Safiras e rubis no céu

Pesquisadores das Universidades de Zurique e Cambridge descobriram uma nova e exótica classe de planetas localizados além do nosso Sistema Solar.

© Thibaut Roger (ilustração da super-Terra 55 Cancri e)

Estas super-Terras foram formadas a altas temperaturas, perto da sua estrela hospedeira, e contêm grandes quantidades de cálcio, alumínio e seus óxidos, incluindo safira e rubi.

A vinte e um anos-luz de distância, na direção da constelação de Cassiopeia, um planeta com o nome HD 219134 b orbita a sua estrela com um ano correspondente a apenas três dias terrestres. Com uma massa quase cinco vezes superior à da Terra, pertence à classe de objetos conhecidos como super-Terras. No entanto, ao contrário do nosso planeta, é muito provável que não tenha um núcleo massivo de ferro, mas que ao invés seja rico em cálcio e alumínio. "Talvez resplandeça de vermelho para azul como rubis e safiras, porque essas pedras preciosas são óxidos de alumínio, comuns no exoplaneta," afirma Caroline Dorn, astrofísica do Instituto de Ciência Computacional da Universidade de Zurique. O HD 219134 b é um dos três candidatos que provavelmente pertencerão a uma nova e exótica classe de exoplanetas.

Os cientistas usaram modelos teóricos para estudar a formação de planetas e para comparar os seus resultados com dados das observações. Sabe-se que durante a sua formação, estrelas como o Sol estão rodeadas por um disco de gás e poeira a partir do qual nascem os planetas. Os planetas rochosos como a Terra formam-se a partir de corpos sólidos que "sobram" quando o disco protoplanetário de gás é dispersado. Esses blocos de construção condensam-se no gás enquanto o disco arrefece. "Normalmente, estes blocos de construção são formados em regiões onde elementos que formam rochas, como ferro, magnésio e silício, se condensam," explica Dorn. Os planetas resultantes têm uma composição semelhante à da Terra com um núcleo de ferro. A maioria das super-Terras conhecidas até agora nasceram em regiões deste gênero.

Mas também existem regiões perto da estrela onde as temperaturas são muito mais altas. Muitos elementos ainda estão no estado gasoso e os blocos de construção planetária têm uma composição completamente diferente. Com os seus modelos, a equipe calculou o aspeto de um planeta formado numa região tão quente. Descobriram que o cálcio e o alumínio são os principais constituintes, juntamente com o magnésio e o silício, e que quase não existe ferro.

"É por isso que planetas do gênero não podem ter um campo magnético como a Terra," explica Dorn. E uma vez que a estrutura interna é tão diferente, as suas atmosferas e o seu comportamento no que toca ao arrefecimento também diferem daquelas super-Terras normais. Portanto, a equipe fala de uma nova e exótica classe de super-Terras formadas a partir de concentrações de matéria em alta temperatura.

Nos cálculos efetuados pelos astrônomos foi descoberto que esses planetas têm densidades 10 a 20% menores que a da Terra.

Foi também analisado outros exoplanetas com densidades similarmente baixas. Por exemplo, uma atmosfera espessa pode levar a uma densidade geral menor. Mas dois dos exoplanetas estudados, 55 Cancri e e WASP-47 e, orbitam a sua estrela tão perto que a sua temperatura à superfície é de quase 3.000 graus e teriam perdido esse invólucro gasoso há muito tempo.

À primeira vista, a densidade mais baixa também pode ser explicada por oceanos profundos. Mas um segundo planeta em órbita da estrela, um pouco mais distante, torna este cenário improvável. Uma comparação entre os dois objetos mostra que o planeta interior não pode conter mais água ou gás do que o exterior. Ainda não está claro se os oceanos de magma podem contribuir para a densidade mais baixa.

"Encontrámos assim três candidatos que pertencem a uma nova classe de super-Terras com esta composição exótica," resume a astrofísica. Os pesquisadores também corrigiram uma imagem anterior da super-Terra 55 Cancri e, que fez manchetes em 2012 como o "diamante no céu". Os cientistas tinham assumido previamente que o planeta consistia na maioria de carbono, mas tiveram que descartar esta teoria com base em observações subsequentes. "Estamos transformando o suposto planeta de diamante num planeta de safiras," termina Dorn.

A pesquisa foi divulgada na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Zurich

Saturno poderá ficar sem anéis daqui a 100 milhões de anos

Uma nova pesquisa da NASA confirma que Saturno está perdendo os seus icônicos anéis ao ritmo máximo estimado por observações feitas pelas Voyager 1 e 2 há décadas atrás. Os anéis estão sendo puxados pela gravidade de Saturno como uma chuva poeirenta de partículas de gelo sob a influência do campo magnético de Saturno.

© NASA/Cassini/James O'Donoghue (ilustração do aspeto de Saturno perdendo seus anéis)

"Estimamos que esta 'chuva do anel' drene o equivalente a uma piscina olímpica a cada meia-hora," disse James O'Donoghue, do Goddard Space Flight Center da NASA. "Só a partir desta drenagem, a totalidade do sistema de anéis terá desaparecido em 300 milhões de anos mas, a acrescentar a queda de material anular medida pela sonda Cassini, no equador de Saturno, os anéis têm menos de 100 milhões de anos de existência. É um espaço de tempo relativamente curto, em comparação com os mais de 4 bilhões de anos de Saturno."

