron. Os cientistas então analisaram estas variações de brilho a fim de explorar como as nuvens de silicato estão distribuídas nas anãs marrons.

Os pesquisadores esperavam que estas anãs marrons tivessem tempestades elípticas parecidas com a Grande Mancha Vermelha de Júpiter, provocadas por zonas de alta pressão. A Grande Mancha Vermelha existe em Júpiter há centenas de anos e muda muito devagar: estas "manchas" não podiam explicar as rápidas mudanças de brilho que os cientistas viram ao observar estas anãs marrons. Os níveis de brilho das anãs marrons variaram acentuadamente apenas ao longo de um dia terrestre.

Para perceber os altos e baixos do brilho, os cientistas tiveram que repensar os seus pressupostos sobre o que acontecia nas atmosferas das anãs marrons. O melhor modelo para explicar as variações envolve ondas grandes, propagando-se pela atmosfera com períodos diferentes. Estas ondas fariam com que as estruturas das nuvens girassem com diferentes velocidades em bandas diferentes.

Theodora Karalidi, pesquisadora da Universidade do Arizona, usou um supercomputador e um novo algoritmo para produzir mapas de como as nuvens viajam nestas anãs marrons.

"Quando os picos das duas ondas não estão em sintonia, ao longo do dia existem dois picos de brilho máximo," afirma Karalidi. "Quando as ondas estão em sincronia, obtemos um pico grande, tornando a anã marron duas vezes mais brilhante do que com uma única onda."

Os resultados explicam o comportamento intrigante e as mudanças de brilho observadas anteriormente. O próximo passo é tentar entender melhor o que faz com que as ondas comandem o comportamento das nuvens.

O estudoforam foi divulgado na revista Science.

Fonte: University of Arizona

segunda-feira, 21 de agosto de 2017

Eclipse solar total

a tarde desta segunda-feira, moradores e turistas em 14 estados americanos poderão acompanhar o primeiro eclipse solar total a cruzar os EUA de costa a costa em 99 anos, e de todo o território continental será possível observar o fenômeno ao menos parcialmente.

eclipse solar total de 2008

© Miloslav Druckmüller (eclipse solar total de 2008)

As cidades dentro da faixa de totalidade esperam milhares de turistas e foram vendidos milhões de óculos especiais. Mas mesmo quem não está nos EUA poderá acompanhar o Sol ser escondido pela Lua em transmissões ao vivo pela internet.

A agência espacial americana (NASA) preparou uma grande operação para o evento. As imagens serão transmitidas por repórteres em terra, em eventos promovidos pela agência e outros institutos de pesquisa, mas também por câmeras instaladas em 11 espaçonaves, três aviões, mais de 50 balões de alta altitude e por astronautas a bordo da Estação Espacial Internacional, cada uma oferecendo um ponto de vista único deste raro evento celeste.

A Lua começará a cobrir o Sol às 13:04h (horário de Brasília) e a totalidade será entre as 14:16h e 14:18h, com o fim do fenômeno às 15:36h. O fenômeno poderá ser visto parcialmente em 17 capitais brasileiras e no Distrito Federal. Os moradores de alguns estados das regiões Norte e Nordeste poderão acompanhar o eclipse parcialmente, sendo Macapá o melhor ponto de observação entre as capitais. De acordo com as previsões, os macapaenses poderão ver a Lua cobrindo 40,9% do Sol, com início do eclipse às 16:09h e pico às 17:09h. Moradores de Boa Vista, Belém, São Luís, Teresina, Fortaleza, Natal, João Pessoa e Recife poderão ver entre 30% e 40% do Sol coberto. Em Salvador, a cobertura será de 12,6%, e, em Brasília, apenas 2%. Estados mais ao Sul, incluindo o Rio de Janeiro e São Paulo, ficam fora da faixa.

visibilidade do eclipse solar

© Time and Date (visibilidade do eclipse solar)

Os eclipses totais do Sol não são exatamente raros. Eles acontecem aproximadamente a cada dois anos, mas a faixa de totalidade é estreita e curta. O último visto do Brasil aconteceu em março de 2006, cobrindo uma pequena região do Nordeste, entre os estados do Ceará, Rio Grande do Norte e Paraíba. A próxima vez será em agosto de 2045. Em 2 de julho de 2019, um eclipse total vai cruzar o Chile e a Argentina, sendo visto parcialmente das regiões Sul e Sudeste. O fenômeno se repetirá em 2020.

Durante um eclipse solar é preciso cuidado na observação. Nunca se deve olhar diretamente para o Sol sem proteção. Estudos indicam que menos de 30 segundos de observação direta podem ser suficientes para provocar danos permanentes na retina. E o uso de binóculos ou telescópios potencializam os riscos. As chapas de radiografias, filtros fotográficos e outros materiais que escurecem a visão da luz não necessariamente bloqueiam a radiação, por isso devem ser evitados. Os óculos escuros devem bloquear os raios solares prejudiciais à visão, mas como é difícil assegurar a qualidade das lentes, não é recomendado o seu uso. Os mais indicados são os filtros metálicos feitos especialmente para observação do Sol, mas é possível criar dispositivos de proteção com três camadas de filme preto e branco com base de prata revelado ou vidro de soldador número 14 ou superior.

O método mais seguro de observação é por projeção. Para isso, basta abrir um pequeno orifício num pedaço de papelão e direcioná-lo para o Sol. A luz penetra no buraco e projeta uma pequena imagem do eclipse num anteparo paralelo ao papelão.

Fonte: NASA

Uma descoberta em dose dupla

A NGC 178 pode ser pequena, mas tamanho não diz muita coisa.

NGC 178

© Hubble (NGC 178)

Medindo cerca de 40.000 anos-luz de diâmetro, seu diâmetro é menos da metade do da Via Láctea, e é classificada como uma galáxia anã. Apesar do seu tamanho diminuto, a NGC 178 está formando novas estrelas. Em média, a galáxia forma estrelas que totalizam aproximadamente metade da massa do Sol por ano, o suficiente para ser classificada como uma galáxia de explosão de estrelas.

A descoberta da galáxia é uma história interessante e confusa. Ela foi originalmente descoberta pelo astrônomo americano Ormond Stone em 1885 e denominada de NGC 178, mas a sua posição no céu foi registrada incorretamente, por acidente, o valor da ascensão reta da galáxia, que corresponde à longitude celeste, foi deslocada de muitos graus.

Nos anos que se seguiram a NGC 178 foi vista novamente, desta vez pelo astrônomo francês Stéphane Javelle. Como nenhum objeto catalogado ocupava esta posição no céu, Javelle acreditou que tinha descoberto uma nova galáxia e a inseriu no Index Catalogue com o nome de IC 39. Mais tarde, o astrônomo americano Herbert Howe também observou o objeto e corrigiu o erro inicial de Stone. Muitos anos depois, os astrônomos finalmente perceberam que a NGC 178 e a IC 39, eram realmente o mesmo objeto!

Esta imagem da NGC 178 compreende os dados adquiridos pela Wide Field Planetary Camera 2 a bordo do telescópio espacial Hubble, das agências espaciais NASA e ESA.

Fonte: ESA

sábado, 19 de agosto de 2017

A anã branca que sobreviveu

Uma anã branca encontrada recentemente poderia ser o remanescente de uma explosão de supernova tipo Ia com falha.

gás canalizado para anã branca de uma companheira estelar

© ESO/M. Kornmesser (gás canalizado para anã branca de uma companheira estelar)

Uma das características que tornam as supernovas de tipo Ia interessantes para a ciência, além do fato de estarem explodindo estrelas cuja luz brilha 5 bilhões de vezes mais do que o nosso Sol, é que todas elas têm o mesmo brilho intrínseco. Isso significa que elas atuam como pontos de referência espalhados pelo Universo, possibilitando usá-las para medir distâncias. Uma vez que uma delas aparece em uma galáxia distante, um observador pode apenas medir o quão brilhante a estrela explosiva parece ser e determinar quão distante a supernova na galáxia hospedeira deve estar para que pareça tão fraca.

A razão por que os brilhos destes eventos são tão confiáveis ​​é porque eles são todos criados quando uma anã branca rouba muito material de uma estrela companheira. Quando a anã branca atinge 1,4 massas solares, o limite Chandrasekhar, sua pressão interna provoca uma reação nuclear em cadeia que destrói a anã branca.

As descobertas recentes mostram que as supernovas tipo Ia nem sempre ocorrem de forma semelhante à do relógio. Às vezes, as coisas ficam bagunçadas ao longo do caminho e a explosão não oblitera completamente a anã branca, resultando em supernovas subliminares. Os astrônomos pensam que estas detonações fracassadas estão atrás de uma subclasse denominada tipo Iax - com 53 objetos conhecidos em uma contagem recente - que apresentam menor luminosidade, velocidades de ejeção mais baixas e características mais variáveis ​​do que as supernovas de tipo Ia normais.

Um grupo internacional de astrônomos identificou uma pequena estrela chamada LP 40-365 que pode ser o restante de uma anã branca depois de uma destas explosões.

