terça-feira, 25 de julho de 2017

A matéria-prima de estrelas em aglomerados galácticos do Universo jovem

A colaboração internacional SpARCS (Spitzer Adaptation of the Red-sequence Cluster Survey), sediada na Universidade da Califórnia, em Riverside, combinou observações de vários dos telescópios mais poderosos do mundo para realizar um dos maiores estudos, até agora, do gás molecular, a matéria-prima que alimenta a formação estelar em todo o Universo, em três dos mais distantes aglomerados galácticos já descobertos, detectados numa época em que o Universo tinha apenas 4 bilhões de anos.

Galáxia do Girino

© Hubble/Bill Snyder (Galáxia do Girino)

A Galáxia do Girino, também conhecida como UGC 10214 ou Arp 188, é uma galáxia espiral perturbada que mostra correntes de gás expelido por interações gravitacionais com outra galáxia. O gás molecular é o ingrediente necessário para formar estrelas em galáxias do Universo jovem.

Os aglomerados são regiões raras do Universo que consistem de grupos íntimos de centenas de galáxias que contêm bilhões de estrelas, bem como gás quente e a misteriosa matéria escura. Em primeiro lugar, os pesquisadores usaram observações espectroscópicas do observatório W. M. Keck em Mauna Kea, Havaí, e do VLT (Very Large Telescope) no Chile para confirmar que 11 galáxias eram membros, formadores de estrelas, de três grupos massivos. Em seguida, os cientistas obtiveram imagens, através de vários filtros, com o telescópio espacial Hubble, que revelaram uma surpreendente diversidade na aparência das galáxias, onde algumas já haviam formado grandes discos com braços espirais.

Um dos telescópios utilizados foi o extremamente sensível ALMA (Atacama Large Millimeter Array), capaz de detectar diretamente as ondas de rádio emitidas pelo gás molecular encontrado nas galáxias do Universo jovem. As observações do ALMA permitiram a determinação da quantidade de gás molecular em cada galáxia e forneceram a melhor medição, até agora, da quantidade de combustível disponível para formar estrelas.

As propriedades das galáxias nestes aglomerados foram comparadas com as propriedades das "galáxias de campo" (galáxias situadas em ambientes mais típicos com menos vizinhos próximos). Para sua surpresa, descobriram que as galáxias nos aglomerados tinham quantidades maiores de gás molecular em relação à quantidade de estrelas nas galáxias de campo. A descoberta intrigou a equipe porque é há muito sabido que quando uma galáxia cai para um aglomerado, as interações com outros membros galácticos e com o gás quente aceleram o desligamento da formação estelar em relação a uma galáxia de campo parecida (o processo é conhecido como extinção ambiental).

Se as galáxias dos enxames tiverem mais combustível disponível, seria de esperar que formassem mais estrelas do que as galáxias de campo e, no entanto, isto não acontece.

Existem várias explicações: é possível que este ambiente quente e hostil dos aglomerados, onde existem muitas galáxias vizinhas, perturbe o gás molecular a tal ponto que apenas uma pequena fração deste gás forme efetivamente estrelas. Alternativamente, é possível que um processo ambiental, como o aumento da atividade de fusão nas galáxias do aglomerado, resulte nas diferenças observadas entre as populações do aglomerado e das galáxias de campo.

A equipe do SpARCS desenvolveu novas técnicas, usando observações infravermelhas do telescópio espacial Spitzer da NASA, para identificar centenas de aglomerados galácticos anteriormente desconhecidos no Universo jovem. No futuro, planejam estudar uma amostra maior de aglomerados. A equipe recebeu recentemente tempo adicional no ALMA, no observatório W. M. Keck e no telescópio espacial Hubble para continuar a investigar como a vizinhança na qual uma galáxia vive determina por quanto tempo pode continuar formando estrelas.

Os resultados foram publicados recentemente na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of California (Riverside)

Descoberto o maior superaglomerado do Universo

Uma equipe de astrônomos do Inter University Centre for Astronomy & Astrophysics (IUCAA) e Indian Institute of Science Education and Research (IISER), ambos em Pune, Índia, e pesquisadores de duas outras universidades indianas, uma das maiores estruturas do Universo, denominada Sarasvati, um superaglomerado de galáxias localizado na direção da constelação de Peixes, a cerca de 4 bilhões de anos-luz da Terra.

superaglomerado de galáxias Sarasvati

© IUCAA (superaglomerado de galáxias Sarasvati)

A imagem acima mostra dois mais massivos aglomerados de galáxias no superaglomerado Sarasvati: o Abell 2631 (esquerda) e o ZwCl 2341.1+ 0000 (à direita). O Abell 2631 reside no núcleo do superaglomerado Sarasvati. O superaglomerado Sarasvati tem um total de 43 aglomerados de galáxias.

Os cientistas descobriram o superaglomerado Sarasvati usando imagens do projeto astronômico Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Ele  é uma das maiores estruturas conhecidas no Universo próximo, e é observado como era quando o Universo tinha cerca de 10 bilhões de anos de idade.

As estruturas de grande escala no Universo são reunidas hierarquicamente, em galáxias, juntamente com gás associado e matéria escura, sendo agrupadas em aglomerados, que são organizados com outros grupos, filamentos e grandes regiões vazias preenchendo a rede cósmica que abrange o Universo observável.

Os superaglomerados são as maiores estruturas cósmicas, constituídos por uma cadeia de galáxias, ligadas pela gravidade, muitas vezes se estendendo a várias centenas de vezes o tamanho de aglomerados de galáxias, constituídos por dezenas de milhares de galáxias. O superaglomerado Saraswati recém-descoberto, por exemplo, se estende por uma escala de 600 milhões de anos-luz e pode conter o equivalente em massa de mais de 20 quatrilhões de sóis.

A descoberta destas estruturas extremamente grandes obriga os astrônomos a repensar as teorias populares de como o Universo obteve sua forma atual, a partir de uma distribuição de energia mais ou menos uniforme após o Big Bang. Para entender sua formação e evolução, é preciso identificar estes superaglomerados e estudar de perto o efeito de seu ambiente nas galáxias.

Sarasvati é uma palavra que tem raízes indo-europeias, é um nome encontrado em textos indianos antigos para se referir ao rio principal em torno do qual viviam os povos da antiga civilização indiana. É também o nome da deusa celestial que é a guardiã dos rios celestiais. Na Índia moderna, Sarasvati é adorada como a deusa do conhecimento, da música, da arte, da sabedoria e da natureza, ou seja, a musa de toda a criatividade.

A Via Láctea faz parte de um superaglomerado chamado Laniakea, anunciado em 2014 por Brent Tully na Universidade do Havaí e colaboradores.

Esta nova descoberta foi publicada na última edição da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: IUCAA

segunda-feira, 24 de julho de 2017

Uma poderosa supernova próxima da galáxia Circinus

Esta imagem composta mostra as regiões centrais da Circus Circinus, localizada a cerca de 12 milhões de anos-luz de distância.

galáxia Circinus e supernova SN 1996cr

© Chandra/Hubble (galáxia Circinus e supernova SN 1996cr)

Os dados do observatório de raios X Chandra da NASA são mostrados em azul e os dados do telescópio espacial Hubble são mostrados em amarelo ("I-band"), vermelho (emissão de hidrogênio), ciano ("V-band") e azul claro (emissão de oxigênio). A fonte brilhante e azul, perto do canto inferior direito da imagem, está a supernova SN 1996cr, que foi identificada ao longo de uma década depois que explodiu.

As imagens ópticas dos arquivos do telescópio anglo-australiano na Austrália mostram que a supernova SN 1996cr explodiu entre 28 de fevereiro de 1995 e 15 de março de 1996. Entre as cinco supernovas mais próximas dos últimos 25 anos, a SN 1996cr é a única que não foi vista pouco depois da explosão. Talvez não tenha sido notado pelos astrônomos na época, porque só era visível no hemisfério sul, que não é tão amplamente monitorado quanto o norte.

A supernova foi primeiramente destacada em 2001 como um objeto brilhante e variável em uma imagem do Chandra. Apesar de algumas propriedades excepcionais, sua natureza permaneceu obscura até anos mais tarde, quando os cientistas puderam confirmar que este objeto era uma supernova. Indícios de dados do Very Large Telescope (VLT) do European Southern Observatory (ESO)levaram a equipe a pesquisar arquivos de dados de 18 telescópios diferentes, tanto no espaço como em terra. Este é um exemplo notável da nova era da "astronomia da internet".

A galáxia Circinus é um alvo popular para astrônomos porque contém um buraco negro supermassivo que está crescendo ativamente, e mostra uma forte formação estelar. Também está próximo, a apenas cerca de 4 vezes a distância da galáxia de Andrômeda (M31). Portanto, os arquivos públicos de telescópios contêm dados abundantes desta galáxia.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Visão dupla

A NGC 7098 situa-se a cerca de 95 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Oitante.

NGC 7098

© ESO/VLT (NGC 7098)

A NGC 7098 é uma galáxia espiral intrigante com vários grupos de estruturas duplas. O primeiro destes grupos é o duo de estruturas em forma de anel que se enrolam à volta do coração nebuloso da galáxia, os braços espirais da NGC 7098. Esta região central abriga uma segunda estrutura dupla: uma barra dupla.

A NGC 7098 também desenvolveu estruturas chamadas ansas, visíveis sob a forma de traços pequenos e brilhantes situados em cada ponta da região central. As ansas são áreas visíveis de grande densidade e que normalmente tomam formas lineares, circulares ou em nó, podendo ser encontradas nas extremidades dos sistemas de anéis planetários, em nuvens difusas e, como é o caso da galáxia NGC 7098, em partes de galáxias que estão repletas de estrelas.