Os cientistas há muito que se perguntam se Saturno foi formado com os anéis ou se o planeta os adquiriu mais tarde na sua vida. A nova pesquisa favorece o último cenário, indicando que é improvável que tenham mais de 100 milhões de anos, já que levaria este tempo para o anel-C se tornar o que é hoje supondo que já tenha sido tão denso quanto o anel-B.

Foram propostas várias teorias para a origem dos anéis. Caso o planeta os tenha obtido mais tarde na sua vida, podem então ter sido formados quando pequenas luas geladas, em órbita de Saturno, colidiram umas com as outras, talvez porque as suas órbitas foram perturbadas por uma atração gravitacional de um asteroide ou por um cometa passageiro.

Os primeiros indícios da existência da chuva do anel vieram de observações das Voyager, mas de fenômenos aparentemente não relacionados: variações peculiares na atmosfera superior eletricamente carregada (ionosfera), variações na densidade dos anéis e um trio de faixas escuras estreitas que rodeiam o planeta a latitudes médias norte. Estas bandas escuras apareceram em imagens da nublada atmosfera superior de Saturno (estratosfera) obtidas pela missão Voyager 2 da NASA em 1981.

Em 1986, Jack Connerney (Goddard Space Flight Center) publicou um artigo na revista Geophysical Research Letters que relacionava essas bandas escuras com a forma do enorme campo magnético de Saturno, propondo que partículas de gelo dos anéis de Saturno, eletricamente carregadas, fluíam por linhas invisíveis do campo magnético, despejando água na atmosfera superior de Saturno, onde estas linhas emergiam do planeta. O influxo de água dos anéis, aparecendo a latitudes específicas, fez desaparecer a neblina estratosférica, fazendo-a parecer escura em luz refletida, produzindo as bandas escuras captadas nas imagens da Voyager.

Os anéis de Saturno são na maior parte pedaços de água gelada com tamanhos variados, desde grãos microscópicos de poeira até pedregulhos com vários metros de diâmetro. As partículas dos anéis estão capturadas num ato de equilíbrio entre a força da gravidade de Saturno, que quer atraí-las de volta ao planeta, e a sua velocidade orbital, que quer lançá-las para o espaço. Pequenas partículas podem ficar carregadas eletricamente graças à luz ultravioleta do Sol ou por nuvens de plasma que emanam do bombardeamento de micrometeoroides nos anéis. Quando isto acontece, as partículas podem sentir a atração do campo magnético de Saturno, que curva para dentro, em direção ao planeta, nos anéis de Saturno. Em algumas partes dos anéis, uma vez carregadas, o equilíbrio de forças nestas minúsculas partículas muda drasticamente, e a gravidade de Saturno exerce uma atração para as linhas do campo magnético situado na atmosfera superior.

Uma vez aí, as partículas geladas do anel evaporam e a água podem reagir quimicamente com a ionosfera de Saturno. Um resultado destas reações é um aumento no tempo de vida das partículas carregadas eletricamente, chamadas íons H3⁺, que são compostos por três prótons e dois elétrons. Quando energizados pela luz solar, os íons H3⁺ brilham no infravermelho, o que foi observado pela equipe de O'Donoghue usando instrumentos especiais acoplados ao telescópio Keck em Mauna Kea, Havaí.

As suas observações revelaram bandas brilhantes nos hemisférios norte e sul de Saturno, onde as linhas do campo magnético que cruzam o plano do anel entram no planeta. Eles analisaram a luz para determinar a quantidade de chuva do anel e os seus efeitos na ionosfera de Saturno. Descobriram que a quantidade de chuva combina notavelmente bem com os valores surpreendentemente altos, derivados mais de três décadas antes por Connerney e colegas, com uma região no sul recebendo a maior parte.

A equipe também descobriu uma banda brilhante numa latitude mais alta no hemisfério sul. É aqui que o campo magnético de Saturno cruza a órbita de Encélado, uma lua geologicamente ativa que está atirando gêiseres de água gelada para o espaço, indicando que algumas destas partículas estão também precipitando em Saturno. Os pesquisadores identficaram que Encélado e o anel-E são como uma fonte abundante de água, com base numa outra faixa estreita e escura naquela imagem antiga da Voyager." Pensa-se que os gêiseres, observados pela primeira vez por instrumentos da Cassini em 2005, são provenientes de um oceano de água líquida por baixo da superfície gelada da pequena lua. A sua atividade geológica e oceano fazem de Encélado um dos lugares mais promissores para a busca por vida extraterrestre.

A equipe gostaria de ver como a chuva do anel muda com as estações em Saturno. À medida que o planeta viaja na sua órbita de 29,4 anos, os anéis são expostos ao Sol a diferentes graus. Como a luz ultravioleta do Sol carrega os grãos de gelo e fazendo com que reajam ao campo magnético de Saturno, a variação da exposição à luz solar deve alterar a quantidade de chuva do anel.

O estudo publicado na revista Icarus.

Fonte: Goddard Space Flight Center

A cratera Korolev em Marte

Esta imagem mostra o que parece ser uma grande mancha de neve fresca e inexplorada.

© ESA/DLR/Mars Express (cratera Korolev)

É conhecida como cratera Korolev localizada em Marte e é mostrada aqui em belos detalhes vistos pela Mars Express.

A missão Mars Express da ESA foi lançada em 2 de junho de 2003 e chegou a Marte seis meses depois. O satélite disparou seu motor principal e entrou em órbita ao redor do Planeta Vermelho em 25 de dezembro, hoje é o aniversário de 15 anos da inserção em órbita da sonda e o início de seu programa científico.