Estima-se que a LP 40-365 tem apenas 0,14 massa solar e é apenas 8% da largura do Sol, ou aproximadamente 8 vezes maior que a Terra. A análise espectral mostra uma ausência de hidrogênio, hélio e carbono na superfície. Isso poderia ser consistente com uma anã branca que expulsou ao espaço o que restava das camadas externas de hidrogênio e hélio da estrela em uma supernova subluminante. O carbono poderia ter sido convertido em elementos mais pesados, ou talvez colapsasse no fundo do núcleo.

Esta detonação gerou um cadáver de uma estrela parecida com o Sol, que está viajando a uma velocidade maior do que a velocidade de escape da Via Láctea.

O astrônomo Stephane Vennes, da Czech Academy of Sciences, admite que existam outras formas de impulsionar uma estrela a uma velocidade muito alta, como um encontro com o centro galáctico ou instabilidades dinâmicas em um sistema triplo, mas tampouco poderia explicar a estranha superfície deste objeto.

Este processo incompleto pode gerar estrelas zumbis. Na Via Láctea podem existir muitas estrelas zumbis,  com uma taxa esperada de criação de uma em cada 300 a 1.000 anos.

O novo estudo também contribui para um longo debate sobre a origem das supernovas tipo Ia. Há dois cenários principais aceitos para produzir uma destas explosões poderosas. Em um deles, chamado de modelo de degeneração única, o gás é canalizado para anã branca de uma companheira estelar comum até atingir o limite de Chandrasekhar. No segundo modelo, chamado de modelo de dupla degeneração, duas anãs brancas se fundem, atingindo uma massa instável que desencadeia a explosão.

  A descoberta deste remanescente putativo de supernova é consistente com o modelo de degeneração única. A matéria deverá ser totalmente consumida na fusão de duas anãs brancas e a explosão subsequente. Uma situação de degeneração única, no entanto, deve às vezes deixar um remanescente com propriedades semelhantes às da anã branca LP 40-365.

Fonte: Science

sexta-feira, 18 de agosto de 2017

Acompanhamento de uma erupção solar através do Sistema Solar

Dez sondas, desde a Venus Express da ESA à Voyager 2 da NASA, sentiram o efeito de uma erupção solar à medida que esta atravessava o Sistema Solar, enquanto três satélites em órbita terrestre assistiram, proporcionando uma perspetiva única nestas condições meteorológicas espaciais.

localização das várias sondas durante a ejeção de massa coronal do Sol

© ESA (localização das várias sondas durante a ejeção de massa coronal do Sol)

A imgem acima mostra a localização das várias sondas durante a ejeção de massa coronal (CME) do Sol do dia 14 de outubro de 2014. As separações dos planetas não são mostradas à escala; as suas distâncias do Sol, no lado esquerdo, são dadas em UA (Unidades Astronômicas) e a refletem a distância no momento em que as medições da CME foram feitas (para outros planetas é fornecida a distância média). A Rosetta e o cometa encontravam-se a 3,1 UA do Sol. As datas em que a sonda começou a sentir os efeitos da CME estão indicadas na escala à direita.

Os cientistas que trabalhavam na Mars Express da ESA estavam ansiosos por analisar os efeitos do contato próximo do cometa Siding Spring na atmosfera do Planeta Vermelho, em 19 de outubro de 2014, mas em vez disso, descobriram o que acabou por ser a marca de um evento solar.

Embora isso tenha tornado a análise de qualquer efeito relacionado com o cometa muito mais complexa do que o previsto, desencadeou um dos maiores esforços colaborativos para traçar a jornada de uma CME interplanetária do Sol ao alcance distante do Sistema Solar externo.

Embora a Terra em si não estivesse na linha de fogo, uma série de satélites de observação solar próximos da Terra - Proba-2 da ESA, o SOHO da ESA/NASA e o SDO da NASA - testemunharam uma poderosa erupção solar alguns dias antes, em 14 outubro.

O Stereo-A da NASA não só captou imagens do outro lado do Sol em relação à Terra, mas também recolheu informações locais, à medida que a CME passou apressadamente.

Graças aos locais fortuitos de outros satélites na direção da viagem da CME, foram feitas detecções inequívocas por três sondas de Marte - Mars Express da ESA, Maven, Mars Odyssey e o Rover Curiosity da NASA, que operava na superfície do Planeta Vermelho, a Rosetta da ESA no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko e a missão internacional Cassini em Saturno.

Foram até encontrados vestígios tão longe quanto a New Horizons da NASA que, no momento, se aproximava de Plutão, e para além da Voyager 2. No entanto, nessas grandes distâncias é possível que a evidência dessa erupção específica se possa ter fundido com o vento solar de fundo.

"As velocidades de uma CME com distância ao Sol não estão bem compreendidas, em particular no Sistema Solar externo", diz Olivier Witasse, da ESA, que liderou o estudo. "Graças às cronometragens precisas de inúmeras medições 'in situ', podemos entender melhor o processo e devolver os nossos resultados aos modelos."

As medições dão uma indicação da velocidade e da direção da viagem da CME, a qual alastrou sobre um ângulo de pelo menos 116º para alcançar a Venus Express e o Stereo-A no flanco oriental, e as sondas espaciais em Marte e no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, no flanco ocidental.

A partir de um máximo inicial de cerca de 1.000 km/s estimado no Sol, foi medida uma forte queda para 647 km/s pela Mars Express três dias depois, diminuindo para 550 km/s na Rosetta, após cinco dias. Isto foi seguido por uma diminuição mais gradual para 450-500 km/s à distância de Saturno, um mês após o evento.

Os dados também revelaram a evolução da estrutura magnética da CME, com os efeitos sentidos pela sonda espacial durante vários dias, fornecendo informações úteis sobre os efeitos das condições meteorológicas espaciais em diferentes corpos planetários. As assinaturas nas várias sondas incluíam, caracteristicamente, um choque inicial, um fortalecimento do campo magnético e um aumento da velocidade do vento solar.

No caso da Venus Express da ESA, os dados não foram coletados porque a sonda estava "por trás" do Sol, vista da Terra, limitando as capacidades de comunicação. Uma pequena indicação foi inferida a partir do seu rastreador estelar, ao ser sobrecarregado com a radiação no momento esperado de passagem.

Além disso, várias sondas que transportam monitores de radiação - Curiosity, Mars Odyssey, Rosetta e Cassini - revelaram um efeito interessante e bem conhecido: uma diminuição súbita nos raios cósmicos galácticos. À medida que uma CME passa, age como uma bolha protetora, varrendo temporariamente os raios cósmicos e protegendo parcialmente o planeta ou a nave espacial.

Uma queda de cerca de 20% nos raios cósmicos foi observada em Marte, uma das mais profundas registadas no Planeta Vermelho, e persistiu por cerca de 35 horas. Na Rosetta, observou-se uma redução de 17% que durou 60 horas, enquanto que em Saturno a redução foi ligeiramente inferior e durou cerca de quatro dias. O aumento na duração da depressão dos raios cósmicos corresponde a uma desaceleração da CME e da região mais ampla sobre a qual foi dispersa em distâncias maiores.

"A comparação da diminuição do influxo de raios cósmicos galácticos em três locais amplamente separados devido à mesma CME é bastante nova", diz Olivier. "Embora as observações de CMEs por várias sondas já tenham sido feitas no passado, é incomum que as circunstâncias sejam tais para incluir tantas espalhadas pelo Sistema Solar interno e externo, como neste caso.

"Finalmente, voltando à nossa observação original pretendida, da passagem do Cometa Siding Spring em Marte, os resultados mostram a importância de ter um contexto das condições meteorológicas espaciais, para entender como esses eventos solares podem influenciar, ou até mesmo ocultar, a assinatura do cometa na atmosfera de um planeta."

Fonte: ESA

quinta-feira, 17 de agosto de 2017

A galáxia NGC 2442 em Volans

A galáxia distorcida NGC 2442 pode ser encontrada na constelação boreal do peixe voador, (Piscis) Volans.

NGC 2442

© Hubble/ESO/R. Gendler/R. Colombari (NGC 2442)

Localizada a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância da Terra, os dois braços espirais da galáxia que se estendem a partir de uma barra central pronunciada têm uma aparência semelhante a um gancho em imagens de campo mais amplo.

Este mosaico, construído a partir do telescópio espacial Hubble e dados do Observatório Europeu do Sul (ESO), mostra a estrutura da galáxia com detalhes surpreendentes. Notam-se faixas de poeira escuras, jovens aglomerados de estrelas azuis e regiões avermelhadas formadoras de estrelas circundam um núcleo de luz amarelada de uma população de estrelas mais velhas.

Esta imagem nítida também revela galáxias de fundo mais distantes vistas diretamente através de aglomerados estelares e nebulosas da NGC 2442. A imagem abrange cerca de 75 mil anos-luz na distância estimada da NGC 2442.

Fonte: NASA

quarta-feira, 16 de agosto de 2017

Buracos negros supermassivos alimentam-se de medusas cósmicas

Observações de “galáxias medusa” revelaram uma maneira até então desconhecida de alimentar buracos negros.

galáxia medusa JO204

© ESO/GASP (galáxia medusa JO204)

Parece que o mecanismo que produz os tentáculos de gás e as estrelas recém-nascidas que dão o nome curioso a este tipo de galáxias tornam também possível que o gás chegue às regiões centrais das galáxias, alimentando o buraco negro que se esconde no centro de cada uma delas e fazendo com que brilhem intensamente.