Esta imagem foi criada a partir de dados obtidos pelo instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph), instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal. Também está visível na imagem um conjunto de galáxias distantes, sendo a mais proeminente uma pequena galáxia espiral vista de perfil do lado esquerdo da NGC 7098, chamada ESO 048-G007.

Fonte: ESO

A interação de duas galáxias espirais

Esta imagem do telescópio espacial Hubble exibe um lindo par de galáxias espirais se interagindo com braços girando.

NGC 6786 e LEDA 62867

© Hubble (NGC 6786 e LEDA 62867)

A menor das duas, chamada LEDA 62867 e posicionadao à esquerda da imagem, parece estar segura por enquanto, mas provavelmente será engolida pela galáxia espiral maior, a NGC 6786 (à direita). Já existe algum distúrbio visível em ambas as componentes.

O par é o número 538 no Catálogo de Pares de Galáxias de Karachentsev. Uma supernova foi vista explodindo na grande espiral em 2004. A NGC 6786 está localizado na constelação de Draco, o Dragão, a cerca de 350 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um atlas cósmico

Este belo amontoado de gás incandescente, poeira escura e estrelas brilhantes é a galáxia espiral NGC 4248, localizada a cerca de 24 milhões de anos-luz de distância na constelação de Canes Venatici.

NGC 4248

© Hubble (NGC 4248)

Esta imagem foi produzida pelo telescópio espacial Hubble através da Wide Field Camera 3 quando efetuou a compilação do primeiro "atlas" ultravioleta do Hubble, para o qual o telescópio visava 50 galáxias que formavam estrelas. Uma amostra abrangendo todos os tipos de diferentes morfologias, massas e estruturas. Estudar esta amostra pode nos ajudar a juntar o histórico de formação de estrelas do Universo.

Ao explorar como as estrelas massivas se formam e evoluem dentro destas galáxias, os astrônomos podem aprender mais sobre como, quando e onde ocorre a formação de estrelas, como os aglomerados de estrelas mudam ao longo do tempo e como o processo de formação de novas estrelas está relacionado às propriedades das galáxias e o meio interestelar circundante.

Fonte: ESA

sábado, 22 de julho de 2017

A Nebulosa Gabriela Mistral

O NGC 3324 é um aglomerado aberto na constelação Carina, localizada a noroeste da Nebulosa de Carina (NGC 3372) a uma distância de 7.560 anos-luz da Terra.

Nebulosa Gabriela Mistral

© iTelescope – Portugal/Ruben Barbosa (Nebulosa Gabriela Mistral)

O NGC 3324, foi catalogado por James Dunlop em 1826, e está intimamente associado à nebulosa de emissão IC 2599, também conhecida como Gum 31. Os dois são muitas vezes confundidos como um único objeto, e juntos são conhecidos por Nebulosa Gabriela Mistral devido à sua semelhança com a poetisa chilena Gabriela Mistral, pseudónimo escolhido de Lucila de María del Perpetuo Socorro Godoy Alcayaga, agraciada com o Nobel de Literatura de 1945.

O gás e a poeira existentes nesta região originaram uma explosão de nascimento de estrelas extremamente massivas e quentes, e a radiação ultravioleta emitida por estas estrelas provoca o brilho no gás que observamos atualmente. As manchas escuras na imagem são regiões onde a poeira bloqueia a luz do gás brilhante de fundo.

Mais à direita, podemos observar NGC 3293, um aglomerado aberto composto por mais de 100 estrelas (mais brilhantes que a 14ª magnitude), sendo que as mais brilhantes são supergigantes azuis (magnitude aparente 6,5 e 6,7) e uma supergigante vermelhe pulsante V361 Carinae (magnitude 7).

Veja mais detalhes em: Um bolsão de formação estelar.

Fonte: AstroPT

sexta-feira, 21 de julho de 2017

A ocultação de uma estrela por objeto transnetuniano

Um objeto do Sistema Solar primitivo, a mais de 6,5 bilhões de quilômetros de distância, passou em frente de uma estrela distante a partir do ponto de vista da Terra.

ilustração do objeto 2014 MU69 e a sonda New Horizons

© NASA/JHUAPL/SwRI (ilustração do objeto 2014 MU69 e a sonda New Horizons)

Por volta das 00:50 (hora local) de dia 17 de julho, vários telescópios montados pela equipe da New Horizons, numa zona remota da Argentina para avistar a ocultação.

Em questão de segundos, a equipe da New Horizons da NASA captou novos dados sobre o seu objeto evasivo, um antigo objeto do Cinturão de Kuiper conhecido como 2014 MU69. Foi detectado o próximo destino da nave espacial, no que foi apelidado da mais ambiciosa e desafiante campanha de observação terrestre de uma ocultação.

Até agora foram confirmadas cinco ocultações. Numa região remota de Chubut e Santa Cruz, na Argentina, foram instalados cerca de 24 telescópios móveis para avistar a sombra do misterioso objeto do Cinturão de Kuiper, por onde a New Horizons vai passar no dia de Ano Novo de 2019, com ojetivo de melhor compreender o seu tamanho, forma, órbita e ambiente. Antes destas observações, só o telescópio espacial Hubble tinha conseguido detectar com sucesso 2014 MU69, e até mesmo ele não tinha sido capaz de determinar o tamanho ou a forma do objeto.

ocultação de estrela pelo 2014 MU69

© NASA/JHUAPL/SwRI (ocultação de estrela pelo 2014 MU69)

Na animação acima as imagens estão separadas por 200 milissegundos.

Esta foi a última de três ambiciosas observações para a New Horizons e todas contribuíram para o sucesso da campanha. No dia 3 de junho, equipes na Argentina e na África do Sul tentaram observar 2014 MU69. No dia 10 de julho, os pesquisadores usaram o SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA para estudar o ambiente em torno de 2014 MU69, enquanto este voava por cima do Oceano Pacífico a partir de Christchurch, Nova Zelândia.

Quando a New Horizons por lá passar, 2014 MU69 se tornará no objeto mais distante já explorado por uma sonda espacial, mais de 1,6 bilhões de quilômetros mais distante que Plutão do Sol. Este antigo objeto do Cinturão de Kuiper não é bem entendido, porque é muito tênue (tem provavelmente de 22 a 40 quilômetros de tamanho) e está muito longe. Para estudar este distante objeto a partir da Terra, a equipe da New Horizons usou o telescópio espacial Hubble e dados do satélite Gaia para calcular onde 2014 MU69 lançaria uma sombra à superfície da Terra. Ambos os satélites foram cruciais para a campanha de ocultação.

Ainda levará algumas semanas para os cientistas analisarem os muitos conjuntos de dados da campanha. Esta observação avançada é um passo crítico no planejamento de voo antes da nave New Horizons alcançar 2014 MU69, um tesouro científico do Cinturão de Kuiper.

Fonte: NASA

A nebulosa de emissão em Cepheus

A impressionante nebulosa de emissão IC 1396 mistura gás quente cósmico e nuvens de poeira escuras na distante constelação de Cepheus.

IC 1396

© César Blanco González (IC 1396)

Energizada pela brilhante estrela central vista aqui, esta região formadora de estrelas se espalha por centenas de anos-luz cobrindo mais de três graus no céu, e está localizada cerca de 3.000 anos-luz do planeta Terra.

Entre as formas escuras intrigantes dentro da IC 1396, está a sinuosa Nebulosa Tromba do Elefante que fica logo abaixo do centro da imagem. As estrelas ainda podem estar se formando em seu interior devido ao colapso gravitacional, mas à medida que as nuvens mais densas são erodidas pelos poderosos ventos e radiações estelares, pois haverá redução do reservatório para gerar novas estrelas.

Esta magnífica vista colorida é uma composição de imagens obtidas de filtros de banda estreita, que mapeiam a emissão do oxigênio, hidrogênio e enxofre da nebulosa em tons azuis, verdes e vermelhos.

Fonte: NASA

quarta-feira, 19 de julho de 2017

Novas evidências em suporte da hipótese do Planeta Nove

No ano passado foi anunciada a existência de um planeta desconhecido no nosso Sistema Solar. No entanto, esta hipótese foi posteriormente posta em causa devido à detecção controversa nos dados observacionais.

ilustração do Planeta Nove

© ESO (ilustração do Planeta Nove)

Agora, astrônomos espanhóis usaram uma técnica inovadora para analisar as órbitas dos chamados objetos transnetunianos (TNOs) e, mais uma vez, salientam que há algo a perturbá-los: um planeta localizado de 300 a 400 vezes a distância Terra-Sol.

Os cientistas continuam debatendo sobre a existência de um nono planeta no nosso Sistema Solar. No início de 2016, pesquisadores do Caltech (EUA) anunciaram que tinham evidências da existência deste objeto, localizado a uma distância média de 700 UA (700 vezes a distância entre a Terra e o Sol) e com uma massa dez vezes a da Terra. Os seus cálculos foram motivados pela distribuição peculiar das órbitas descobertas para TNOs do Cinturão de Kuiper, que aparentemente revelavam a presença de um Planeta Nove nos confins do Sistema Solar.

No entanto, cientistas do projeto canadiano-francês-havaiano OSSOS (Outer Solar System Origins Survey) detectaram falhas nas suas próprias observações das órbitas destes TNOs, que foram sistematicamente direcionadas para as mesmas regiões do céu, e consideraram que outros grupos, incluindo o grupo de Caltech, podiam estar com os mesmos problemas. De acordo com estes cientistas, não é necessário propor a existência de um perturbador gigante para explicar estas observações, pois são compatíveis com uma distribuição aleatória de órbitas.