Estas imagens são uma excelente celebração de tal marco. Tomada pela Mars Express High Resolution Stereo Camera (HRSC), esta visão da cratera de Korolev compreende cinco exposições diferentes que foram combinadas para formar uma única imagem, com cada foto reunida sobre uma órbita diferente. A cratera também é mostrada em perspectiva, contexto e vistas topográficas, as quais oferecem uma visão mais completa do terreno dentro e ao redor da cratera.

A cratera de Korolev tem 82 quilômetros de diâmetro e é encontrada nas terras baixas do norte de Marte, ao sul de um grande trecho de terrenos cobertos de dunas que circunda parte da calota polar do norte do planeta, conhecida como Olympia Undae. É um exemplo especialmente bem preservado de uma cratera marciana e é preenchida não pela neve, mas pelo gelo, com seu centro abrigando um monte de gelo com 1,8 km de espessura durante todo o ano.

As partes mais profundas da cratera Korolev, as que contêm gelo, funcionam como uma armadilha natural gelada: o ar que se move sobre o depósito de gelo esfria e afunda, criando uma camada de ar frio que fica diretamente acima do próprio gelo. O chão da cratera é profundo, a cerca de dois quilômetros de altura abaixo de sua borda.

Comportando-se como um escudo, esta camada ajuda o gelo a permanecer estável e impede que ele se aqueça e desapareça. O ar é um mau condutor de calor, exacerbando este efeito e mantendo a cratera de Korolev permanentemente gelada.

A cratera recebeu este nome em homenagem ao engenheiro de foguetes e designer de naves espaciais Sergei Korolev, apelidado de pai da tecnologia espacial soviética.

Korolev trabalhou em várias missões conhecidas, incluindo o programa Sputnik, os primeiros satélites artificiais já lançados em órbita ao redor da Terra, em 1957 e nos anos seguintes, os programas de exploração espacial humana Vostok e Vokshod (Vostok sendo a espaçonave que transportava o primeiro humano, Yuri Gagarin, ao espaço em 1961), bem como as primeiras missões interplanetárias à Lua, Marte e Vênus. Ele também trabalhou em vários foguetes que foram os precursores do bem-sucedido lançador Soyuz.

A região de Marte também foi de interesse para outras missões, incluindo o programa ExoMars da ESA, que visa estabelecer se a vida existiu em Marte.

O CaSSIS (Color and Stereo Surface Imaging System) a bordo do ExoMars Trace Gas Orbiter, que começou a operar em Marte em 28 de abril de 2018, também tirou uma bela vista da parte da cratera Korolev, esta foi uma das primeiras imagens enviadas pela nave espacial de volta à Terra depois de chegar ao nosso planeta vizinho.

CaSSIS fotografou um pedaço de 40 quilômetros de extensão da borda norte da cratera, exibindo sua estrutura e formato intrigantes, e seus brilhantes depósitos de gelo.

Fonte: ESA

A fraca luz das estrelas revela a distribuição da matéria escura

Astrônomos usando dados do telescópio espacial Hubble empregaram um método revolucionário para detectar a matéria escura em aglomerados de galáxias.

© Hubble/M. Montes (luz intra-aglomerado em Abell S1063)

O método permite destacar a distribuição da matéria escura com mais precisão do que qualquer outro método usado até hoje e que possa ser usado para explorar a natureza da matéria escura.

Nas últimas décadas, os astrônomos tentaram entender a verdadeira natureza da substância misteriosa que compõe a maior parte da matéria e mapear sua distribuição no Universo. A matéria escura representa cerca de 85% da matéria no Universo e cerca de um quarto da sua densidade total de energia. A matéria escura não emite nenhum tipo de radiação eletromagnética, sua presença só pode ser determinada via efeitos gravitacionais.

Agora, dois astrônomos da Austrália e da Espanha utilizaram dados do programa Frontier Fields do telescópio espacial Hubble para estudar com precisão a distribuição da matéria escura.

Os pesquisadores descobriram que a luz muito fraca em aglomerados de galáxias, a luz intra-aglomerado, mapeia como a matéria escura é distribuída.

A luz intra-aglomerado é um subproduto das interações entre as galáxias. No decorrer destas interações, as estrelas individuais são removidas de suas galáxias e flutuam livremente dentro do aglomerado. Uma vez livres de suas galáxias, elas se alojam onde a maioria da massa do aglomerado reside, principalmente matéria escura.

Tanto a matéria escura como estas estrelas isoladas atuam como componentes sem colisão, seguindo o potencial gravitacional do próprio aglomerado. O estudo mostrou que a luz intra-aglomerado está alinhada com a matéria escura, traçando sua distribuição com mais precisão do que qualquer outro método baseado em traçadores luminosos usados ​​até agora.

Este método também é mais eficiente do que o método mais complexo de usar lentes gravitacionais. Enquanto o segundo exige tanto a reconstrução precisa de lentes quanto campanhas espectroscópicas demoradas, este método utiliza apenas imagens profundas. Isso significa que mais aglomerados podem ser estudados com o novo método na mesma quantidade de tempo de observação.

Os resultados do estudo introduzem a possibilidade de explorar a natureza da matéria escura. "Se a matéria escura é auto-interagente, poderíamos detectar isso como pequenos desvios na distribuição de matéria escura em comparação com este brilho estelar muito fraco", destaca Ignacio Trujillo, do Instituto de Astrofísica de Canárias, Espanha. Atualmente, tudo o que se sabe sobre a matéria escura é que ela parece interagir gravitacionalmente com a matéria regular, mas não de outra maneira. Descobrir que se auto-interage colocaria restrições significativas em sua identidade.