Uma equipe liderada por astrônomos italianos utilizou o instrumento MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) montado no Very Large Telescope (VLT), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, para estudar como é que o gás é arrancado das galáxias. A equipe focou-se no exemplo extremo de galáxias medusa, situadas em aglomerados de galáxias próximos e assim chamadas devido aos seus “tentáculos” de matéria notavelmente longos, que se estendem por dezenas de milhares de anos-luz além dos discos galácticos. Até agora foram encontradas cerca de 400 candidatas a galáxias medusa.

Os tentáculos das galáxias medusa são produzidos em aglomerados de galáxias por um processo chamado varrimento por pressão dinâmica. A sua interação gravitacional mútua faz com que as galáxias caiam em alta velocidade nos aglomerados de galáxias, onde encontram um gás quente e denso que atua como um poderoso vento, retirando caudas de gás dos discos galácticos e dando origem a intensa formação estelar nestas galáxias.

Descobriu-se que seis das sete galáxias medusa do estudo abrigam um buraco negro supermassivo no centro, que se alimenta do gás ao redor. Esta fração de galáxias é inesperadamente alta; em galáxias, de modo geral, esta fração é inferior a uma em cada dez. Já está bem estabelecido que quase todas, senão todas, as galáxias abrigam um buraco negro supermassivo no seu centro, com massa entre alguns milhões a alguns bilhões de vezes a massa do Sol. Quando um buraco negro atrai matéria existente nas suas redondezas, emite radiação eletromagnética, dando origem a alguns dos fenômenos astrofísicos mais energéticos que existem: os núcleos ativos de galáxias (AGN).

“Esta forte ligação entre o varrimento por pressão dinâmica e buracos negros ativos não foi prevista nem relatada anteriormente,” disse a chefe da equipe Bianca Poggianti do INAF-Observatório Astronômico de Pádua, na Itália. “Parece que o buraco negro central está sendo alimentado porque uma parte do gás, em vez de ser removido, está chegando ao centro da galáxia.”

Uma pergunta ainda sem resposta é porque apenas uma pequena fração dos buracos negros supermassivos existentes nos centros das galáxias se encontram ativos. Estes objetos encontram-se em quase todas as galáxias, por isso porque é que apenas alguns acretam matéria e brilham intensamente? Estes resultados revelam um mecanismo anteriormente desconhecido que alimenta os buracos negros.

Yara Jaffé, bolsista do ESO que contribuiu para a pesquisa, explica a importância deste resultado: ”Estas observações do MUSE sugerem um mecanismo novo, que direciona o gás para a vizinhança do buraco negro. Este resultado é importante porque nos fornece uma nova peça do quebra-cabeças das ligações, ainda pouco compreendidas, entre buracos negros supermassivos e suas galáxias hospedeiras.”

Estas observações fazem parte de um estudo muito mais extenso, com muito mais galáxias medusa, que está atualmente em curso.

“Quando estiver completo, este rastreio revelará quantas galáxias ricas em gás que entram nos aglomerados, e quais, atravessam um período de atividade aumentada nos seus centros,” conclui Poggianti. “Um problema ainda sem solução na astronomia tem sido compreender como é que as galáxias se formam e mudam no nosso Universo em expansão e evolução. As galáxias medusa são a chave para compreendermos a evolução galáctica, uma vez que são observadas em plena transformação drástica.”

Os resultados foram divulgados hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

terça-feira, 15 de agosto de 2017

A estrela TRAPPIST-1 é mais antiga que o nosso Sistema Solar

Se quisermos saber mais sobre se a vida poderá sobreviver num planeta localizado além do nosso Sistema Solar, é importante saber a idade da sua estrela.

ilustração do sistema TRAPPIST-1 a vista próximo do planeta TRAPPIST-1f

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do sistema TRAPPIST-1 a vista próximo do planeta TRAPPIST-1f)

As estrelas jovens liberam frequentemente radiação altamente energética sob a forma de erupções que podem atingir as superfícies dos seus planetas. Se os planetas são recém-formados, as suas órbitas também podem ser instáveis. Por outro lado, os planetas que orbitam estrelas mais velhas sobreviveram a estes episódios flamejantes e juvenis, mas também foram expostos aos estragos da radiação estelar durante um maior período de tempo.

Os cientistas têm agora uma boa estimativa da idade de um dos sistemas planetários mais intrigantes descobertos até à data, o TRAPPIST-1, um sistema com sete mundos do tamanho da Terra em órbita de uma anã ultrafria a cerca de 40 anos-luz de distância. A estrela TRAPPIST-1 é muito antiga: tem entre 5,4 e 9,8 bilhões de anos. Poderá ser até duas vezes mais velha que o nosso próprio Sistema Solar, que se formou há cerca de 4,5 bilhões de anos.

As sete maravilhas de TRAPPIST-1 foram reveladas no início deste ano numa conferência de imprensa da NASA, usando uma combinação de resultados do TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope) no Chile, do telescópio espacial Spitzer da NASA e de outros telescópios terrestres. Três dos planetas de TRAPPIST-1 residem na "zona habitável" da estrela, a região de distâncias orbitais onde um planeta rochoso com uma atmosfera poderá conseguir suportar a existência de água à sua superfície. Todos os sete planetas têm, provavelmente, bloqueio de marés, isto é, cada com um perpétuo lado diurno e noturno.

Durante da sua descoberta, os cientistas pensavam que o sistema TRAPPIST-1 tinha que ter pelo menos 500 milhões de anos, uma vez que é o tempo necessário para que estrelas de baixa massa como TRAPPIST-1 (apenas 8% da massa do Sol) contraiam para o seu tamanho mínimo, apenas um pouco maiores que o planeta Júpiter. No entanto, mesmo este limite mínimo de idade era incerto; em teoria, a estrela podia ser quase tão antiga quanto o próprio Universo. Será que as órbitas deste sistema compacto de planetas eram estáveis? Será que a vida já teria tido tempo suficiente para evoluir em qualquer um destes mundos?

"Os nossos resultados ajudam realmente a restringir a evolução do sistema TRAPPIST-1, porque o sistema tem que ter persistido durante bilhões de anos. Isto significa que os planetas tiveram que evoluir juntos, caso contrário o sistema há muito que se teria desmoronado," afirma Adam Burgasse, astrônomo da Universidade da Califórnia. Burgasser juntou esforços com Eric Mamajek, cientista do Programa de Exploração Exoplanetária da NASA no Jet Propulsion Laboratory (JPL), com o objetivo de calcular a idade de TRAPPIST-1.

Não está claro o que esta idade mais antiga significa para a habitabilidade dos planetas. Por um lado, as estrelas mais velhas iluminam menos que as estrelas mais jovens, e foi confirmado que TRAPPIST-1 é relativamente silenciosa em comparação com outras anãs ultrafrias. Por outro, tendo em conta que os planetas estão tão próximos da estrela, podem ter absorvido bilhões de anos de radiação altamente energética, radiação esta capaz de "ferver" atmosferas e grandes quantidades de água. Realmente, o equivalente a um oceano da Terra poderá ter evaporado de cada planeta em TRAPPIST-1 à exceção dos dois mais distantes: os planetas g e h. No nosso próprio Sistema Solar, Marte é um exemplo de um planeta que provavelmente já teve água líquida à sua superfície no passado e que perdeu a maior parte da sua água e da atmosfera para a radiação altamente energética do Sol ao longo de bilhões de anos.

No entanto, uma grande idade não significa, necessariamente, que a atmosfera de um planeta foi totalmente destruída. Dado que os planetas de TRAPPIST-1 têm densidades inferiores à da Terra, é possível que grandes reservatórios de moléculas voláteis como a água possam produzir atmosferas espessas que protejam as superfícies planetárias das radiações prejudiciais. Uma atmosfera espessa pode ajudar a redistribuir o calor para os lados noturnos destes planetas bloqueados pelo efeito de maré, aumentando a área habitável. Mas isto também pode criar um efeito de estufa, no qual a atmosfera se torna tão espessa que a superfície do planeta sobreaquece, como em Vênus.

"Caso haja vida nestes planetas, eu especularia que tem que ser uma vida robusta, porque tem que ser capaz de sobreviver a alguns cenários potencialmente terríveis durante bilhões de anos," comenta Burgasser.

Felizmente, as estrelas de baixa massa como TRAPPIST-1 têm temperaturas e brilhos que permanecem relativamente constantes ao longo de trilhões de anos, pontuados por aumentos ocasionais de atividade estelar. Prevê-se que as vidas de estrelas minúsculas como TRAPPIST-1 sejam muito maiores do que a idade de 13,7 bilhões de anos do Universo (o Sol, em comparação, tem uma vida útil estimada em mais ou menos 10 bilhões de anos).

"As estrelas muito mais massivas que o Sol consomem o seu combustível rapidamente, aumentando de brilho ao longo de milhões de anos e explodindo como supernovas," afirma Mamajek. "Mas TRAPPIST-1 é como uma vela lenta que brilhará cerca de 900 vezes mais do que a idade atual do Universo."