No entanto, agora dois astrônomos da Universidade Complutense de Madrid aplicaram uma nova técnica, menos exposta a erro observacional, para estudar um tipo especial de objetos transnetunianos: os mais extremos (ETNOs), localizados a distâncias médias superiores a 150 UA e que nunca cruzam a órbita de Netuno. Pela primeira vez foram analisadas as distâncias dos seus nodos ao Sol e os resultados indicam mais uma vez que existe um planeta localizado além de Plutão.

Os nodos são os dois pontos em que a órbita de um ETNO, ou qualquer outro corpo celeste, cruza o plano do Sistema Solar (eclíptica). Estes são precisamente os pontos onde a probabilidade de interagir com outros objetos é maior e nestes pontos os ETNOs podem sofrer uma mudança drástica nas suas órbitas ou mesmo uma colisão.

"Se não há nada para os perturbar, os nodos destes objetos transnetunianos extremos devem estar uniformemente distribuídos, pois não há para evitar, mas se existirem um ou dois perturbadores, duas situações podem surgir," explica Carlos de la Fuente Marcos. "Uma possibilidade é que os ETNOs são estáveis e, neste caso, tendem a ter os seus nodos longe do caminho de possíveis perturbadores,  mas se são instáveis, eles se comportarão como os cometas que interagem com Júpiter, isto é, tendem a ter um dos nodos perto da órbita do perturbador hipotético."

Usando cálculos e prospeção de dados, os astrônomos espanhóis descobriram que os nodos dos 28 ETNOs analisados (e os 24 Centauros extremos com distâncias médias ao Sol superiores a 150 UA) estão agrupados em diversas distâncias ao Sol; além disso, encontraram uma correlação, onde não deveria existir nenhuma, entre as posições dos nodos e a inclinação, um dos parâmetros que define a orientação das órbitas destes objetos gelados no espaço.

"Assumindo que os ETNOs são dinamicamente semelhantes aos cometas que interagem com Júpiter, interpretamos estes resultados como sinais da presença de um planeta que interage ativamente com eles numa gama de distâncias entre 300 e 400 UA," afirma de la Fuente Marcos.

Até agora, os estudos que desafiaram a existência do Planeta Nove, usando os dados disponíveis para estes objetos transnetunianos, argumentaram a existência de erros sistemáticos ligados às orientações das órbitas (definidas por três ângulos), devido à forma como as observações tinham sido feitas. No entanto, as distâncias nodais dependem principalmente do tamanho e forma da órbita, parâmetros relativamente livres de falha observacional.

É a primeira vez que os nodos foram utilizados para tentar entender a dinâmica dos ETNOs, já que a descoberta de mais ETNOs (de momento só se conhecem 28) permitiria a confirmação do cenário proposto e, subsequentemente, restringiria a órbita do planeta desconhecido através da análise da distribuição dos nodos.

Este estudo suporta a existência de um objeto planetário dentro da variabilidade de parâmetros considerados tanto para a hipótese do Planeta Nove de Mike Brown e Konstantin Batygin do Caltech, como na original proposta em 2014 por Scott Sheppard do Instituto Carnegie e Chadwick Trujillo da Universidade do Norte do Arizona; além de seguir as linhas dos seus próprios estudos anteriores (o mais recente liderado pelo Instituto de Astrofísica das Canárias), que sugeriram a existência de mais do que um planeta desconhecido no nosso Sistema Solar.

Existe também um Planeta Dez? O hipotético Planeta Nove sugerido neste estudo nada tem a ver com outro possível planeta ou planetoide situado muito mais perto de nós e insinuado por outros achados recentes. Aplicando também prospeção de dados às órbitas dos TNOs do Cinturão de Kuiper, os astrônomos Kathryn Volk e Renu Malhotra da Universidade do Arizona (EUA) descobriram que o plano no qual estes objetos orbitam o Sol está ligeiramente deformado, fato que poderá ser explicado caso exista um perturbador do tamanho de Marte a 60 UA do Sol.

Dada a definição atual de planeta, este outro misterioso objeto pode não ser um planeta verdadeiro, mesmo que tenha um tamanho semelhante ao da Terra, pois pode estar rodeado por asteroides enormes ou planetas anões.

"De qualquer forma, estamos convencidos de que o trabalho de Volk e Malhotra encontrou evidências sólidas da presença de um corpo enorme para além do chamado Penhasco de Kuiper, o ponto mais distante do cinturão transnetuniano, a cerca de 50 UA do Sol, e esperamos poder apresentar em breve um novo trabalho que também apoia a sua existência," conclui de la Fuente Marcos.

Os resultados foram publicados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Information and Scientific News Service

terça-feira, 18 de julho de 2017

Sinais de rádio estranhos detectados em uma estrela próxima

Os astrônomos têm ouvido ondas de rádio do espaço há décadas. Além de ser um meio comprovado de estudar estrelas, galáxias, quasares e outros objetos celestiais, a radioastronomia é uma das principais maneiras pelas quais os cientistas procuraram sinais de inteligência extraterrestre (ETI). E enquanto nada definitivo foi encontrado até à data, houve uma série de incidentes que levantaram esperanças de encontrar um "sinal alienígena".

ilustração do sistema Ross 128

© ESO/M. Kornmesser/N. Risinger (ilustração do sistema Ross 128)

No caso mais recente, cientistas do Observatório Arecido anunciaram recentemente a detecção de um sinal de rádio estranho proveniente de Ross 128, um sistema de estrelas anãs vermelhas localizado apenas a 11 anos-luz da Terra. Como sempre, isso provocou a especulação de que o sinal poderia ser evidência de uma civilização extraterrestre, enquanto a comunidade científica pediu ao público que não espere.

A descoberta foi parte de uma campanha realizada por Abel Méndez, diretor do Laboratório de Habitabilidade Planetária (PHL) em Peurto Rico e Jorge Zuluaga da Faculdade de Ciências Exatas e Naturais da Universidade de Antioquia, na Colômbia. Inspirado pelas recentes descobertas em torno de Proxima Centauri e TRAPPIST-1, a campanha GJ 436 baseou-se em dados do Observatório de Arecibo para procurar sinais de exoplanetas em torno de estrelas anãs vermelhas próximas.

No decorrer de analisar dados de sistemas de estrelas como Gliese 436, Ross 128, Wolf 359, HD 95735, BD +202465, V* RY Sex e K2-18, que foram reunidos entre abril e maio de 2017, foi notado algo bastante interessante. Basicamente, os dados indicaram que um sinal de rádio inexplicado estava vindo de Ross 128.

"Duas semanas após estas observações, percebemos que havia alguns sinais muito peculiares no espectro dinâmico de 10 minutos que obtivemos de Ross 128 (GJ 447), observado 13 de maio às 00:53:55 UTC. Os sinais consistiam em pulsos quase não periódicos de banda larga sem polarização com características de dispersão muito fortes. Acreditamos que os sinais não são interferências locais de radiofrequência (RFI), uma vez que são únicos para Ross 128 e as observações de outras estrelas imediatamente antes e depois não mostraram nada semelhante," descreveu Méndez.

Depois de ter percebido este sinal, cientistas do Observatório de Arecibo e astrônomos do Search for Extra-Terrestrial Intelligence (SETI) se uniram para realizar um estudo de acompanhamento da estrela. Isso foi efetuado no dia 16 de julho deste ano, utilizando a série Allen Telescope Array do SETI e o Green Bank Telescope do National Radio Astronomy Observatory (NRAO).

Eles também realizaram observações da estrela de Barnard naquele mesmo dia para ver se eles podiam notar comportamentos semelhantes provenientes deste sistema estelar. Isto foi feito em colaboração com o projeto Red Dots, uma campanha do European Southern Observatory (ESO), que também está comprometida em encontrar exoplanetas em torno de estrelas anãs vermelhas. Este programa é o sucessor da campanha Pale Red Dot também do ESO, que foi responsável por descobrir Proxima b no verão passado.

Foi observado com sucesso ontem, com a ajuda do SETI Berkeley e o Green Bank Telescope, um segundo sinal proveniente de Ross 128. Os dados destes observatórios estão sendo coletados e processados, e os resultados devem ser anunciados até o final da semana.

Enquanto isso, os cientistas apresentaram várias explicações possíveis sobre o que poderia estar causando o sinal. Existem três grandes possibilidades que os cientitas estão considerando: (1) emissões de Ross 128 semelhantes a erupções solares de Tipo II, (2) emissões de outro objeto no campo de visão de Ross 128, ou apenas (3) explosão de um satélite em órbita, que são rápidos para sair do campo de visão. Os sinais são provavelmente muito fracos para outros radiotelescópios do mundo e o FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope) está atualmente em calibração.

Infelizmente, cada uma destas possibilidades tem suas próprias desvantagens. No caso de um erupção solar de Tipo II, estas são conhecidas por frequências muito mais baixas, e a dispersão deste sinal parece ser incompatível com este tipo de atividade. No caso de possivelmente vir de outro objeto, nenhum objeto (planetas ou satélites) foi detectado dentro do campo de visão de Ross 128 até o momento, tornando isso improvável também.

Por isso, este sinal continua sendo um mistério, e outras observações são necessárias para esclarecer a natureza das emissões de rádio.

Fonte: Planetary Habitability Laboratory

Descoberta uma das mais brilhantes galáxias conhecidas

Graças a uma imagem ampliada produzida por uma lente gravitacional uma equipe de cientistas descobriu uma das galáxias mais brilhantes conhecidas da época em que o Universo tinha 20% da sua idade atual.

múltiplas imagens da galáxia descoberta, assinaladas pelas setas brancas

© Hubble (múltiplas imagens da galáxia descoberta, assinaladas pelas setas brancas)

De acordo com a teoria da Relatividade Geral de Einstein, quando um raio de luz passa perto de um objeto muito massivo, a gravidade do objeto atrai os fótons e desvia-os do seu percurso inicial. Este fenômeno, conhecido como lente gravitacional, é comparável ao produzido por lentes sobre raios de luz e atua como uma espécie de lupa, alterando o tamanho e intensidade da imagem aparente do objeto original.