Outro teste importante deste método será a observação e análise de aglomerados de galáxias adicionais por outras equipes de pesquisa, para adicionar ao conjunto de dados e confirmar estas descobertas.

A equipe também pode esperar pela aplicação das mesmas técnicas usando futuros telescópios espaciais como o James Webb, que terá instrumentos ainda mais sensíveis capazes de resolver a luz fraca do intra-aglomerado no Universo distante.

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

Fonte: ESA

Estrela jovem é descoberta num surto de crescimento

Pesquisadores descobriram uma estrela jovem no meio de um raro surto de crescimento, uma fase dramática da evolução estelar em que a matéria que gira em torno de uma estrela cai sobre ela, aumentando a sua massa.

© Caltech/T. Pyle (ilustração de estrela jovem passando por um crescimento estelar)

A imagem mostra no painel da esquerda: material do disco rico em gás e poeira (laranja), mais gás quente (azul), fluem levemente para a estrela, criando uma zona quente, no painel do meio: começa a explosão, onde o disco interno é aquecido, a estrela atrai ainda mais material e o disco aproxima-se, e no painel da direita: a explosão atinge o nível máximo, o disco mais interno fundindo-se com a estrela e expelindo gás (verde).

A estrela pertence a uma classe ativa e irregular conhecida como FU Ori, em homenagem ao membro original do grupo, FU Orionis (as letras maiúsculas representam um esquema de nomenclatura para estrelas variáveis e Orionis refere-se à sua localização na constelação de Órion). Normalmente, estas estrelas, com poucos milhões de anos, escondem-se por trás de espessas nuvens de poeira e são difíceis de serem observadas. Este novo objeto é apenas o 25.º membro desta classe encontrado até à data e um dos cerca de uma dúzia vistos durante um episódio explosivo.

Esta é a primeira vez que foi visto um destes eventos no visível e no infravermelho, e estes dados permitiu mapear o movimento do material através do disco até à estrela.

A estrela recém-descoberta, chamada Gaia 17bpi, foi avistada pela primeira vez pelo satélite Gaia da ESA, que estuda o céu continuamente, fazendo medições precisas das estrelas no visível.

© NASA/JPL-Caltech/M. Kuhn (localização da estrela Gaia 17bpi)

A imagem acima mostra a localização de Gaia 17bpi, situada na direção da constelação de Sagitta (Flecha), indicada no centro desta imagem captada pelo telescópio espacial Spitzer da NASA.

Quando o Gaia observa uma mudança no brilho de uma estrela, é enviado um alerta para a comunidade astronômica. O estudante Sam Morrell, da Universidade de Exeter, foi o primeiro a perceber que a estrela tinha ficado mais brilhante. Outros membros da equipe, em seguida, acompanharam e descobriram que o aumento de brilho da estrela havia sido captado, por acaso, no infravermelho pelo satélite caçador de asteroides da NASA, NEOWISE, ao mesmo tempo que o Gaia o via, bem como ano e meio antes.

O telescópio espacial Spitzer, um observatório infravermelho da NASA, também testemunhou o início da fase de aumento de brilho da estrela, duas vezes em 2014, dando aos cientistas um tesouro de dados infravermelhos.

Os novos achados esclarecem alguns dos antigos mistérios que rodeiam a evolução das estrelas jovens. Uma questão não respondida é: como é que uma estrela obtém toda a sua massa? As estrelas formam-se a partir de acúmulos de gás e poeira em colapso. Com o tempo, forma-se um disco de material em torno da estrela e esta continua extraindo material deste disco. Mas, de acordo com observações anteriores, as estrelas não puxam material para si mesmas com rapidez suficiente para alcançar as suas massas finais.

Os teóricos pensam que os eventos FU Ori, em que a massa é despejada do disco para a estrela durante um período total de aproximadamente 100 anos, podem ajudar a esclarecer o enigma. Os cientistas acham que todas as estrelas sofrem entre 10 a 20 destes eventos FU Ori ao longo das suas vidas, mas como esta fase estelar está frequentemente escondida por trás da poeira, os dados são limitados.

O novo estudo mostra, com o maior detalhe até agora, como o material se move da secção intermédia de um disco, numa região localizada a mais ou menos 1 UA da estrela. O NEOWISE e o Spitzer foram os primeiros a captar sinais da acumulação de material no meio do disco. À medida que o material começou a acumular-se no disco, aqueceu, emitindo luz infravermelha. Em seguida, quando o material começou a cair para a estrela, aqueceu ainda mais, emitindo luz visível, que foi o que o Gaia detectou.

Os astrônomos usaram o Observatório W. M. Keck e o Observatório Palomar do California Institute of Technology (Caltech) para ajudar a confirmar a natureza FU Ori da estrela recém-descoberta.

Um novo artigo científico sobre os achados foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: California Institute of Technology

Foi observado o objeto mais distante do Sistema Solar

Uma equipe de astrônomos descobriu o corpo mais distante já observado no nosso Sistema Solar.

© Carnegie Institution for Science (ilustração de 2018 VG18)

É o primeiro objeto conhecido do Sistema Solar detectado a uma distância superior a 100 vezes a distância entre a Terra e o Sol.

O novo objeto foi anunciado ontem, dia 17 de dezembro de 2018, pelo Centro de Planetas Menores da União Astronômica Internacional e recebeu a designação provisória 2018 VG18. A descoberta foi feita por Scott S. Sheppard, de Carnegie, por David Tholen da Universidade do Havaí e por Chad Trujillo da Universidade do Norte do Arizona.