Algumas das pistas que Burgasser e Mamajek usaram para medir a idade de TRAPPIST-1 incluem a rapidez com que a estrela se move na sua órbita em torno da Via Láctea (estrelas mais rápidas tendem a ser mais velhas), a sua composição química atmosférica e quantas erupções TRAPPIST-1 teve durante períodos observacionais. Todas estas variáveis apontaram para uma idade substancialmente maior do que a do nosso Sol.

Observações futuras com o telescópio espacial Hubble e com o futuro telescópio espacial James Webb poderão revelar se estes planetas têm atmosferas e se são, ou não, como a da Terra.

"Estes novos resultados fornecem um contexto útil para futuras observações dos planetas de TRAPPIST-1, o que nos poderá dar mais informações sobre a formação e evolução das atmosferas planetárias, e se estas persistem ou não," explica Tiffany Kataria, cientista exoplanetária do JPL, que não esteve envolvida no estudo.

As observações futuras com o Spitzer poderão ajudar os cientistas a aprimorar as suas estimativas das densidades dos planetas de TRAPPIST-1, o que fornecerá mais dados sobre as suas composições.

Os resultados serão publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A batalha de estrelas, gás e poeira na Nebulosa Carina

O caos reina na Nebulosa Carina onde estrelas massivas estão se formam e morrem.

Nebulosa Carina

© Bastien Foucher (Nebulosa Carina)

A imagem acima mostra um detalhe impressionante de uma parte da famosa nebulosa, que é uma combinação da luz emitida pelo hidrogênio (mostrado em vermelho) e o oxigênio (mostrado em azul).

Os nódulos de poeira escura e características complexas reveladas são esculpidos pelos ventos e pela radiação das estrelas massivas e energéticas da Nebulosa Carina. Um aspecto conhecido da Nebulosa Carina é a faixa de poeira escura em forma de V que aparece na parte superior da imagem.

A Nebulosa Carina abrange cerca de 200 anos-luz, e localiza-se a aproximadamente 7.500 anos-luz de distância da Terra, e é visível com binóculos na direção da constelação Carina. Em um bilhão de anos depois que a poeira baixar, ou ser destruída e o gás se dissipar, ou gravitacionalmente se condensar, apenas as estrelas permanecerão, mas as mais brilhantes podem ter sido dizimadas.

Fonte: NASA

segunda-feira, 14 de agosto de 2017

Uma dupla distorcida

A gravidade governa os movimentos do cosmos. Ela desenha uma coleção de galáxias juntas para formar aglomerados de galáxias mais massivos, e traz duplas tão próximas que começam a puxar uma ao outra.

IC 1727 e NGC 672

© Hubble (IC 1727 e NGC 672)

Este último cenário pode ter consequências extremas, com membros de pares interativos de galáxias, muitas vezes sendo dramaticamente distorcidas, despedaçadas ou conduzidas a se esmagarem, abandonando suas identidades anteriores e se fundindo para formar uma única acumulação de gás, poeira e estrelas.

O objeto desta imagem efetuada pelo telescópio espaial Hubble, a IC 1727, está atualmente interagindo com sua vizinha próxima, a NGC 672 (que está quase fora da imagem). As interações do par desencadearam fenômenos peculiares e intrigantes em ambos os objetos, mais visivelmente na IC 1727. A estrutura da galáxia é visivelmente torcida e assimétrica, e seu núcleo brilhante foi arrastado para fora do centro.

Em interações de galáxias como essas, os astrônomos observam frequentemente sinais de formação de estrelas intensas (em rajadas episódicas conhecidas como starbursts) e localizam grupos de estrelas recém-formadas. Eles são causados ​​provavelmente pela revitalização da gravidade, redistribuição e compactação do gás e da poeira. Na verdade, os astrônomos analisaram a formação de estrelas dentro da IC 1727 e NGC 672 e descobriram algo interessante; as observações mostram que explosões simultâneas de formação estelar ocorreram em ambas as galáxias cerca de 20 a 30 e 450 a 750 milhões de anos atrás. A explicação mais provável para isso é que as galáxias são realmente um par de interação, aproximando-se de vez em quando e girando o gás e a poeira à medida que passam próximas entre si.

Fonte: ESA

sábado, 12 de agosto de 2017

A vida útil do dínamo lunar

Novas evidências de antigas rochas lunares sugerem que um dínamo ativo já esteve presente no núcleo metálico fundido da Lua, gerando um campo magnético que durou pelo menos mais um bilhão de anos do que se pensava anteriormente.

Lua primitiva gerando um campo magnético no seu núcleo metálico líquido

© Hernán Cañellas (Lua primitiva gerando um campo magnético no seu núcleo metálico líquido)

Os dínamos são geradores naturais de campos magnéticos em torno de corpos terrestres e são alimentados pela agitação de fluídos condutores dentro de muitas estrelas e planetas.

Os pesquisadores do MIT (Massachusetts Institute of Technology) e da Universidade Rutgers relatam que uma rocha lunar recolhida pela missão Apollo 15 da NASA exibe sinais de que foi formada entre 1 e 2,5 bilhões de anos atrás na presença de um campo magnético relativamente fraco de aproximadamente 5 microteslas. Este valor é cerca de 10 vezes mais fraco do que o atual campo magnético da Terra, mas ainda 1.000 vezes maior do que os campos no espaço interplanetário atual.

Há vários anos, os mesmos pesquisadores identificaram rochas lunares com 4 bilhões de anos que se formaram num campo muito mais forte de mais ou menos 100 microteslas e determinaram que a força deste campo caiu precipitadamente há cerca de 3 bilhões de anos. Na época, era incerto se o dínamo lunar sucumbiu logo depois ou permaneceu num estado enfraquecido antes de se dissipar completamente.

Os resultados relatados apoiam o último cenário: depois do campo magnético da Lua ter ficado mais fraco, ainda persistiu por pelo menos um bilhão de anos, existindo por um total de cerca de 2 bilhões de anos.

Benjamin Weiss, professor de ciências planetárias do Departamento de Ciências da Terra, Atmosféricas e Planetárias do MIT, diz que esta nova vida prolongada ajuda a identificar os fenômenos que impulsionaram o dínamo da Lua. Especificamente, os resultados levantam a possibilidade de dois mecanismos diferentes: um que pode ter alimentado um dínamo mais antigo e muito mais forte, e um segundo que manteve o núcleo da Lua aquecido a uma temperatura mais baixa no final da sua vida.

"O conceito de um campo magnético planetário, produzido pelo movimento de metal líquido, é uma ideia que só tem realmente algumas décadas," comenta Weiss. "O que impulsiona este movimento na Terra e em outros corpos, particularmente na Lua, não é ainda bem entendido. Podemos descobrir mais sobre isto conhecendo a duração do dínamo lunar."

Desde que os astronautas das missões Apollo da NASA trouxeram amostras da superfície lunar, que os cientistas descobriram que algumas destas rochas são "gravadores" precisos do antigo campo magnético da Lua. Tais rochas contêm milhares de minúsculos grãos que, tal como agulhas de uma bússola, se alinharam na direção de antigos campos quando as rochas se cristalizaram há éones atrás. Estes grãos podem dar aos cientistas uma medida da força do antigo campo da Lua.

Até recentemente, Weiss e outros não haviam conseguido encontrar amostras muito mais jovens do que 3,2 bilhões de anos que pudessem "gravar" com precisão os campos magnéticos. Como resultado, só conseguiam avaliar a força do campo magnético da Lua entre 3,2 e 4,2 bilhões de anos atrás.

"O problema é que existem muito poucas rochas lunares mais jovens do que aproximadamente 3 bilhões de anos, porque naquela época a Lua arrefeceu, o vulcanismo praticamente cessou e, juntamente com ele, a formação de novas rochas ígneas à superfície lunar," explica Weiss. "De modo que não havia amostras jovens que pudéssemos medir para determinar a existência de um campo após os 3 bilhões de anos."

Há, no entanto, uma pequena classe de rochas trazidas pelas missões Apollo que foram formadas, não por antigas erupções lunares, mas por impactos de asteroides mais tarde na história da Lua. Estas rochas derreteram-se devido ao calor do impacto e recristalizaram-se em orientações determinadas pelo campo magnético da Lua.

Weiss e colegas analisaram uma destas rochas, conhecida como amostra 15498 da Apollo 15, originalmente recolhida no dia 1 de agosto de 1971, na orla sul da Cratera Dune da Lua. A amostra é uma mistura de minerais e fragmentos de rocha, soldados por uma matriz vítrea, cujos grãos preservam registos do campo magnético da Lua no momento em que a rocha foi "montada". Descobriu-se que este material vítreo que solda coisas possui excelentes propriedades de gravação magnética.

A equipe desenvolveu uma técnica para decifrar o campo magnético antigo gravado na matriz vítrea da rocha medindo, em primeiro lugar, as propriedades magnéticas naturais da rocha usando um magnetômetro muito sensível.

Em seguida, expuseram a rocha a um campo magnético conhecido em laboratório e aqueceram a rocha até perto das temperaturas extremas nas quais originalmente se formou. Mediram então como a magnetização da rocha mudou à medida que aumentaram a temperatura ambiente.