Usando este efeito, a equipe de cientistas do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) liderada pelo pesquisador Anastasio Díaz-Sánches da Universidade Politécnica de Cartagena (UPT), descobriu uma galáxia muito distante, a cerca de 10 bilhões de anos-luz de distância, aproximadamente mil vezes mais brilhante do que a Via Láctea. É a mais brilhante das galáxias submilimétricas, assim chamadas devido à sua emissão muito forte no infravermelho distante. Para a medir, usaram o Gran Telescopio Canarias (GTC) do Observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma).

Devido à lente gravitacional produzida por um aglomerado de galáxias entre nós e a fonte, a galáxia aparenta ser 11 vezes maior e mais brilhante do que realmente é, e aparece em várias imagens num arco centrado na parte mais densa do aglomerado, conhecido como "Anel de Einstein". A vantagem deste tipo de ampliação é que não distorce as propriedades espectrais da luz, que podem ser estudadas para estes objetos muito distantes como se estivessem muito mais próximos.

Para encontrar esta galáxia foi realizada uma busca por todo o céu, combinando as bases de dados dos satélites WISE (NASA) e Planck (ESA) a fim de identificar as mais brilhantes galáxias submilimétricas.

A galáxia destaca-se por ter uma alta taxa de formação estelar. Está formando estrelas a um ritmo de 1.000 massas solares por ano, em comparação com a Via Láctea, que forma estrelas a um ritmo de aproximadamente duas massas solares por ano.

O fato de a galáxia ser tão brilhante, da sua luz estar ampliada gravitacionalmente e de existirem imagens múltiplas, permite examinar as suas propriedades internas, o que de outro modo não seria possível com galáxias tão distantes.

A descoberta foi publicada recentemente na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Buracos negros centrais em galáxias tardias

A imagem abaixo mostra 51 galáxias próximas de tipo tardio encontradas hospedando núcleos perto de seus centros em raios X.

galáxias próximas tardias hospedando núcleos em raios X

© Rui She (galáxias próximas tardias hospedando núcleos em raios X)

As imagens principais são no espectro visível e as inserções mostram imagens das mesmas galáxias em raios X obtidas pelo observatório espacial Chandra. As marcas em cruz identificam o núcleo no infravermelho próximo e óptico de cada galáxia, e as elipses em verde mostram as regiões da origem dos raios X.

Uma pesquisa recente liderada por Rui She (Universidade de Tsinghua, China) apresenta uma busca de buracos negros de baixa massa (<106 massas solares) focalizando os centros de galáxias próximas de baixa massa. Muitos dos 51 núcleos de raios X descobertos representam tais buracos negros escondidos. Os pesquisadores usaram as estatísticas desta amostra para estimar que pelo menos 21% das galáxias de tipo tardio hospedam buracos negros de baixa massa em seus centros.

Com base no arquivo de dados Chandra a partir de março de 2016, foram identificados 314 núcleos galácticos ativos candidatos em 719 galáxias localizadas mais próximas de 50 x 106 pc (parsec equivale a 3,086 x 1016 m), entre elas galáxias de tipo tardio (tipos Hubble Sc e posterior) que anteriormente foram classificadas a partir de observações ópticas contendo núcleos formadores de estrelas (HII).

Estas galáxias de tipo tardio compreendem uma amostra valiosa para procurar buracos negros centrais de baixa massa (aproximadamente 106 massas solares). Para a amostra como um todo, a dependência geral da fração de núcleos ativos em tipo galáctico e classificação espectral nuclear é consistente com resultados anteriores com base em levantamentos ópticos. Foram detectados 51 núcleos de raios X entre os núcleos 163 HII, e estima-se que, de forma muito conservadora, cerca de 74% deles com luminosidades acima de 1038 erg/s não são contaminados por binários de raios X; a fração aumenta para cerca de 92% para núcleos de raios X com uma luminosidade de 1039 erg/s ou superior. Isso permite estimar uma fração de ocupação do buraco negro depouco mais de 21% nestas galáxias de tipo tardio, muitas das quais sem presença de bojo.

Fonte: The Astrophysical Journal

Descoberto dois planetas flutuando livremente?

Um objeto grande e flutuante  anteriormente identificado como um análogo à Júpiter revela-se como sendo dois objetos. Este sistema é o binário de menor massa que já descoberto.

sistema binário de baixa massa

© Gemini Observatory/Jon Lomberg (sistema binário de baixa massa)

As anãs marrons representam a extremidade inferior do espectro de massa estelar, com massas muito baixas para fundir hidrogênio (tipicamente abaixo de 75 a 80 massas de Júpiter). Observar estes objetos proporciona uma oportunidade única de aprender sobre a evolução estelar e os modelos atmosféricos, mas para entender corretamente estas observações é necessário determinar as massas e as idades dos astros.

As anãs marrons esfriam continuamente à medida que envelhecem, o que cria uma degeneração observacional: anãs de diferentes massas e idades podem ter a mesma luminosidade, dificultando a inferir suas propriedades físicas das observações.

Este problema pode ser resolvido com uma medida independente das massas das anãs. Uma abordagem é encontrar anãs marrons que são membros de associações estelares próximas chamadas "grupos em movimento". As estrelas dentro da associação compartilham a mesma idade aproximada, então a idade de uma anã marrom pode ser estimada com base nas idades de outras estrelas do grupo.

Recentemente, uma equipe de cientistas liderada por William Best, da Universidade do Havaí, acompanhava este objeto: a anã 2MASS J11193254-1137466, possivelmente um membro da associação estelar TW Hydrae. Com a ajuda da poderosa óptica adaptativa no telescópio Keck II no Havaí, a equipe descobriu que este objeto semelhante a Júpiter eram dois objetos de fluxo igual orbitando um ao outro.

Para saber mais sobre este binário incomum, Best e colaboradores começaram usando propriedades observadas como a posição do céu, movimento apropriado e velocidade radial para estimar a probabilidade de que 2MASS J11193254-1137466AB seja membro da associação estelar TW Hydrae. A probabilidade encontrada foi de cerca de 80% de pertencer a este grupo.

Sob este pressuposto, os pesquiadores usaram a distância ao grupo, cerca de 160 anos-luz, para estimar que a separação do binário é de aproximadamente 3,9 UA. A participação assumida na associação estelar TW Hydrae também fornece a idade do binário: cerca de 10 milhões de anos. Isso permitiu estimar as massas e as temperaturas efetivas dos componentes a partir de luminosidades e modelos evolutivos.

A equipe descobriu que cada componente tem cerca de 3,7 massas de Júpiter, colocando-os na região difusa entre planetas e estrelas. Enquanto a União Astronômica Internacional  (IAU) considera que os objetos abaixo da massa mínima para fundir o deutério (cerca de 13 massas de Júpiter) são planetas, outras definições variam, dependendo de fatores como composição, temperatura e formação. Os pesquisadores descrevem o binário como constituído por dois objetos de massa planetária.

Independentemente da sua definição, 2MASS J11193254-1137466AB se qualifica como o binário de menor massa descoberto até à data. As massas individuais dos componentes também os colocam entre as anãs marrons de baixa massa que flutuam livremente. Portanto, este sistema será um ponto de referência crucial para testes de modelos evolutivos e atmosféricos para estrelas de baixa massa no futuro.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: American Astronomical Society

segunda-feira, 17 de julho de 2017

A nuvem molecular gigante W51

As nuvens moleculares gigantes são vastos objetos cósmicos, compostos principalmente por moléculas de hidrogênio e átomos de hélio, onde nascem novas estrelas e planetas. Estas nuvens podem conter mais massa do que um milhão de sóis e se estender em centenas de anos-luz.

nuvem molecular gigante W51

© NASA/JPL-Caltech/Chandra (nuvem molecular gigante W51)

A nuvem molecular gigante conhecida como W51 é uma das mais próximas da Terra, localizada a uma distância de aproximadamente 17 mil anos-luz. Devido à sua proximidade relativa, a W51 fornece aos astrônomos uma excelente oportunidade de estudar como as estrelas estão se formando na Via Láctea.

Uma nova imagem composta da W51 mostra este viveiro estelar, onde os raios X do obtidos pelo observatório Chandra são de cor azul. Com cerca de 20 horas de exposição através do Chandra, mais de 600 estrelas jovens foram detectadas como fontes de raios X semelhantes a pontos, e também foi observada uma emissão difusa de raios X a partir do gás interestelar com uma temperatura de um milhão de graus ou mais. A luz infravermelha observada com o telescópio espacial Spitzer da NASA aparece em laranja e amarelo esverdeado e evidenciando o gás frio e estrelas cercadas por discos de material gélido.

A W51 contém vários aglomerados de estrelas jovens. Os dados do Chandra mostram que as fontes de raios X são encontradas em pequenos grupos, com uma concentração de mais de 100 fontes no aglomerado central, chamado G49.5-0.4.

Embora a nuvem molecular gigante W51 preenche todo o campo de visão desta imagem, há grandes áreas em que o Chandra não detecta raios X difusos e de baixa energia a partir do gás interestelar quente. Presumivelmente, regiões densas de material muito frio deslocaram este gás quente ou bloquearam os raios X dele.

Uma das estrelas massivas do W51 é uma fonte brilhante de raios X que é cercada por uma concentração de fontes de raios X muito mais fracas. Isso sugere que as estrelas massivas podem se formar quase isoladamente, com apenas algumas estrelas de massa mais baixas do que o aglomerado completo com centenas de estrelas típicas.