O 2018 VG18 está a aproximadamente 120 UA. O segundo objeto mais distante observado no Sistema Solar é Éris, a mais ou menos 96 UA. Plutão está atualmente a cerca de 34 UA, o que torna 2018 VG18 mais de três vezes e meia mais distante do que o planeta anão mais famoso do Sistema Solar.

O 2018 VG18 foi descoberto como parte da busca contínua da equipe por objetos extremamente distantes do Sistema Solar, incluindo o suspeito Planeta X, por vezes chamado Planeta Nove. Em outubro, o mesmo grupo de pesquisadores anunciou a descoberta de outro objeto do Sistema Solar distante, de nome 2015 TG387 e apelidado de "The Goblin", porque foi visto pela primeira vez perto do Halloween. The Goblin foi descoberto a cerca de 80 UA e tem uma órbita que é consistente com este sendo influenciado por um Planeta Nove com o tamanho de uma super-Terra ainda não descoberto nos confins muito distantes do Sistema Solar.

A existência de um nono planeta principal nos confins do Sistema Solar foi proposta pela primeira vez pela mesma equipe de pesquisa em 2014, quando descobriram 2012 VP113 que está atualmente perto das 84 UA.

O 2015 TG387 e o 2012 VP113 nunca chegam perto o suficiente dos planetas gigantes do Sistema Solar, como Netuno e Júpiter, para terem interações gravitacionais significativas com eles. Isto significa que estes objetos extremamente distantes podem ser indícios do que está acontecendo nos limites do Sistema Solar. A equipe ainda não conhece muito bem a órbita de 2018 VG18, de modo que não puderam determinar se mostra sinais de ser influenciada pelo Planeta Nove.

"O 2018 VG18 está muito mais distante e é muito mais lento do que qualquer outro objeto observado no Sistema Solar, de modo que levará alguns anos para determinar completamente a sua órbita," afirma Sheppard. "Mas foi encontrado numa posição similar no céu em comparação com os outros objetos conhecidos do Sistema Solar extremo, sugerindo que poderá ter o mesmo tipo de órbita que a maioria dos outros. As semelhanças orbitais mostradas por muitos dos pequenos e distantes corpos do Sistema Solar foram o catalisador para a nossa afirmação original de que existe um planeta distante e massivo a várias centenas de UA que pastoreia estes objetos menores."

"Tudo o que sabemos atualmente sobre 2018 VG18 é a sua distância extrema ao Sol, o seu diâmetro aproximado e a sua cor," acrescentou Tholen. "Dado que 2018 VG18 está tão distante, orbita muito devagar, provavelmente levando mais de 1.000 anos para completar uma órbita em torno do Sol."

As imagens da descoberta de 2018 VG18 foram obtidas pelo telescópio japonês Subaru de 8 metros localizado no topo do Mauna Kea, no Havaí, no dia 10 de novembro de 2018.

Quando o 2018 VG2018 foi encontrado, foram precisas novas observações para confirmar a sua natureza muito distante (são necessárias várias noites de observação para determinar com precisão a distância de um objeto). O 2018 VG18 foi visto pela segunda vez no início de dezembro pelo telescópio Magalhães no Observatório Las Campanas, no Chile. Na semana seguinte, acompanhram o 2018 VG18 com o telescópio Magalhães para se certificarem do seu percurso no céu e para determinarem as suas propriedades físicas básicas, como o brilho e a cor.

As observações do telescópio Magalhães confirmaram que o 2018 VG18 está a cerca de 120 UA, tornando-o o primeiro objeto do Sistema Solar observado para além das 100 UA. Tem um tom rosado, uma cor geralmente associada a objetos ricos em gelo. O seu brilho sugere que tem aproximadamente 100 km em diâmetro, provavelmente esférico e recebendo a classificação de planeta anão.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Disco fragmentado dá à luz sistema binário "estranho"

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), astrônomos descobriram que duas jovens estrelas que se formam a partir do mesmo disco protoplanetário podem ser gêmeas, no sentido de que vieram da mesma nuvem parental de material de formação estelar.

© U. Leeds (disco de poeira e gás ao redor da protoestrela gigante MM 1a e MM 1b)

A principal estrela central deste sistema, localizada a aproximadamente 11.000 anos-luz da Terra, é verdadeiramente colossal, 40 vezes mais massiva que o Sol. A outra estrela, que o ALMA descobriu recentemente logo depois do disco da estrela central, é relativamente insignificante, com apenas 1/80 desta massa.

A sua diferença marcante relacionada ao tamanho sugere que se formaram por dois caminhos muito diferentes. A estrela mais massiva tomou um percurso mais tradicional, colapsando sob a gravidade de um "núcleo" denso de gás. A menor provavelmente seguiu a estrada menos percorrida acumulando massa de uma parte do disco que se "fragmentou" enquanto amadurecia, um processo que pode ter mais em comum com o nascimento de planetas gigantes gasosos.

"Os astrônomos sabem há muito tempo que a maioria das estrelas massivas orbitam uma ou mais estrelas como parceiras num sistema compacto, mas o modo como aí chegaram tem sido um tópico de conjectura," afirma Crystal Brogan, astrônoma do National Radio Astronomy Observatory (NRAO). "Com o ALMA, temos agora evidências de que o disco de gás e poeira que engloba e alimenta uma estrela massiva em crescimento também produz fragmentos em estágios iniciais que podem formar uma estrela secundária."