"Podemos ver como fica magnetizada neste aquecimento e campo magnético conhecido, comparar este campo com o campo magnético natural medido antemão e daqui podemos determinar a força do campo antigo," explica Weiss.

Os pesquisadores tiveram que fazer um ajuste significativo para a experiência melhor simular o ambiente lunar original e, em particular, a sua atmosfera. Enquanto a atmosfera da Terra contém cerca de 20% de oxigênio, a Lua tem apenas vestígios impercetíveis do gás. Em colaboração com o Timothy Grove, Clément Suavet construiu um forno personalizado e privado de oxigênio no qual aqueceu as rochas, impedindo-as de oxidar ao mesmo tempo que simulava o ambiente livre de oxigênio no qual as rochas ficaram inicialmente magnetizadas.

Os cientistas propuseram que o dínamo da Lua pode ter sido alimentado pela atração gravitacional da Terra. No início da sua história, a Lua orbitava muito mais perto da Terra e a gravidade do nosso planeta, em tão íntima proximidade, pode ter sido forte o suficiente para puxar e girar o exterior rochoso da Lua. O centro líquido da Lua pode ter sido arrastado juntamente com a sua concha exterior, gerando no processo um campo magnético.

Pensa-se que a Lua se tenha afastado para suficientemente longe da Terra há cerca de 3 bilhões de anos, de modo que a energia disponível para o dínamo, através deste mecanismo, tornou-se insuficiente. Isto acontece praticamente no mesmo instante em que a força do campo magnético da Lua cai. Um mecanismo diferente pode então ter entrado em cena para sustentar este campo magnético mais enfraquecido. À medida que a Lua se afastava da Terra, o seu núcleo provavelmente continuou em "baixa fervura" através de um lento processo de arrefecimento ao longo de pelo menos um bilhão de anos.

"À medida que a Lua arrefecia, o seu núcleo agia como uma lâmpada de lava, o material menos denso sobe porque é quente ou porque a sua composição é diferente da do fluido circundante," acrescenta Weiss. "É assim que pensamos que o dínamo da Terra funciona e é o que sugerimos que o dínamo lunar tardio também fazia."

Os pesquisadores estão planejando analisar rochas lunares ainda mais jovens para determinar quando é que o dínamo lunar morreu completamente. Atualmente, o campo magnético da Lua é essencialmente zero.

Um artigo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Efeitos relativísticos em estrelas que orbitam um buraco negro

Uma nova análise de dados obtidos com o Very Large Telescope (VLT) do ESO e outros telescópios sugere que as órbitas das estrelas em torno do buraco negro supermassivo situado no centro da Via Láctea mostram os efeitos sutis previstos pela teoria da relatividade geral de Einstein.

órbitas de 3 estrelas próximas do Centro Galáctico

© ESO/M. Parsa/L. Calçada (órbitas de 3 estrelas próximas do Centro Galáctico)

A órbita da estrela S2 parece desviar-se ligeiramente do percurso calculado pela física clássica. Este resultado é um prelúdio a medições muito mais precisas e testes de relatividade que serão executados pelo instrumento GRAVITY quando a estrela S2 passar muito perto do buraco negro em 2018.

No centro da Via Láctea, a 26.000 anos-luz de distância da Terra, situa-se o buraco negro supermassivo mais próximo de nós, com uma massa de 4 milhões de vezes a massa do Sol. Um pequeno grupo de estrelas orbitam a alta velocidade no forte campo gravitacional do buraco negro. Trata-se do ambiente perfeito para testar a física gravitacional e, em particular, a teoria da relatividade geral de Einstein.

Uma equipe de astrônomos alemães e checos aplicou novas técnicas de análise a observações já existentes das estrelas que orbitam o buraco negro, obtidas durante os últimos 20 anos. A equipe comparou as medições das órbitas das estrelas com previsões feitas, tanto com a teoria da gravidade clássica de Newton como com a teoria da relatividade geral de Einstein.

Os pesquisadores encontraram indicações de um pequeno desvio no movimento de uma das estrelas, chamada S2, consistente com as previsões da relatividade geral. S2 é uma estrela com 15 vezes a massa solar que se encontra numa órbita elíptica em torno do buraco negro supermassivo. Tem um período orbital de cerca de 15,6 anos e chega a aproximar-se do buraco negro 17 horas-luz, ou seja, cerca de 120 vezes a distância média entre a Terra e o Sol. O desvio devido a efeitos relativísticos é pequeno na forma da órbita e de cerca de 1/6 de grau na orientação da órbita. Se confirmada, esta terá sido a primeira vez que se conseguiu fazer uma medição da intensidade dos efeitos da relatividade geral em estrelas que orbitam um buraco negro supermassivo.

Observa-se um efeito semelhante mas muito menor na órbita do planeta Mercúrio no Sistema Solar, tendo esta sido uma das melhores medições e uma das mais antigas evidências, do final do século XIX, que sugeriram que a visão de Newton relativa à gravidade não estaria completa e que uma nova aproximação seria necessária para compreender a gravidade no caso de forças mais intensas. Este resultado culminou com a publicação por Einstein da sua teoria da relatividade geral, baseada no espaço-tempo curvo, em 1915. Quando as órbitas das estrelas ou planetas são calculadas usando a relatividade geral, em vez da gravidade newtoniana, a sua evolução é diferente. As previsões dos pequenos desvios na forma e orientação das órbitas são diferentes nas duas teorias e podem por isso ser comparados a medições para testar a validade da relatividade geral.

A elevada precisão das medições de posição, possível graças aos instrumentos de óptica adaptativa do VLT operando no infravermelho próximo, foi essencial para o sucesso deste estudo, tendo sido vital não apenas durante a aproximação da estrela ao buraco negro, mas particularmente durante o período de tempo em que S2 se encontrava mais afastada do buraco negro. Estes últimos dados permitiram determinar exatamente a forma da órbita.

Para além de informação mais precisa sobre a órbita de S2, a nova análise também fornece a massa do buraco negro e a sua distância à Terra com um elevado grau de precisão. A equipe determinou uma massa de 4,2 milhões de vezes a massa do Sol para o buraco negro e uma distância de 8,2 kpc (kiloparsec).

Esta análise é precursora de um interessante período de observações do Centro Galáctico que será realizado por astrônomos em todo o mundo. Durante 2018 a estrela S2 irá aproximar-se bastante do buraco negro supermassivo. Neste momento o instrumento GRAVITY, desenvolvido por um grande consórcio internacional liderado pelo Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, na Alemanha, e instalado no Interferômetro do VLT, estará disponível para ajudar a medir órbitas com muito mais precisão do que o atualmente possível. Espera-se que o GRAVITY, que já se encontra fazendo medições de alta precisão do Centro Galáctico, revele não só os efeitos da relatividade geral muito claramente, mas também permita aos astrônomos procurar desvios à relatividade geral que possam revelar uma nova física.

Este trabalho será publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Detectados quatro exoplanetas do tamanho da Terra

Um novo estudo, realizado por uma equipe internacional de astrônomos, revela que tau Ceti, a estrela do tipo solar mais próxima do Sol, abriga quatro planetas de tamanho parecido ao da Terra.

comparação dos planetas em tau Ceti com os planetas interiores do nosso Sistema Solar

© F. Feng (comparação dos planetas em tau Ceti com os planetas interiores do nosso Sistema Solar)

A estrela tau Ceti está localizada a cerca de 12 anos-luz de distância da Terra e visível a olho nu.

Estes planetas têm massas tão baixas quanto 1,7 massas terrestres, o que os torna os menores planetas já detetados em torno de estrelas parecidas com o Sol. Dois deles são super-Terras localizados na zona habitável da estrela, o que significa que podem suportar a existência de água líquida à superfície.

Os planetas foram descobertos através da observação de oscilações no movimento de tau Ceti. Este tipo de observação requer técnicas sensíveis o suficiente para detectar variações no movimento da estrela tão pequenas quanto 30 centímetros por segundo.

"Estamos agora finalmente atravessando o limite onde, através de modelos muitos sofisticados de grandes conjuntos de dados combinados, por múltiplos observadores independentes, podemos desembaraçar o ruído da atividade da superfície estelar dos sinais muito pequenos produzidos pelas atrações gravitacionais de planetas do tamanho da Terra em órbita," afirma Steven Vogt, professor de astronomia e astrofísica da Universidade da Califórnia em Santa Cruz.

De acordo com Fabo Feng da Universidade de Hertfordshire, Reino Unido, os pesquisadores estão ficando tentadoramente perto do limite de 10 centímetros por segundo necessário para detectar análogos da Terra.

Os dois planetas exteriores em torno de tau Ceti são provavelmente candidatos a mundos habitáveis, embora um gigantesco disco de detritos ao redor da estrela reduza, provavelmente, o seu potencial de habitabilidade devido ao bombardeamento intenso por asteroides e cometas.

A mesma equipe também observou tau Ceti há quatro anos, quando Mikko Tuomi da Universidade de Hertfordshire liderou um esforço no desenvolvimento de técnicas de análise de dados usando a estrela como caso de referência, criando uma maneira engenhosa de discernir em diferentes comprimentos de onda a diferença entre sinais provocados por planetas e aqueles provocados pela atividade da estrela.