Outro aglomerado jovem e massivo localizado perto do centro do W51 hospeda um sistema estelar que produz uma fração extraordinariamente grande dos raios X de energia mais alta detectada pelo Chandra. As teorias para a emissão de raios X de estrelas massivas únicas não podem explicar este mistério, então provavelmente requer a interação próxima de duas estrelas muito jovens e massivas. Esta radiação intensa deve mudar a química das moléculas que cercam o sistema estelar, apresentando um ambiente hostil para a formação de planetas.

Um artigo descrevendo estes resultados apareceu no The Astrophysical Journal Supplement Series.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Tributos de tempos mais úmidos em Marte

Um vale de um rio seco com numerosos afluentes é visto nesta imagem recente do Planeta Vermelho captada pela sonda Mars Express da ESA.

Libya Montes em Marte

© ESA/DLR (Libya Montes em Marte)

Esta parte da região conhecida como Libya Montes localiza-se no equador marciano perto da fronteira entre as terras altas do sul e as planícies do norte. Ela foi fotografada no dia 21 de Fevereiro de 2017 pela câmera estereográfica de alta resolução da sonda.

As montanhas da região de Libya Montes, uma das regiões mais antigas de Marte, foram soerguidas durante a formação da bacia de impacto Isidis com seus 1.200 km de largura a cerca de 3,9 bilhões de anos atrás. Esta bacia pode ser vista na porção norte da imagem.

Os aspectos observados cruzando toda a região indicam tanto rios que fluíram pela região como lagos e até mares que estavam ali presentes no início da história de Marte.

O proeminente canal fluvial que corre de sul para norte deve ter sido formado na região a cerca de 3,6 bilhões de anos atrás. Ele aparentemente origina-se de uma cratera de impacto na porção sul, surgindo da parede da cratera e fluindo para o norte, passando pelas montanhas da topografia local.

O vale é repleto de afluentes, apontando de forma geral para o relevo e correndo das regiões mais altas para as regiões mais baixas. A infiltração de água subterrânea também teve uma importante contribuição em moldar a forma do vale. Um canal similar serpenteia na parte inferior da imagem.

A mineralogia da região de Libya Montes é bem diversa, como foi revelado pela sonda. Minerais formados na presença de água e quimicamente alterados comprovam a atividade hidrotermal do passado e podem ser ligados com a formação da bacia de impacto Isidis. Por exemplo, o impacto pode ter mobilizado a água líquida derretendo o gelo de subsuperfície que consequentemente interagiu com as rochas vulcânicas antigas.

topograpia de Libya Montes

© ESA/DLR (topografia de Libya Montes)

Numerosas crateras em diferentes estágios de degradação marcam toda a cena, mostrando que a região possui uma longa história. Talvez, as crateras mais notáveis sejam as duas situadas lado a lado no centro, suas paredes parecem conectadas dando a elas a forma de um oito.

Outra cratera interessante pode ser vista na parte esquerda da imagem, imbricada com uma montanha. Inevitavelmente, seu anel colapsou no assoalho do vale adjacente. Mais para a esquerda podemos encontrar uma pequena cratera que foi impressa dentro de uma cratera maior e mais larga.

A rica diversidade de características geológicas da região mostra o quão dinâmico o planeta Marte era no passado e como ele mudou de um mundo com clima mais quente e úmido, que tinha água correndo livremente em sua superfície para um mundo árido e congelado como vemos hoje.

Fonte: ESA

sábado, 15 de julho de 2017

Estrelas escondidas podem fazer com que exoplanetas pareçam menores

Na busca por planetas parecidos com o nosso, um importante ponto de comparação é a densidade do planeta.

ilustração de um exoplaneta orbitando duas estrelas

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um exoplaneta orbitando duas estrelas)

Uma densidade baixa diz-nos que o planeta é provavelmente gasoso como Júpiter, e uma densidade alta está associada com planetas rochosos como a Terra. Mas um novo estudo sugere que alguns são menos densos do que se pensava anteriormente devido a uma segunda estrela escondida nos seus sistemas.

À medida que os telescópios olham fixamente para zonas particulares do céu, nem sempre conseguem diferenciar entre uma estrela e duas. Um sistema composto por duas estrelas em órbita íntima pode aparecer em imagens como um único ponto de luz, mesmo através de observatórios sofisticados como o telescópio espacial Kepler da NASA. Isto pode ter consequências importantes na determinação dos tamanhos dos planetas que orbitam apenas uma destas estrelas.

Sabe-se que alguns dos exoplanetas mais bem estudados orbitam estrelas individuais. Conhecemos o Kepler-186f, um exoplaneta do tamanho da Terra na zona habitável, que orbita uma estrela sem companheira. O TRAPPIST-1, a anã ultrafria que abriga sete planetas do tamanho da Terra, também não tem uma companheira. Isso significa que não existe uma segunda estrela para complicar as estimativas dos diâmetros dos planetas e, por conseguinte, as suas densidades.

Mas imagens recentes de alta resolução revelaram que outras estrelas têm uma companheira nas proximidades. O NExScI (NASA Exoplanet Science Institute) em combinação com outras investigações, confirmou que muitas das estrelas onde o Kepler encontrou planetas são estrelas duplas. Em alguns casos, os diâmetros dos planetas em órbita destas estrelas foram calculados sem levar em consideração a estrela companheira. Isto significa que as estimativas dos seus tamanhos devem ser menores, e as suas densidades mais elevadas, do que os valores verdadeiros.

Os estudos anteriores determinaram que aproximadamente metade de todas as estrelas semelhantes ao Sol, na nossa vizinhança estelar, têm uma companheira até 10.000 UA (uma UA, ou unidade astronômica, é equivalente à distância média entre o Sol e a Terra, cerca de 150 milhões de quilômetros). Com base nisto, cerca de 15% das estrelas no campo de visão do Kepler têm uma companheira brilhante e próxima, o que significa que os planetas ao redor destas estrelas podem ser menos densos do que se pensava anteriormente.

Quando um telescópio detecta um planeta passando em frente da sua estrela, um evento chamado trânsito, é possível medir a diminuição aparente no brilho estelar. A quantidade de luz bloqueada durante um trânsito depende do tamanho do planeta; quanto maior é, mais luz bloqueia e maior a queda de luz observada. Os cientistas usam esta informação para determinar o raio do planeta.

Caso existam duas estrelas no sistema, o telescópio mede a luz combinada de ambas as estrelas. Mas um planeta em órbita de apenas uma destas estrelas só provoca a diminuição de brilho numa delas. Portanto, se não soubermos da existência de uma segunda estrela, estamos subestimando o tamanho do planeta.

Por exemplo, caso um telescópio observe uma estrela que diminui 5% de brilho, os cientistas podem determinar o tamanho do planeta em trânsito relativamente a esta estrela. Mas se uma segunda estrela acrescenta luz, o planeta deverá ser maior para provocar a mesma quantidade de escurecimento.

Se o planeta orbita a estrela mais brilhante do binário, a maioria da luz no sistema vem desta estrela de qualquer maneira, de modo que a segunda estrela não terá um efeito tão grande no tamanho calculado do planeta. Mas se o planeta orbita a estrela mais tênue, a maior estrela primária contribui com mais luz para o sistema e a correção do raio calculado do planeta pode ser grande. Isto afetará a forma como se calcula a distância orbital do planeta, o que pode fazer com que este se situe, ou não, na zona habitável.

Se as estrelas têm aproximadamente o mesmo brilho, o "novo" raio do planeta é aproximadamente 40% maior caso se assumisse que a luz era proveniente de uma única estrela. Dado que a densidade é calculada usando, em parte, o raio ao cubo, isto significaria uma diminuição de densidade por um fator de quase 3. O impacto desta correção é mais importante para planetas pequenos porque significa que um planeta anteriormente considerado rochoso pode ser, na verdade, gasoso.

No novo estudo, os pesquisadores focaram-se em 50 planetas do campo de visão do observatório Kepler cujas massas e raios foram previamente estimados. Estes planetas orbitam todas estrelas com companheiras até cerca 1.700 UA. Para 43 destes 50 exoplanetas, as estimativas anteriores dos seus tamanhos não tiveram em conta a contribuição da luz de uma segunda estrela. Isto significa que é necessária uma revisão dos tamanhos relatados.

Na maioria dos casos, a alteração dos tamanhos dos planetas será pequena. Dados anteriores mostraram que 24 dos 50 planetas orbitam a maior e mais brilhante estrela do sistema. Além disso, foi determinado que 11 destes planetas seriam demasiado grandes para serem considerados planetas caso orbitassem a companheira mais tênue e pequena. Assim, para 35 dos 50 exoplanetas, os tamanhos publicados não mudarão substancialmente.

Mas para 15 dos planetas, os cientistas não conseguiram determinar se orbitam a estrela mais fraca ou a estrela mais brilhante do par. Para cinco dos 15, as estrelas em questão têm aproximadamente o mesmo brilho, e as suas densidades vão diminuir substancialmente, independentemente da estrela que orbitam.

Este efeito das estrelas companheiras é importante para caracterizar os planetas descobertos pelo Kepler, que encontrou milhares de exoplanetas. Também será importante para a futura missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, que procurará planetas pequenos em torno de estrelas próximas, brilhantes, pequenas e frias.

Os tamanhos e as densidades corretas dos planetas são fundamentais para as observações futuras de planetas de alto valor pelo telescópio espacial James Webb da NASA. O conhecimento de quais os planetas pequenos e rochosos vai ajudar na probabilidade de encontrar planetas do tamanho da Terra em outros cantos da Via Láctea.