O objeto principal, conhecido como MM 1a, é uma estrela massiva jovem previamente identificada, rodeada por um disco giratório de gás e poeira. A sua tênue companheira interestelar, MM 1b, foi detectada recentemente pelo ALMA logo após o disco protoplanetário de MM 1a. A equipe pensa que este é um dos primeiros exemplos de um disco fragmentado a ser detectado em torno de uma estrela jovem e grande.

As estrelas formam-se no interior de grandes nuvens de gás e poeira no espaço interestelar. Quando estas nuvens colapsam sob a gravidade, começam a girar mais depressa, formando um disco em seu redor.

"Em estrelas de baixa massa como o nosso Sol, é nestes discos que os planetas se podem formar," comenta John Ilee, astrônomo da Universidade de Leeds, Inglaterra. "Neste caso, a estrela e o disco que observamos são tão massivos que, em vez de testemunharmos um planeta em formação, estamos vendo o nascimento de outra estrela."

Ao observar a luz em comprimentos de onda milimétricos, naturalmente emitida pela poeira, e as mudanças sutis na frequência de luz emitida pelo gás, os pesquisadores foram capazes de calcular a massa de MM 1a e MM 1b.

O processo de formação favorecido para MM 1b ocorre nas regiões externas de discos frios e massivos. Estes discos "gravitacionalmente instáveis" são incapazes de fazer face à força da sua própria gravidade, colapsando num - ou mais - fragmentos.

Os cientistas realçam que a recém-descoberta estrela MM 1b também pode estar cercada pelo seu próprio disco circunstelar, que pode ter o potencial de formar os seus próprios planetas, mas terá que o fazer depressa. As estrelas massivas como MM 1a só vivem cerca de um milhão de anos antes de explodirem como poderosas supernovas, de modo que enquanto MM 1b tem o potencial de formar, no futuro, o seu próprio sistema planetário, não sobreviverá por muito tempo.

Um artigo científico foi publicado na revista científica The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Hubble encontra exoplaneta distante evaporando rapidamente

A velocidade e a distância a que os planetas orbitam as suas respetivas estrelas pode determinar o destino de cada um, se permanece uma parte integrante do seu sistema solar ou se evapora mais rapidamente para o cemitério escuro do Universo.

© STScI/D. Player (ilustração de uma nuvem gigante de hidrogênio oriunda de um planeta quente)

Na sua busca por aprender mais sobre planetas distantes para lá do nosso próprio Sistema Solar, os astrônomos descobriram que um planeta de tamanho médio, com aproximadamente o tamanho de Netuno, de nome GJ 3470b, está evaporando 100 vezes mais depressa do que um planeta previamente descoberto de tamanho similar, chamado GJ 436b.

"Esta é a prova de que os planetas podem perder uma parte significativa de toda a sua massa," comenta David Sing, professor emérito da Universidade Johns Hopkins e autor do estudo. "GJ 3470b está perdendo mais massa do que qualquer outro planeta que vimos até agora; daqui a alguns bilhões de anos, pode ter desaparecido metade do planeta."

O estudo faz parte do programa PanCET (Panchromatic Comparative Exoplanet Treasury), liderado por Sing, que visa medir as atmosferas de 20 exoplanetas no ultravioleta, no visível e no infravermelho enquanto orbitam as suas estrelas. O PanCET é o maior programa de observação exoplanetária a ser executado com o telescópio espacial Hubble.

Uma questão de particular interesse para os astrônomos é como os planetas perdem a sua massa através da evaporação. Planetas como as "super" Terras e os Júpiteres "quentes" orbitam muito mais perto das suas estrelas e são, portanto, mais quentes, fazendo com que a camada mais externa das suas atmosferas seja "soprada" através de evaporação.

Embora estes exoplanetas maiores, do tamanho de Júpiter, e menores, do tamanho da Terra, sejam abundantes, os exoplanetas de tamanho médio, como Netuno - cerca de quatro vezes o tamanho da Terra - são raros. Os pesquisadores levantam a hipótese de que estes Netunos são despojados das suas atmosferas e, finalmente, tornam-se planetas menores. No entanto, é difícil testemunhar ativamente estas etapas porque só podem ser estudados no ultravioleta, o que limita os cientistas a estudar estrelas próximas a não mais do que 150 anos-luz da Terra e não obscurecidas por material interestelar. O GJ 3470b está a 96 anos-luz de distância e orbita uma estrela anã vermelha na direção da constelação de Caranguejo.

Neste estudo, o Hubble descobriu que o exoplaneta GJ 3470b perdeu significativamente mais massa e tinha uma exosfera visivelmente menor do que o primeiro exoplaneta do tamanho de Netuno estudado, GJ 436b, devido à sua menor densidade e ao recebimento de uma forte explosão de radiação da sua estrela hospedeira.

A densidade mais baixa de GJ 3470b faz com que seja incapaz de se agarrar gravitacionalmente à atmosfera aquecida e, enquanto a estrela que hospeda GJ 436b tem entre 4 e 8 bilhões de anos, a estrela progenitora de GJ 3470b tem apenas 2 bilhões de anos. Uma estrela mais jovem é mais ativa e poderosa e, portanto, tem mais radiação para aquecer a atmosfera do planeta.

A equipe de Sing estima que GJ 3470b possa já ter perdido até 35% da sua massa total e, daqui a alguns bilhões de anos, todo o seu gás pode ser retirado, deixando para trás apenas um núcleo rochoso.