Com muito esforço, os cientistas melhoraram a sensibilidade das suas técnicas e foram capazes de descartar dois dos sinais que a equipe tinha identificado em 2013 como planetas.

Pensa-se que as estrelas parecidas com o Sol sejam os melhores alvos na busca por planetas habitáveis do tamanho da Terra devido à sua semelhança com a nossa estrela. Ao contrário das estrelas menores e mais comuns, como as anãs vermelhas Proxima Centauri e TRAPPIST-1, não são tão tênues para que sofram bloqueio de marés, mostrando sempre o mesmo lado à estrela. A estrela tau Ceti é muito semelhante ao Sol em tamanho e brilho e ambas as estrelas abrigam sistemas multiplanetários.

Os dados foram obtidos através da utilização do espectrógrafo HARPS do ESO, no Chile, e do Keck-HIRES do observatório W. M. Keck, em Mauna Kea, no Havaí).

O artigo sobre os novos achados foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: UC Santa Cruz

sexta-feira, 11 de agosto de 2017

Conservação da relevância da ascensão vulcânica em Marte

Uma antiga cordilheira em Marte preserva um passado vulcânico e tectônico complexo, impresso com sinais de interações de água e gelo.

montanhas de Thaumasia

© ESA (montanhas de Thaumasia)

As imagens, obtidas no dia 9 de abril, pela camara estéreo de alta resolução no Mars Express da ESA, mostram as montanhas de Thaumasia e Coracis Fossae, que se afastam do enorme planalto vulcânico Solis Planum do sul.

A região fica a sul do vasto sistema do desfiladeiro de Valles Marineris e dos vulcões de Tharsis, e está fortemente ligada à pressão tectônica que se desenrolou durante a sua formação, há mais de 3,5 bilhões de anos.

À medida que a protuberância de Tharsis dilatava com o magma, durante o primeiro bilhão de anos do planeta, a crosta circundante encontrava-se esticada, rasgando e acabando por cair em valas. Enquanto Valles Marineris é um dos resultados mais extremos, os efeitos ainda são observados até milhares de quilômetros de distância, como na região de Coracis Fossae, observada nesta imagem, onde as falhas norte-sul quase paralelas são visíveis, principalmente, para a esquerda.

Estruturas tectônicas como estas podem controlar o movimento do magma, do calor e da água na subsuperfície, levando à atividade hidrotermal e à produção de minerais.

Os depósitos de tons claros, que podem ser minerais de argila formados na presença de água, destacam-se na parte direita da imagem colorida e na borda da grande cratera. Depósitos similares foram identificados na cratera Lampland próxima.

Há também evidências para a formação do vale pela erosão das águas subterrâneas e o escoamento superficial ocorrendo ao mesmo tempo que a atividade tectônica moldava a paisagem. A erosão à base de água significa que as valas foram parcialmente enterradas e fortemente modificadas.

A região foi posteriormente modificada por processos glaciais, vistos nos padrões lineares de tipo fluído nos pisos planos das grandes crateras.

Como representante das antigas terras altas de Marte, esta região possui uma riqueza de informações sobre a história geológica do Planeta Vermelho.

Fonte: ESA

Um encontro muito próximo

Em outubro de 2012, o asteroide 2012 TC4 aproximou-se muito da Terra; passou pelo nosso planeta a apenas um quarto da distância que separa a Terra da Lua.

observação do asteroide 2012 TC4

© ESO/VLT (observação do asteroide 2012 TC4)

Em outubro de 2017, este pequeno asteroide, com um tamanho de apenas 15 a 30 metros, voltará para mais um encontro próximo, o que fará dele o objeto perfeito para testar a rede de detecção e acompanhamento de asteroides.

Como o 2012 TC4 não pôde ser observado durante vários anos, a sua órbita não era bem conhecida. Em particular, os astrônomos não tinham ainda previsto com precisão a sua distância de aproximação à Terra em 2017. Por isso, encontrá-lo de novo e observá-lo em detalhe tornava-se crucial para sabermos quanto se aproximaria da Terra, refinando o nosso conhecimento do percurso que seguiria.

Uma vez que o asteroide é bastante pequeno e se encontra ainda muito distante, a sua luminosidade é muito fraca e consequentemente torna-se difícil de encontrar. Apesar disso, com o Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos conseguiram obter esta imagem do nosso futuro visitante, pela primeira vez em muitos anos, e calcular a sua trajetória. Esta nova observação aponta para uma distância máxima de aproximação à superfície da Terra de 43.000 km, o que corresponde a 6,7 raios terrestres, no dia 12 de outubro de 2017.

O VLT não é o único telescópio observando o 2012 TC4. Está em curso uma campanha internacional de observação para identificar e estudar este objeto durante sua aproximação. Agora que o VLT encontrou de novo o 2012 TC4, temos disponível uma nova órbita melhorada. Vários telescópios em todo o mundo poderão agora localizar o asteroide e começarão brevemente a observá-lo, aproveitando esta oportunidade rara de estudar um asteroide com tanto detalhe.

Fonte: ESO

terça-feira, 8 de agosto de 2017

Próximo alvo da New Horizons acaba de ficar muito mais interessante

Será que o próximo alvo da sonda New Horizons da NASA é na realidade dois alvos?

ilustração do objeto 2014 MU69 do Cinturão de Kuiper

© NASA/JHUAPL/SwRI/Alex Parker (ilustração do objeto 2014 MU69 do Cinturão de Kuiper)

Os cientistas da New Horizons procuram responder a esta pergunta enquanto analisam novos dados do distante objeto 2014 MU69 do Cinturão de Kuiper, objeto este que a nave espacial vai visitar no dia 1 de janeiro de 2019. Este voo rasante será o mais distante da história da exploração espacial, a mais de um bilhão de quilômetros além de Plutão.

Esta relíquia do Sistema Solar, que está a mais de 6,5 bilhões de quilômetros da Terra, passou em frente de uma estrela no dia 17 de julho de 2017. Vários telescópios da equipe da New Horizons, situados numa parte remota da Patagônia, Argentina, avistaamr a sua sombra fugaz, um evento conhecido como ocultação, e foram capazes de obter dados importantes para ajudar os planejadores da missão a melhor determinar a trajetória da sonda e a compreender o tamanho, forma, órbita e ambiente ao redor de 2014 MU69.

Com base nestas novas observações de ocultação, os membros da equipe dizem que o 2014 MU69 pode não ser um objeto esférico solitário, mas suspeitam que poderá ser um "esferoide prolato extremo" ou até mesmo um binário. A forma estranha pode indicar que dois corpos podem estar orbitando muito perto um do outro ou até mesmo se tocando, o que é conhecido como binário próximo ou de contato, ou que talvez estejam observando um único corpo com um grande pedaço em falta. O tamanho do 2014 MU69 ou dos seus componentes também pode ser determinado a partir destes dados. Parece não ter mais do que 30 km de comprimento, ou, se for um binário, cada corpo terá entre 15 e 20 km em diâmetro.

A ocultação estelar de dia 17 de julho que recolheu estes dados foi a terceira de um conjunto histórico de três ambiciosas observações para a New Horizons. A equipe usou os dados do telescópio espacial Hubble e do satélite Gaia da ESA para calcular e determinar os locais onde o 2014 MU69 lançaria sombra à superfície da Terra.

Fonte: Scientific American

Uma medida da estrutura da matéria escura no Universo

Imagine que planta uma única semente e, com grande precisão, consegue prever a altura exata da árvore a partir da qual ela cresce. Agora imagine que viaja para o futuro e tira fotografias que provam que estava certo.

NGC 1398

© Dark Energy Survey/DEC (NGC 1398)

A galáxia NGC 1398 está localizada no aglomerado da Fornalha, a cerca de 65 milhões de anos-luz da Terra. Mede 135.000 anos-luz em diâmetro, um pouco maior que a Via Láctea, e contém mais de um bilhão de estrelas.

Numa apresentação do Departamento de Partículas e Campos da Sociedade de Física Americana no Laboratório Nacional do Acelerador Fermi nos EUA, cientistas da colaboração Dark Energy Survey (DES) revelaram a medição mais precisa da atual estrutura em larga escala do Universo.

Estas medições da quantidade e distribuição da matéria escura no cosmos atual foram feitas com uma precisão tal que, pela primeira vez, rivaliza com as inferências do Universo inicial pelo observatório espacial Planck da ESA. O novo resultado da DES está perto das "previsões" feitas a partir das medições do Planck no passado distante, permitindo com que os cientistas saibam mais sobre as formas como o Universo evoluiu ao longo de 13,8 bilhões de anos.

Este resultado suporta a teoria de que 26% do Universo está sob a forma da misteriosa matéria escura e que o espaço está preenchido por uma energia escura igualmente invisível, que está acelerando a expansão do Universo e perfaz 70%.