O estudo será publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

sexta-feira, 14 de julho de 2017

A descoberta da menor estrela conhecida

A menor estrela conhecida foi descoberta por uma equipe de astrônomos liderados pela Universidade de Cambridge. Com um tamanho ligeiramente superior ao de Saturno, a atração gravitacional à sua superfície estelar é quase 300 vezes mais forte do que os humanos sentem na Terra.

ilustração da menor estrela conhecida comparada com outros astros

© A. Boetticher (ilustração da menor estrela conhecida comparada com outros astros)

A estrela é provavelmente tão pequena quanto as estrelas podem ser, pois tem apenas massa suficiente para permitir a fusão de núcleos de hidrogênio em hélio. Se fosse mais pequena, a pressão no centro da estrela já não seria suficiente para permitir a ocorrência deste processo. A fusão do hidrogênio é também o que impulsiona o Sol e os cientistas estão tentando replicar este processo como uma poderosa fonte de energia aqui na Terra.

Estas estrelas muito pequenas e fracas são também as melhores candidatas possíveis à detecção de planetas parecidos com a Terra que podem ter água líquida à superfície, como TRAPPIST-1, uma anã ultrafria rodeada por sete exoplanetas temperados do tamanho da Terra.

A estrela, chamada EBLM J0555-57Ab, está localizada a cerca de 600 anos-luz de distância da Terra. Faz parte de um sistema binário e foi identificada enquanto passava em frente da sua muito maior companheira, um método normalmente usado para detetar planetas, não estrelas.

A estrela EBLM J0555-57Ab foi identificada pelo WASP (Wide Angle Search for Planets), uma experiência de caça exoplanetária gerida pelas Universidades de Keele, Warwick, Leicester e St. Andrews. A EBLM J0555-57Ab foi detectada quando passava em frente, ou transitava, a sua maior estrela companheira, formando um sistema binário eclipsante. A estrela principal tornou-se mais tênue de forma periódica, a assinatura de um objeto em órbita. Graças a esta configuração especial, é possível medir com precisão a massa e o tamanho de quaisquer companheiras em órbita, neste caso uma estrela pequena. A massa da EBLM J0555-57Ab foi determinada graças ao método Doppler (oscilação ou velocidade radial), usando dados do espectrógrafo CORALIE.

Esta estrela recentemente medida tem uma massa comparável à estimativa atual para TRAPPIST-1, mas tem um raio quase 30% menor.

Embora sejam as estrelas mais numerosas do Universo, as estrelas com menos de 20% do tamanho e da massa do Sol são ainda pouco compreendidas, uma vez que são difíceis de serem detectadas devido ao seu pequeno tamanho e baixo brilho. O projeto EBLM (Eclipsing Binaries Low Mass), que identificou a estrela deste estudo, visa eliminar esse lapso no conhecimento.

Os detalhes da descoberta serão publicados na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: University of Cambridge

Uma pequena galáxia vista de perto

As grandes galáxias espirais muitas vezes parecem ter toda a glória.

NGC 4449

© Hubble/Domingo P. Galvan/ Raul V. Fraile (NGC 4449)

Os jovens aglomerados de estrelas azuis e regiões formadoras de estrelas rosadas ao longo de braços espirais são garantidos para atrair a atenção. Mas pequenas galáxias irregulares também formam estrelas, como a NGC 4449, localizada cerca de 12 milhões de anos-luz de distância da Terra. Com menos de 20 mil anos-luz de diãmetro a NGC 4449 é de tamanho semelhante e, muitas vezes, comparado com a galáxia satélite da Via Láctea, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC).

O extraordinário telescópio espacial Hubble obteve uma visão de perto desta galáxia bem estudada, cuja imagem foi reprocessada para destacar o brilho avermelhado revelador do gás hidrogênio. O resplendor traça as regiões de formação de estrelas generalizadas da NGC 4449, algumas até maiores que as da LMC, com enormes arcos interestelares e bolhas sopradas por estrelas massivas de curta duração.

A NGC 4449 é um membro de um grupo de galáxias encontradas na constelação Canes Venatici. Ela também mantém a distinção de ser a primeira galáxia anã com um fluxo estelar de maré identificado.

Fonte: NASA

Sonda Juno fotografa a Grande Mancha Vermelha de Júpiter

As imagens da Grande Mancha Vermelha de Júpiter revelam um emaranhado de nuvens escuras que se abrem através de uma enorme oval carmesim.

Grande Mancha Vermelha de Júpiter

© Juno/Gerald Eichstädt (Grande Mancha Vermelha de Júpiter)

A câmara JunoCam a bordo da nave Juno da NASA captou imagens da característica mais icônica do maior planeta do Sistema Solar durante o seu voo rasante de dia 11 de julho.

Medindo 16.350 quilômetros de largura (valor de 3 de abril de 2017), a Grande Mancha Vermelha de Júpiter é 1,3 vezes maior que a Terra. A tempestade é acompanhada desde 1830 e possivelmente existe há mais de 350 anos. Nos tempos modernos, a Grande Mancha Vermelha parece estar encolhendo.

Todos os instrumentos científicos da Juno e a JunoCam estavam operando durante a passagem rasante, recolhendo dados que estão agora sendo transmitidos para a Terra. O próximo voo rasante por Júpiter será no dia 1 de setembro.

A Juno alcançou o perijove (o ponto orbital mais próximo do centro de Júpiter) às 22:55 (UTC−3) de dia 10 de julho. Neste momento, a Juno encontrava-se a cerca de 3.500 km por cima do topo das nuvens do planeta. Onze minutos e 33 segundos mais tarde, a Juno havia coberto 39.771 quilômetros e passava diretamente por cima do topo das arredondadas nuvens carmesim da Grande Mancha Vermelha. A nave passou 9.000 quilômetros por cima das nuvens.

A Juno foi lançada no dia 5 de agosto de 2011 a partir de Cabo Canaveral, Flórida, EUA. Durante a sua missão de exploração, a Juno viaja perto do topo das nuvens do planeta, até um mínimo de 3.400 quilômetros. Durante estes voos rasantes, a Juno estuda o interior de Júpiter e as suas auroras para aprender mais sobre as origens, estrutura, atmosfera e magnetosfera do planeta.

Os primeiros resultados científicos da missão Juno retratam Júpiter como um mundo turbulento, com uma estrutura interior intrigantemente complexa, uma energética aurora polar e grandes ciclones polares. Com os dados da Voyager, Galileo, New Horizons, Hubble e agora da Juno, temos uma melhor compreensão da composição e evolução Grande Mancha Vermelha de Júpiter.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

quinta-feira, 13 de julho de 2017

Encontrada mancha gigantesca no Sol

Uma mancha gigantesca foi encontrada na superfície do Sol.

Sol hoje

© NASA/Goddard Space Flight Center/SDO (Sol hoje)

As imagens foram efetuadas pela sonda Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA entre 5 e 11 de julho.

A mancha, denominada Região Ativa 12665, é a primeira a surgir na parte visível do Sol, que foi encontrada nos últimos dias. Durante a redução da atividade solar, tais fenômenos são mais raros do que no período quando a atividade solar se encontra a um nível estável. Há uma possibilidade do surgimento de explosão solar, mas é muito cedo para prevê-la.

A atividade solar é definida pelo número de manchas e explosões na superfície do Sol, bem como pelas mudanças do campo magnético do astro. No período do ciclo solar, que é de aproximadamente 11 anos, ocorrem tempestades geomagnéticas fortes e frequentes, que afetam componentes eletrônicos e a vida aqui na Terra.

mancha solar

© NASA/Goddard Space Flight Center/SDO (mancha solar)

Esta mancha solar na face do Sol parece ser pequena, mas o tamanho relativo do seu núcleo escuro é realmente maior do que a Terra.

Fonte: NASA

quarta-feira, 12 de julho de 2017

Messier 63: A Galáxia do Girassol

Uma brilhante galáxia espiral do céu boreal, a Messier 63 (M63) está localizada a cerca de 25 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação Canes Venatici.

M63

© Hubble/Subaru (M63)

A M63, também catalogada como NGC 5055, esta majestosa ilha do Universo possui aproximadamente 100 mil anos-luz de diâmetro. Ela tem quase o tamanho da da Via Láctea. Conhecida pelo apelido popular, a Galáxia do Girassol, a M63 apresenta um núcleo amarelado brilhante, evidenciado nesta imagem composta de telescópios espaciais e terrestres.

Seus braços espirais azuis com faixas de poeira cósmica e pontilhadas com regiões de formação estelar que aparecem de cor rosada. membro dominante do conhecido aglomerado de galáxias, o Grupo M101, a M63 apresenta aspectos apagados e prolongados que provavelmente são fluxos de estrelas de galáxias satélites gravitacionalmente rompidas. A M63 brilha em todo o espectro eletromagnético, e possivelmente está ocorrendo eventos de intensa formação de estrelas.

Fonte: NASA

terça-feira, 11 de julho de 2017

A zona da morte de Marte

A descoberta de compostos encontrados no solo marciano mostra que eles são transformados em bactericidas tóxicos pela luz ultravioleta que banha o planeta, efetivamente esterilizando as camadas superiores da paisagem.

superfície de Marte sujeita à radiação ultravioleta

© NASA/Mars Reconnaissance Orbiter (superfície de Marte sujeita à radiação ultravioleta)

Isto tem implicações abrangentes para a caça à vida alienígena e sugere que as missões têm que cavar profundamente no subsolo para encontrar a vida passada ou presente se ela existir. O ambiente mais hospitaleiro pode situar-se a dois ou três metros abaixo da superfície, onde o solo e os organismos são protegidos da radiação intensa.