Olhando para o futuro, Sing e a sua equipe esperam estudar mais exoplanetas procurando hélio no infravermelho, o que permitirá um maior alcance de investigação do que a busca por hidrogênio na luz ultravioleta.

Atualmente, os planetas que são compostos na sua maioria por hidrogênio e hélio, só podem ser estudados através do rastreamento do hidrogênio no ultravioleta. Usando o Hubble, o telescópio espacial James Webb da NASA (que terá uma maior sensibilidade ao hélio), e um novo instrumento chamado Carmenes que Sing descobriu recentemente poder rastrear com precisão a trajetória dos átomos de hélio, os astrônomos serão capazes de ampliar a sua busca por planetas distantes.

As descobertas foram publicadas na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Johns Hopkins University

ALMA fornece visão sem precedentes do nascimento de planetas

Os astrônomos já catalogaram quase 4.000 exoplanetas em órbita de estrelas distantes.

© ALMA/S. Andrews (imagens de alta resolução de discos protoplanetários próximos)

Embora já tenhamos aprendido muito sobre estes mundos recém-descobertos, ainda há muito que não sabemos sobre os passos da formação planetária e as "receitas" cósmicas precisas que produzem a ampla gama de corpos planetários já descobertos, incluindo os chamados Júpiteres quentes, os mundos rochosos massivos, os planetas anões gelados e - esperamos algum dia em breve - análogos distantes da Terra.

Para ajudar a responder a estas e a outras questões intrigantes sobre o nascimento dos planetas, uma equipe de astrônomos usou o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para realizar uma das mais profundas investigações sobre discos protoplanetários, os cinturões de poeira formadoras de planetas em torno de estrelas jovens.

Conhecido como DSHARP (Disk Substructures at High Angular Resolution Project), este grande programa do ALMA produziu imagens impressionantes e de alta resolução de 20 discos protoplanetários próximos e forneceu novas informações sobre a variedade de características que contêm e sobre a velocidade com que os planetas podem emergir.

De acordo com os cientistas, a interpretação mais convincente destas observações é que os planetas grandes, provavelmente parecidos em tamanho e composição com Netuno ou Saturno, formam-se rapidamente, muito mais depressa do que a teoria atual indicaria. Também tendem a formar-se nos limites externos dos seus sistemas, a distâncias tremendas das suas estrelas hospedeiras.

Esta formação precoce também poderá ajudar a explicar como os mundos rochosos, do tamanho da Terra, são capazes de evoluir e crescer, sobrevivendo à sua suposta adolescência autodestrutiva.

Os modelos principais para a formação de planetas sustentam que estes nascem através da acumulação gradual de poeira e gás no interior de um disco protoplanetário, começando com grãos de poeira que coalescem para formar rochas cada vez maiores, até que surgem asteroides, planetesimais e planetas. Este processo hierárquico deve levar muitos milhões de anos, sugerindo que o seu impacto nos discos protoplanetários seria mais predominante em sistemas mais antigos e maduros. A evidência crescente, no entanto, indica que nem sempre é o caso.

As primeiras observações de discos protoplanetários jovens, pelo ALMA, alguns com apenas um milhão de anos, revelam estruturas surpreendentes, incluindo anéis e lacunas proeminentes, que parecem ser as marcas dos planetas. Os astrônomos inicialmente estavam cautelosos ao atribuir estas características às ações dos planetas, já que outros processos naturais podiam também estar em jogo.

No entanto, dado que o conjunto de amostras era muito pequeno, era impossível tirar conclusões abrangentes. Os astrônomos podiam estar observando sistemas atípicos. Foram necessárias mais observações de uma variedade de discos protoplanetários para determinar a causa mais provável das características que estavam sendo vistas.

A campanha DSHARP foi projetada para fazer precisamente isso, estudando a distribuição a relativamente pequena escala das partículas de poeira em torno de 20 discos protoplanetários próximos. Estas partículas de poeira brilham naturalmente em comprimentos de onda milimétricos, permitindo que o ALMA mapeie com precisão a distribuição de densidade de partículas pequenas e sólidas ao redor de estrelas jovens.

Os pesquisadores descobriram que muitas subestruturas - divisões concêntricas, anéis estreitos - são comuns a quase todos os discos, enquanto padrões espirais de grande escala e características semelhantes a arcos também estão presentes em alguns dos casos. Além disso, os discos e lacunas estão presentes numa ampla variedade de distâncias das suas estrelas hospedeiras, desde algumas UA (Unidades Astronômicas) até mais de 100 UA, mais do que três vezes a distância de Netuno ao Sol.

Estas características, que podem ser indícios de planetas grandes, podem explicar como os planetas rochosos semelhantes à Terra são capazes de se formar e crescer. Durante décadas, os astrônomos depararam-se com um grande obstáculo na teoria da formação planetária: assim que os planetesimais crescem até um certo tamanho - cerca de um quilômetro em diâmetro - a dinâmica de um disco protoplanetário regular os induziria a cair para a sua estrela hospedeira, nunca obtendo a massa necessária para formar planetas como Marte, Vênus e a Terra.

Os anéis densos de poeira que vemos agora com o ALMA produziriam um refúgio seguro para os mundos rochosos amadurecerem completamente. As suas densidades mais altas e a concentração de partículas de poeira criariam perturbações no disco, formando zonas onde os planetesimais teriam mais tempo para se tornarem em planetas plenamente desenvolvidos.

Os resultados deste levantamento foram apresentados numa série de dez artigos científicos aceitos para publicação na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Dançando com o inimigo

Esta imagem mostra muitos detalhes do duo estelar que compõe a estrela binária R Aquarii.