Paradoxalmente, é mais fácil medir a distribuição em larga escala do Universo no seu passado distante do que na atualidade. Nos primeiros 400.000 anos após o Big Bang, o Universo estava preenchido por um gás incandescente, cuja luz sobrevive ainda hoje. O mapa desta radiação cósmica de fundo em micro-ondas, pelo Planck, dá-nos um instantâneo do Universo naquela época primordial. Desde então, a gravidade da matéria escura aglomerou a matéria e tornou o Universo mais "grumoso" com o passar do tempo. Mas a energia escura tem afastando a matéria. Usando o mapa do Planck como um começo, os cosmólogos podem calcular com precisão como é que esta batalha se desenvolve desde o Big Bang.

"As medições da colaboração DES, quando comparadas com o mapa do Planck, suportam a versão mais simples da teoria da matéria escura/energia escura," comenta Joe Zuntz, da Universidade de Edimburgo, que trabalhou na análise. "O momento em que nos apercebemos que a nossa medição coincidia com o resultado do Planck até 93% foi emocionante para a toda a colaboração."

O instrumento principal da DES foi a câmara DEC (Dark Energy Camera) de 570 megapixels, uma das mais poderosas atualmente em existência, capaz de captar imagens digitais da luz de galáxias a oito bilhões de anos-luz da Terra. A câmara foi contruída e testada no Fermilab, o laboratório principal da colaboração DES, e está acoplada ao telescópio Blanco de 4 metros do NSF (National Science Foundation), parte do Observatório Interamericano de Cerro Tololo no Chile, uma divisão do NOAO (National Optical Astronomy Observatory). Os dados da DES são processados pelo Centro Nacional para Aplicações de Supercomputação da Universidade de Illinois.

Os cientistas da DES estão usando a câmara para mapear um-oitavo do céu em detalhes sem precedentes ao longo de cinco anos. O quinto ano de observações começa neste mês de agosto. Os novos resultados, divulgados a semana passada, foram recolhidos apenas durante o primeiro ano do levantamento, que cobre 1/30 do céu.

Os cientistas da colaboração DES usaram dois métodos para medir a matéria escura. Primeiro, criaram mapas das posições das galáxias como se tratasse de marcos e, em segundo lugar, mediram com precisão as formas de 26 milhões de galáxias para mapear diretamente os padrões da matéria escura ao longo de bilhões de anos-luz, usando a técnica de lente gravitacional.

Para fazer estas medições ultraprecisas, a equipa da DES desenvolveu novos métodos de detectar pequenas distorções devidas ao efeito de lente nas imagens das galáxias, um efeito invisível ao olho humano, permitindo avanços revolucionários na compreensão destes sinais cósmicos. No processo, criaram o maior guia para avistar a matéria escura no cosmos alguma vez já desenhado. O novo mapa da matéria escura tem 10 vezes o tamanho do divulgado em 2015 pela DES e, eventualmente, será três vezes maior do que é agora.

Fonte: Fermi National Accelerator Laboratory

Observações revelam tempestade enorme em Netuno

O estudante de astronomia Ned Molter da UC Berkeley descobriu uma nova característica em Netuno: um sistema de tempestades quase do tamanho da Terra.

sistema de tempestades em Netuno

© O. W. M. Keck/N. Molter (sistema de tempestades em Netuno)

O sistema de tempestades foi avistado perto do equador de Netuno durante um teste ao crepúsculo utilizando o observatório W. M. Keck em Mauna Kea, Havaí. "Normalmente, esta área é verdadeiramente calma e só vemos nuvens brilhantes a bandas de latitude média, de modo que encontrar uma nuvem tão enorme situada no equador é espetacular," comenta Molter.

Este enorme sistema de tempestades, encontrado numa região onde nenhuma nuvem brilhante tinha sido avistada antes, mede cerca de 9.000 quilômetros em comprimento, ou um-terço do raio de Netuno, abrangendo pelo menos 30 graus tanto em latitude como em longitude. Molter observou o aumento de brilho entre 26 de junho e 2 de julho.

"Historicamente, já têm sido avistadas nuvens muito brilhantes, ocasionalmente, em Netuno, mas normalmente em latitudes mais próximas dos polos, cerca de 15 a 60 graus norte ou sul," realça Imke de Pater, professora de astronomia da UC Berkeley e orientadora de Molter.

Ao início, de Pater pensava que era o mesmo complexo de nuvens avistado pelo telescópio espacial Hubble em 1994, depois da icônica Grande Mancha Escura, fotografada pela Voyager 2 em 1989, ter desaparecido. Mas de Pater diz que as medições da sua posição não coincidem, sinalizando que este complexo de nuvens é diferente do que o Hubble viu pela primeira vez há mais de duas décadas.

Vórtices escuros, de alta pressão, ancorados nas profundezas da atmosfera de Netuno, podem ser os responsáveis pela gigantesca cobertura de nuvens. À medida que os gases sobem no vórtice, arrefecem. Quando a sua temperatura cai abaixo da temperatura de condensação de um gás, há formação nuvens, como a água na Terra. Em Netuno, espera-se a formação de nuvens de metano.

Tal como todos os planetas, os ventos na atmosfera de Netuno variam drasticamente com a latitude, de modo que se houver um grande sistema de nuvens brilhantes abrangendo muitas latitudes, algo deverá mantê-lo unido, como um vórtice escuro. Caso contrário, as nuvens se separariam.

Se não estiver ligado a um vórtice, o sistema poderá ser uma grande nuvem convectiva, semelhante àquelas vistas ocasionalmente em outros planetas como a grande tempestade em Saturno, detectada em 2010. Embora também seria de esperar que a tempestade ficasse consideravelmente "manchada" após uma semana.

"Isto mostra que existem mudanças extremamente drásticas na dinâmica atmosférica de Netuno, e talvez este seja um evento climático sazonal que ocorre a cada poucas décadas," realça de Pater.

No equador de Netuno foram observados ventos que atingiram velocidade de 1.400 km/h. Colocando este valor em perspetiva: um furacão de categoria 5 tem velocidades de vento na ordem dos 250 km/h. Netuno orbita o Sol a cada 160 anos e uma estação tem a duração aproximada de 40 anos.

A descoberta do misterioso complexo de nuvens equatoriais em Netuno foi possível graças a um novo programa do Keck, que permite que estudantes universitários e pesquisadores trabalhem com o telescópio, enquanto contribuem para o observatório e para a comunidade científica.

Fonte: University of California

segunda-feira, 7 de agosto de 2017

Uma galáxia anã notável

A imagem abaixo efetuada pelo telescópio espacial Hubble mostra a galáxia anã chamada NGC 5949.

NGC 5949

© Hubble (NGC 5949)

Graças a sua proximidade com a Terra, ela está a uma distância de cerca de 44 milhões de anos-luz daqui, colocando-a dentro da vizinhança da Via Láctea, e constituindo um alvo perfeito para os astrônomos estudarem as galáxias anãs.

Com uma massa equivalente a um centésimo da massa da Via Láctea, a NGC 5949 é um excelente exemplo de uma galáxia anã. Sua classificação como anã deve-se ao seu número relativamente baixo de estrelas constituintes, mas seus braços espirais a classificam também como uma espiral barrada. Esta estrutura é visível nesta imagem, que mostra a galáxia como um redemoinho brilhante. Apesar de suas pequenas proporções, a sua proximidade da NGC 5949 faz com que sua luz possa ser captada por telescópios relativamente pequenos, e isso facilitou sua descoberta pelo astrônomo William Herschel em 1801.

Os astrônomos encontram vários dilemas cosmológicos quando se trata de galáxias anãs como a NGC 5949. Por exemplo, a distribuição de matéria escura dentro das anãs é bastante intrigante (o problema do “halo concentrado”) e as simulações do Universo predizem que deveria haver mais galáxias anãs do que vemos ao nosso redor (o problema dos "satélites desaparecidos").

Fonte: ESA

sexta-feira, 4 de agosto de 2017

Detectado exoplaneta com brilhante atmosfera de água

Os cientistas descobriram as evidências mais fortes, até agora, da existência de uma estratosfera num exoplaneta. A estratosfera é uma camada da atmosfera na qual a temperatura aumenta com altitudes mais elevadas.

ilustração do WASP-121b com presença de uma estratosfera

© U. de Exeter (ilustração do WASP-121b com presença de uma estratosfera)

Relatado na revista Nature, os cientistas usaram dados do telescópio espacial Hubble para estudar WASP-121b, um tipo de exoplaneta chamado Júpiter quente. A sua massa é 1,2 vezes maior que a de Júpiter e o seu raio corresponde a 1,9 vezes o de Júpiter. Mas enquanto Júpiter gira em torno do Sol uma vez a cada 12 anos, WASP-121b tem um período orbital de apenas 1,3 dias. Este exoplaneta está tão perto da sua estrela que, se chegasse mais perto, a gravidade da estrela começaria a rasgá-lo. Isto também significa que o topo da atmosfera do planeta é aquecido até uns ardentes 2.500 graus Celsius, quente o suficiente para ferver alguns metais. O sistema WASP-121 está a uma distância estimada em 900 anos-luz.

Pesquisas anteriores encontraram possíveis sinais de uma estratosfera no exoplaneta WASP-33b, bem como em alguns outros Júpiteres quentes. O novo estudo apresenta as melhores evidências, até agora, devido à assinatura das moléculas de água quente que foram observadas pela primeira vez.