"Nestas profundezas, é possível que a vida marciana possa sobreviver," disse Jennifer Wadsworth, uma astrobiologista de pós-graduação da Universidade de Edimburgo. Sua pesquisa foi inspirada pela descoberta de oxidantes poderosos conhecidos como percloratos no solo marciano durante os testes realizados pelas missões Viking Lander da NASA há 40 anos, e confirmado recentemente pelo Phoenix Lander e Mars Rover, Curiosity. Em 2015, o Mars Reconnaissance Orbiter detectou espectroscopicamente sinais de sais hidratados de NaClO4, Mg(ClO4)2 e Mg(ClO3)2 em locais que pareciam ser perfis de salmoura que infiltraram nas fossas e paredes de crateras marcianas. Esta pode ser a primeira evidência direta de água líquida fluida contendo sais hidratados em Marte.

Os cientistas da NASA teorizaram que as bactérias alienígenas poderiam potencialmente usar os percloratos como uma fonte de energia, o que implica que as marcas visíveis na superfície de Marte eram algumas das melhores apostas para lugares para procurar a vida microbiana.

Wadsworth e Charles S. Cockell, também da Universidade de Edimburgo, analisaram a forma como uma bactéria do solo ocorreu quando foi misturada com percloratos e depois submetida a raios ultravioletas (UV) semelhantes aos de Marte. Dois outros componentes da superfície marciana foram adicionados, óxidos de ferro e peróxido de hidrogênio, e o resultado foi a morte celular rápida.

Estes dados mostram que os efeitos combinados de pelo menos três componentes da superfície marciana, ativados pela fotoquímica superficial, tornam a superfície atual mais inabitável do que se pensava anteriormente, e demonstram a baixa probabilidade de sobrevivência de contaminantes biológicos realizados por missões de exploração.

O novo estudo foi um grande avanço na compreensão das ramificações de encontrar altos níveis de perclorato em Marte," disse Chris McKay, cientista planetário Ames Research Center da NASA, na Califórnia. Todos os micróbios terrestres enviados para Marte serão rapidamente destruídos na superfície, aliviando as preocupações de contaminar um planeta potencialmente habitado. Isso deve reduzir muito as preocupações de proteção planetária, bem como quaisquer preocupações sobre a infecção de astronautas. Mas a má notícia é que isso significa que temos que cavar bastante profundidade para alcançar um registro biológico do início da vida que não é completamente destruído pelos percloratos reativos ativados por raios UV.

Os pesquisadores examinaram o que aconteceu com Bacillus subtilis, uma bactéria comum do solo e um contaminante terrestre encontrado em sondas espaciais, quando foi misturado com perclorato de magnésio e irradiado com raios ultravioletas semelhantes aos testemunhados em Marte. Foi descoberto que as bactérias foram destruídos duas vezes mais rápido quando o perclorato estava presente. Outros percloratos encontrados em Marte tiveram um efeito bactericida semelhante.

As experiências foram conduzidas sob uma fonte de radiação UV monocromática a 254 nm. Marte é submetido a radiação UVC (200-280 nm) devido à falta de uma concentração significante de oxigênio ou escudo de ozônio e redução causada pelo CO2. O fluxo de radiação de 254 nm escolhido é semelhante ao fluxo absoluto de radiação entre 200 e 315 nm (radiação UVC e UVB), a região mais prejudicial do espectro de radiação UV para o DNA.

Outros testes descobriram que os raios UV quebraram o perclorato em outros produtos químicos, tais como o hipoclorito e o clorito, e é isso que parece ser tão destrutivo para as bactérias. As condições inóspitas em Marte são causadas por um "coquetel tóxico de oxidantes, óxidos de ferro, percloratos e irradiação UV".

O resultado final dos achados significa que as marcas úmidas na superfície marciana podem não ser pontos privilegiados para encontrar micróbios alienígenas. Estes remendos salgados provavelmente abririam percloratos, tornando as estrias ainda mais tóxicas do que o solo circundante.

"Isto, combinado com o ambiente de radiação de partículas solar e galáctica na superfície marciana, torna ainda mais importante a amostra sob a superfície na busca de biomarcadores," disse Andrew Coates, cientista planetário da University College London (UCL) que lidera a equipe da câmera panorâmica ExoMars.

O ExoMars irá perfurar para analisar amostras de até 2m abaixo da superfície, livrando do ultravioleta nocivo; um metro afstará dos oxidantes, como percloratos, e 1,5m afastará da radiação ionizante do Sol e da Galáxia.

Fonte: Nature

O aglomerado estelar ω Centauri em HDR

Contemple a maior bola de estrelas em nossa galáxia.

Omega Centauri

© Mike O'Day (Omega Centauri)

O Omega Centauri (ω Centauri) é constituído com cerca de 10 milhões de estrelas, muito mais velhas que o nosso Sol e acondicionadas dentro de um volume de apenas cerca de 150 anos-luz de diâmetro.

Este aglomerado de estrelas, foi descoberto por Edmond Halley em 1677, sendo o maior e mais brilhante de 200 aglomerados globulares conhecidos que percorrem o halo da Via Láctea.

Embora a maioria dos aglomerados estelares consistam de estrelas com a mesma idade e composição, o enigmático Omega Centauri exibe a presença de diferentes populações estelares com uma disseminação de idades e abundâncias químicas.

De fato, o Omega Centauri pode ser o núcleo remanescente de uma pequena galáxia que se fundindo com a Via Láctea. A imagem em destaque mostra muitas estrelas porque acumulou exposições diferentes com técnicas de grande alcance dinâmico (em inglês, High Dynamic Range, ou HDR). O Omega Centauri, também conhecido como NGC 5139, fica a cerca de 15 mil anos-luz de distância em direção à constelação de Centaurus.

Fonte: NASA

O anel interno da galáxia espiral NGC 1512

O que está acontecendo ao redor do centro desta galáxia espiral?

NGC 1512

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 1512)

Vista totalmente, a NGC 1512 parece ser uma galáxia espiral barrada, um tipo de galáxia espiral que tem uma barra de estrelas direta em seu centro. Esta barra cruza um anel externo, apesar deste anel não visível nesta região retratada.

A imagem acima foi realizada pelo telescópio espacial Hubble mostrando o anel interno que envolve o núcleo da espiral. Os dois anéis estão conectados não apenas por uma barra de estrelas brilhantes, mas também por trilhas de poeira escuras.

Dentro deste anel interno, a poeira continua seu trajeto em espiral diretamente para o centro, possivelmente onde está localizado um grande buraco negro. Os anéis são brilhantes com estrelas recém-formadas que podem ter sido desencadeadas pela colisão da NGC 1512 com sua vizinha galáctica, a NGC 1510.

Fonte: NASA

segunda-feira, 10 de julho de 2017

Uma galáxia semelhante à Via Lactea

Descoberto pelo astrônomo britânico William Herschel há mais de 200 anos, a NGC 2500 fica a cerca de 30 milhões de anos-luz na constelação de Lynx.

NGC 2500

© Hubble (NGC 2500)

Como mostra esta imagem do telescópio espacial Hubble, a NGC 2500 é um tipo particular de galáxia espiral conhecida como espiral barrada, seus braços se espalham por um núcleo brilhante e alongado.

As espirais barradas são realmente mais comuns do que se pensava. Cerca de dois terços de todas as galáxias espirais, incluindo a Via Láctea, exibem estas barras cortando seus centros. Estas estruturas cósmicas atuam como viveiros brilhantes de estrelas recém-nascidas e afunilam material para o núcleo ativo da galáxia. A NGC 2500 ainda está formando ativamente novas estrelas, embora este processo pareça ocorrer de forma muito desigual. A metade superior da galáxia, onde os braços espirais são ligeiramente melhor definidos, hospeda muitas regiões formadoras de estrelas do que a metade inferior, conforme indicado pelos pontos brilhantes de luz.

Existe outra semelhança entre a NGC 2500 e nossa Galaxia. Juntamente com Andrômeda, a galáxia do Triângulo e muitas galáxias satélites menores, a Via Láctea faz parte do Grupo Local de galáxias, um aglomerado com mais de 50 galáxias unidas pela gravidade. A NGC 2500 forma um grupo similar com algumas de suas vizinhas, incluindo a NGC 2541, a NGC 2552, a NGC 2537, e a brilhante NGC 2481, conhecido coletivamente como o Grupo NGC 2841.

Fonte: ESA

Estrelas escapando da Via Láctea

Em 2013, a Agência Espacial Europeia (ESA) lançou a sonda espacial Gaia. Como sucessor da missão Hipparcos, este observatório espacial passou os últimos três anos e meio reunindo dados sobre o cosmos.

ilustração de uma estrela hiperveloz escapando da Via Láctea

© NASA (ilustração de uma estrela hiperveloz escapando da Via Láctea)

Antes de se retirar em algum momento no próximo ano (embora a missão possa ser estendida), esta informação será usada para construir o maior e mais preciso mapa 3D astronômico já criado (O mapa de bilhões de estrelas sugere um tesouro vindouro).

Ao estudar o cosmos, a Gaia também revelou algumas coisas muito interessantes ao longo do caminho. Por exemplo, depois de examinar o catálogo Gaia com uma rede neural artificial especialmente concebida, uma equipe de pesquisadores europeus recentemente detectou seis novas estrelas hipervelozes na Via Láctea. E uma destas estrelas está se movendo tão rápido que pode eventualmente deixar nossa galáxia.

Este estudo foi apresentado no final do mês passado na Semana Europeia de Astronomia e Ciências Espaciais, que foi realizado de 26 de junho a 30 de junho em Praga, República Tcheca.

As estrelas hipervelozes são objetos raros e fascinantes. Enquanto todas as estrelas da Via Láctea estão em constante movimento, orbitando em torno do centro da nossa galáxia, algumas são aceleradas a velocidades de até centenas de quilômetros por segundo. No passado, os astrônomos deduziram que estas estrelas em rápido movimento são o resultado de um encontro estelar próximo ou uma explosão de supernova de uma companheira estelar.

E um pouco mais de uma década atrás, os astrônomos tomaram consciência de uma nova classe de estrelas de alta velocidade que se acredita terem sido aceleradas a partir de interações passadas com o buraco negro supermassivo (Sagittarius A*) que fica no centro da nossa galáxia. Estas estrelas são extremamente importantes para o estudo da estrutura geral da Via Láctea, pois são indicativos dos tipos de eventos e forças que moldaram sua história.

"Estas são estrelas que viajaram grandes distâncias através da Galáxia, mas podem ser rastreadas até o seu núcleo, uma área tão densa e obscurecida pelo gás e poeira interestelar que normalmente é muito difícil de ser observado, fornecendo informações cruciais sobre o campo gravitacional da Via Láctea do centro até os arredores," disse Elena Maria Rossi, da Universidade de Leiden na Holanda.

Encontrar estas estrelas não é uma tarefa fácil, principalmente porque sua velocidade torna extremamente difícil detectá-las no vasto e cheio disco da Via Láctea. Como resultado, os cientistas procuraram estrelas jovens e massivas (2,5 a 4 massas solares) na antiga população estelar da Galáxia. Basicamente, suas idades jovens e massas altas são indícios de que elas não podem ter se originado lá.

Combinado com as medidas de suas velocidades anteriores e trajetórias, este método confirmou a existência de estrelas hipervelozes no passado. No entanto, apenas 20 estrelas hipervelozes foram vistas até agora, e todas elas eram jovens e massivas. Acredita-se que muitas outras estrelas de outras idades e massas também estão sendo aceleradas através da Via Láctea, mas não foram anteriormente identificá-las.

Além de um mapa com as posições de mais de um bilhão de estrelas, este primeiro lançamento de dados incluiu um catálogo menor com distâncias e movimentos para dois milhões de estrelas. Este catálogo conhecido como a Tycho-Gaia Astrometric Solution (TGAS) combinou dados do primeiro ano da missão Gaia com dados da missão Hipparcos.

A equipe examinou 80 destas estrelas mais detalhadamente e comparou as informações sobre seus movimentos com dados de outros catálogos. Finalmente foram encontradas seis estrelas que pareciam estar se movendo mais rápido que 360 ​​km/s. Uma parecia ser superior a 500 km/s, o que significa que não está mais vinculada pela gravidade da Via Láctea e acabará por deixá-la completamente.

Mas talvez o único aspecto significativo desta descoberta seja o fato destas estrelas não serem particularmente massivas como as 20 anteriores que haviam sido descobertas e eram comparáveis ​​em massa ao nosso Sol. Além disso, as 5 estrelas mais lentas provavelmente se tornarão um ponto focal de estudo, já que os cientistas estão ansiosos para determinar o que as desacelerou. Uma possível explicação é que a interação com a matéria escura da galáxia pode ter sido responsável.

A equipe está atualizando seu programa para lidar com o conjunto de dados muito maior, que está programado para ser lançado em abril de 2018. Este catálogo incluirá distância e movimentos para mais de um bilhão de estrelas, bem como velocidades para um subconjunto específico. Com isso, a equipe pode achar estrelas hipervelozes que estão sendo evadidas da Via Láctea são muito mais comuns do que se pensava anteriormente.

O estudo foi recentemente publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Universe Today

domingo, 9 de julho de 2017

As anãs marrons são tão abundantes quanto as demais estrelas

Parece que, para cada estrela que acende, pode haver uma estrela fracassada.

RCW 38 e estrelas anãs marrons

© U. York (RCW 38 e estrelas anãs marrons)

Você pode detectar as anãs marrons? Esta imagem da RCW 38, que é uma região formadora de estrelas, mostra várias anãs marrons candidatas encontradas em um estudo recente, o que sugere que pode haver tantas estrelas fracassadas quanto as de sucesso na Via Láctea.

Este estudo de pesquisadores internacionais, incluindo cientistas da Universidade de York, descobriu que a Via Láctea pode abrigar 100 bilhões de anãs marrons, o que corresponde à contagem projetada de 100 bilhões de estrelas em nossa galáxia.

Uma anã marrom é uma chamada estrela fracassada porque nunca se acende de forma a fundir hidrogênio em hélio, o que cria os motores quentes e brilhantes que conhecemos como estrelas. Em vez disso, anãs marrons fundem o hidrogênio em isótopos mais pesados ​​como o deutério. Elas geralmente são objetos gasosos de cerca de 13 massas de Júpiter ou acima, e formam-se como estrelas em vez de planetas. Nota-se que a maioria dos planetas começa como um corpo rochoso antes de reunir envelopes de gás.

Os pesquisadores realizaram uma extensa pesquisa no RCW 38, um aglomerado de formação de estrelas ultradenso localizado a cerca de 5.500 anos-luz de distância. A maioria das estrelas que se formam na região vivem rapidamente, ganham massa e morrem jovens em uma explosão de supernova. Mas dentro do aglomerado, os pesquisadores encontraram a mesma proporção de anãs marrons que em outros cinco aglomerados inspecionados em 2006, muitos sem as mesmas condições extremas que o RCW 38. Em outras palavras, parece haver uma distribuição bastante uniforme de anãs marrons através da galáxia, independentemente do meio circundante.

A mínima estimativa é que existem 25 bilhões de anãs marrons na galáxia. Mas porque as anãs marrons são difíceis de serem detectadas, onde algumas são frígidas e não emitem nada, este número pode ser maior. O terceiro sistema estelar mais próximo da Terra, Luhman 16, é composto por duas anãs marrons. Apesar de estarem a apenas 6,5 anos-luz de distância, o par não havia sido descoberto até 2013. De fato, das 40 estrelas mais próximas, 15 são anãs marrons e todas, exceto uma, foram descobertas neste século.

Estudos adicionais de anãs marrons e estrelas de baixa massa poderiam ajudar a determinar o que faz com que algumas estrelas prosperem e outras falhem.

Um artigo sobre o estudo do aglomerado estelar RCW 38 foi submetido ao periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Astronomy

sábado, 8 de julho de 2017

O instrumento SPHERE do ESO descobre um exoplaneta único

A procura de exoplanetas é uma das mais desafiantes e excitantes áreas da astronomia atual.

exoplaneta HIP 65426b

© ESO/SPHERE (exoplaneta HIP 65426b)

O exoplaneta HIP 65426b foi descoberto recentemente com o auxílio do instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument) montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. Situado a cerca de 385 anos-luz de distância, o HIP 65426b é o primeiro exoplaneta descoberto pelo SPHERE, revelando-se adicionalmente particularmente interessante. Uma anterior nota (Um surpreendente planeta com três sóis) relatou uma observação do SPHERE interpretada como sendo um planeta. No entanto, esta interpretação acabou por ser questionada e por isso o HIP 65426b é atualmente a primeira detecção confiável de um exoplaneta obtida por este instrumento.

O planeta é quente (com temperaturas entre 1.000 e 1.400 graus Celsius) e tem entre seis e doze vezes a massa de Júpiter. Parece ter uma atmosfera muito poeirenta repleta de nuvens espessas e orbita uma estrela jovem e quente que gira surpreendentemente depressa.

Invulgarmente, dada a sua idade, a estrela não parece estar rodeada por um disco de restos, sendo que a ausência de tal disco levanta várias questões sobre como é que o planeta se formou. Assim sendo, o planeta pode-se ter formado num disco de gás e poeira que, quando dissipou rapidamente, interagiu com outros planetas tendo-se deslocado para uma órbita mais distante, local onde o observamos atualmente. Alternativamente, a estrela e o planeta podem-se ter formado ao mesmo tempo como um sistema binário onde, a componente de maior massa impediu a sua companheira de acumular matéria suficiente para se tornar uma estrela. A descoberta deste planeta fornece a oportunidade de estudar a composição e localização das nuvens na sua atmosfera e testar teorias de formação, evolução e física dos exoplanetas.

O SPHERE é um poderoso descobridor de planetas instalado no VLT. O seu objetivo científico é detectar e estudar novos exoplanetas gigantes situados em órbita de estrelas próximas pelo método de imagens diretas. Este método pretende captar diretamente imagens de exoplanetas e discos de restos em torno de estrelas, tal como se se tirasse uma fotografia, o que é bastante difícil já que a luz da estrela é tão forte que a tênue luz refletida pelos planetas em órbita é ofuscada pela luz estelar. No entanto, o SPHERE foi inteligentemente concebido para ultrapassar este obstáculo, procurando especificamente a radiação polarizada refletida pela superfície do planeta.

Na sua busca de exoplanetas pelo Universo, os astrônomos têm à sua disposição várias ferramentas. Muitos métodos de detecção de planetas são indiretos, ou seja, através da detecção de uma pequena diminuição no brilho de uma estrela quando um planeta transita em frente do seu disco ou a medição da minúscula variação no movimento da estrela causada pela atração gravitacional de planetas em sua órbita. No entanto, existe um método mais direto de detectar um exoplaneta: obter uma imagem do planeta.

Esta imagem foi captada no âmbito do programa de rastreio SHINE (SpHere INfrared survey for Exoplanets), o qual pretende obter imagens de 600 estrelas jovens próximas, no infravermelho próximo, utilizando o alto contraste e a elevada resolução angular do SPHERE para descobrir e caracterizar novos sistemas planetários e explorar a sua formação.

Fonte: ESO