"Os modelos teóricos sugeriram que as estratosferas podem definir uma classe distinta de planetas ultra quentes, com implicações importantes para a sua física e química atmosférica," afirma Tom Evans, pesquisador da Universidade de Exeter, Reino Unido.

Para estudar a estratosfera de WASP-121b, os cientistas analisaram a forma como diferentes moléculas na atmosfera reagem a determinados comprimentos de onda da luz, usando as capacidades do Hubble para espectroscopia. O vapor de água na atmosfera do planeta, por exemplo, comporta-se de maneira previsível em resposta a certos comprimentos de onda, dependendo da temperatura da água.

A luz estelar é capaz de penetrar nas profundezas da atmosfera de um planeta, onde aumenta a temperatura do gás aí presente. Este gás então irradia o seu calor para o espaço sob a forma de radiação infravermelha. No entanto, se existir vapor de água mais frio no topo da atmosfera, as moléculas de água evitarão com que certos comprimentos de onda desta luz escape para o espaço. Mas se as moléculas de água no topo da atmosfera tiverem uma temperatura mais alta, vão brilhar nos mesmos comprimentos de onda.

"A emissão da luz da água significa que a temperatura aumenta com a altura," afirma Tiffany Kataria, do Jet Propulsion Laboratory da NASA.

O fenômeno é semelhante ao que acontece com os fogos-de-artifício, que recebem as suas cores dos vários compostos químicos que emitem luz. Quando as substâncias metálicas são aquecidas e vaporizadas, os seus elétrons movem-se para estados de energia mais elevados. Dependendo do material, estes elétrons emitem luz em comprimentos de onda específicos à medida que perdem energia; o sódio produz um tom amarelo-alaranjado e o estrôncio produz um tom vermelho neste processo, por exemplo. As moléculas de água na atmosfera de WASP-121b, similarmente, liberam radiação à medida que perdem energia, mas sob a forma de radiação infravermelha, que o olho humano não consegue detectar.

Na estratosfera da Terra, o ozônio prende a radiação ultravioleta do Sol, o que aumenta a temperatura desta camada atmosférica. Outros corpos do Sistema Solar também possuem estratosferas; por exemplo, o metano é o responsável pelo aquecimento na estratosfera de Júpiter e na lua de Saturno, Titã.

Nos planetas do Sistema Solar, a mudança de temperatura dentro de uma estratosfera é de aproximadamente 56ºC. Em WASP-121b, a temperatura na estratosfera sobe 560ºC. Os cientistas ainda não sabem que elementos químicos provocam o aumento de temperatura na atmosfera de WASP-121b. O óxido de vanádio e o óxido de titânio são dois candidatos, pois são observados frequentemente em anãs marrons, "estrelas falhadas" que têm algumas semelhanças com os exoplanetas. Pensa-se que estas substâncias estejam presentes apenas nos mais quentes dos Júpiteres quentes, uma vez que são necessárias temperaturas altas para as manter no estado gasoso.

"Este exoplaneta superquente será um ponto de referência para os nossos modelos atmosféricos e será um importante alvo de observação na era do telescópio James Webb," realça Hannah Wakeford, do Goddard Space Flight Center.

Fonte: University of Exeter

Atmosfera poderá não sobreviver na órbita de Proxima b

Proxima b, um planeta do tamanho da Terra fora do nosso Sistema Solar, situado na zona habitável da sua estrela, pode não ser capaz de manter sua atmosfera, deixando a superfície exposta à nociva radiação estelar e reduzindo o seu potencial de habitabilidade.

Proxima b próximo de sua estrela

© Ricardo Ramirez/James Jenkins (Proxima b próximo de sua estrela)

A apenas 4 anos-luz de distância, Proxima b é o nosso vizinho extrassolar mais próximo. No entanto, devido ao fato de que não pode ser visto passando em frente da sua estrela progenitora, a atmosfera do exoplaneta não pode ser estudada recorrendo aos métodos habituais. Em vez disso, os cientistas apoiam-se em modelos para entender se o exoplaneta é habitável.

Um destes modelos de computador considerou o que aconteceria se a Terra orbitasse Proxima Centauri, a nossa vizinha estelar mais próxima e a estrela hospedeira de Proxima b, na mesma órbita que Proxima b. O estudo sugere que a atmosfera da Terra não sobreviveria em íntima proximidade com a violenta anã vermelha. A pesquisa foi apoiada pela NExSS da NASA, liderando a busca de vida em exoplanetas, e pelo Instituto de Astrobiologia da NASA.

Só porque a órbita de Proxima b o coloca na zona habitável, que é a distância à estrela hospedeira onde a água permanece em estado líquido à superfície de um planeta, isso não significa que é habitável. Não leva em conta, por exemplo, se a água existe realmente no planeta, ou se uma atmosfera consegue sobreviver naquela órbita. As atmosferas também são essenciais para a vida como a conhecemos: uma atmosfera ideal permite a regulação do clima, a manutenção de uma pressão superficial favorável à água, a proteção contra o perigoso clima espacial e a presença dos blocos de construção química da vida.

O modelo de computador usou a atmosfera, o campo magnético e a gravidade da Terra como homólogos para Proxima b. Foi calculada também a quantidade de radiação que Proxima Centauri produz em média, com base em observações do observatório de raios X Chandra da NASA. Com estes dados, o modelo simula como a intensa radiação estelar e as frequentes proeminências afetam a atmosfera do exoplaneta.

"A questão é, que percentagem da atmosfera já foi perdida, e quão depressa ocorre este processo? comenta Ofer Cohen, cientista espacial da Universidade de Massachusetts. "Com esta estimativa, podemos calcular quanto tempo leva para a atmosfera escapar completamente e comparar este valor com o tempo de vida do planeta."

Uma estrela anã vermelha ativa como Proxima Centauri retira atmosfera quando a extrema radiação ultravioleta altamente energética ioniza os gases atmosféricos, quebrando os elétrons e produzindo partículas carregadas. Neste processo, os elétrons recém-formados ganham energia suficiente para poderem escapar facilmente à gravidade do planeta e saírem da atmosfera.

As cargas opostas atraem-se, de modo que quando os elétrons carregados negativamente deixam a atmosfera, criam uma poderosa separação de carga que puxa com eles íons carregados positivamente, para o espaço.

Na zona habitável de Proxima Centauri, Proxima b sofre ataques de extrema radiação ultravioleta, centenas de vezes mais fortes do que os que a Terra recebe do Sol. Esta radiação fabrica energia suficiente para ionizar não apenas as moléculas mais leves, o hidrogênio, como também, ao longo do tempo, elementos mais pesados como o oxigênio e o nitrogênio.

O modelo mostra que a poderosa radiação de Proxima Centauri "drena" uma atmosfera parecida à da Terra até 10.000 vezes mais depressa do que acontece na nossa Terra propriamente dita.

Este cálculo foi baseado na atividade média da estrela hospedeira; não considera variações como o aquecimento extremo na atmosfera da estrela ou as violentas perturbações estelares sobre o campo magnético do exoplaneta, que podem fornecer ainda mais radiação ionizante e escape atmosférico.

Para entender como o processo pode variar, os cientistas analisaram outros dois fatores que agravam a perda atmosférica. Primeiro, consideraram a temperatura da atmosfera neutra, chamada termosfera. Descobriram que à medida que a termosfera aquece com a radiação estelar, a fuga atmosférica aumenta.

Os cientistas também consideraram o tamanho da região sobre a qual a fuga atmosférica tem lugar, chamada calota polar. Os planetas são mais sensíveis aos efeitos magnéticos nos polos magnéticos. Quando as linhas do campo magnético nos polos se fecham, a calota polar é limitada e as partículas carregadas permanecem presas perto do planeta. Por outro lado, ocorre uma maior fuga quando as linhas do campo magnético estão abertas, proporcionando uma via unidirecional para o espaço.

Sendo as temperaturas mais altas da termosfera e um campo magnético completamente aberto, Proxima b pode perder uma quantidade equivalente ao total da atmosfera da Terra em 100 milhões de anos, apenas uma fração dos atuais 4 bilhões de anos de Proxima b. Quando os cientistas assumiram as temperaturas mais baixas e um campo magnético fechado, esta mesma massa escapa ao longo de mais de 2 bilhões de anos.

"As coisas tornam-se interessantes caso um exoplaneta consiga manter sua atmosfera, mas as perdas atmosféricas de Proxima b são tão altas que a habitabilidade é improvável," salienta Jeremy Drake, astrofísico do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. "No geral, isto põe em causa a habitabilidade de planetas em torno de anãs vermelhas similares."

As anãs vermelhas como Proxima Centauri ou TRAPPIST-1 são frequentemente alvo de caças exoplanetárias, porque são as estrelas mais frias, menores e as mais comuns da Galáxia. Dado que são mais frias e mais tênues, os planetas têm que permanecer em órbitas íntimas para que a água líquida esteja presente.

Mas, a menos que a perda atmosférica seja contrariada por algum outro processo, como uma enorme quantidade de atividade vulcânica ou bombardeamentos cometários, esta proximidade ocorrerá com maior frequência e não será promissora para a sobrevivência ou sustentabilidade de uma atmosfera.

O estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center