© ESO (R Aquarii)

Apesar da maior parte das estrelas binárias estarem ligadas pela gravidade numa “graciosa valsa”, a relação entre as estrelas de R Aquarii é muito menos serena. Embora tenha um tamanho diminuto, a menor das duas estrelas do par está arrancando matéria de sua companheira moribunda, uma gigante vermelha.

Anos de observações revelaram-nos a estória peculiar por detrás desta estrela binária, visível no centro da imagem. A maior das duas estrelas, a gigante vermelha, é um tipo de estrela conhecida como variável Mira. No final das suas vidas, estas estrelas começam a pulsar, tornando-se 1.000 vezes mais brilhantes do que o Sol, à medida que os seus envelopes exteriores se expandem e são lançados para o espaço interestelar.

Os estertores de morte desta enorme estrela são já de si bastante impressionantes, no entanto a influência da sua companheira anã branca transforma esta intrigante situação astronômica num espectáculo cósmico algo "sinistro". A anã branca que é muito mais pequena, densa e quente que a gigante vermelha, ela está arrancando matéria das camadas exteriores da sua companheira maior. Podemos ver na imagem os jatos de material estelar expulsados pela gigante moribunda sendo lançados para o exterior de R Aquarii.

Ocasionalmente, a matéria que é coletada à superfície da anã branca é suficiente para dar origem a uma explosão termonuclear de nova, um evento dantesco que lança uma enorme quantidade de material para o espaço. Os restos de anteriores eventos de nova podem ser vistos na tênue nebulosa de gás que rodeia R Aquarii.

A R Aquarii situa-se a cerca de 650 anos-luz de distância da Terra e é uma das estrelas binárias simbióticas mais próximas de nós. Obter uma imagem das várias estruturas de R Aquarii foi o modo perfeito de testar as capacidades do ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter), um componente do instrumento caçador de planetas SPHERE, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. Os resultados obtidos excederam mesmo observações realizadas a partir do espaço; a imagem que aqui apresentamos é ainda mais nítida do que observações obtidas pelo famoso telescópio espacial Hubble.

O SPHERE foi desenvolvido durante anos de estudos e construção focados numa das mais excitantes e desafiantes áreas da astronomia: a busca de exoplanetas. Ao usar um sistema de óptica adaptativa de vanguarda e instrumento especializados como o ZIMPOL, o SPHERE consegue atingir o feito extraordinário de obter imagens diretas de exoplanetas. No entanto, as capacidades deste instrumento não se limitam à busca de exoplanetas elusivos. O SPHERE pode também ser usado para estudar uma variedade de fontes astronômicas, como pode ser visto por esta imagem impressionante das peculiaridades estelares de R Aquarii.

Este trabalho foi publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Combinação de telescópios revela mais de 100 exoplanetas

Uma equipe internacional, incluindo pesquisadores da Universidade de Tóquio e do Centro de Astrobiologia do Instituto Nacional de Ciências Naturais, anunciou a descoberta de 60 planetas usando dados da missão K2 da NASA e da missão Gaia da ESA.

© John H. Livingston (tamanhos relativos, temperaturas e órbitas dos exoplanetas)

Em combinação com o seu anterior tesouro exoplanetário, anunciado no passado mês de agosto, descobriram um total de 104 planetas, um recorde para o Japão. Entre os achados estão duas dúzias de planetas em sistemas multiplanetários, 18 planetas com menos de 2 vezes o tamanho da Terra e vários planetas de período ultracurto, que orbitam as suas estrelas em menos de 24 horas.

A equipe realizou uma análise detalhada de 155 candidatos a planeta encontrados em dados do segundo ano de operações da missão K2, levando a um conjunto uniforme de disposições candidatas e parâmetros de sistema. Devido ao brilho das suas estrelas hospedeiras, muitos destes planetas apresentam oportunidades para caracterização detalhada a fim de sondar as suas composições e atmosferas.

Este novo trabalho combina o grande poder da fotometria de séries temporais com a astrometria precisa do Gaia, que é a medição das posições das estrelas no céu. Esta combinação de dados restringe fortemente as propriedades das estrelas hospedeiras e dos seus planetas, e só se tornou possível este ano com a segunda versão de dados da missão Gaia.

Um estudo anterior incluiu 44 planetas descobertos pelo K2, à época o maior tesouro exoplanetário já encontrado por pesquisadores no Japão.

O conjunto recém-anunciado de planetas contém duas dúzias de planetas em sistemas multiplanetários, bem como vários planetas de período ultracurto, que estão muito próximos das suas estrelas; um ano nestes planetas é equivalente a menos de um dia aqui na Terra. Os planetas de período ultracurto têm atraído atenção porque a sua formação é atualmente um mistério, já que a teoria prevê que os planetas deveriam formar-se longe das suas estrelas hospedeiras. Um destes sistemas, conhecido como K2-187, contém um total de quatro planetas, um dos quais tem período ultracurto.

A equipe também descobriu que 18 dos 155 candidatos a planeta são na realidade falsos positivos, onde estrelas binárias eclipsantes produzem sinais parecidos aos produzidos por planetas em trânsito.

Além dos dados do K2 e do Gaia, a equipe caracterizou as estrelas hospedeiras recolhendo imagens através de ópticas adaptativas de alta resolução e interferometria, bem como espectros de alta resolução.

A óptica adaptativa é uma técnica usada para corrigir distorções provocadas pela atmosfera, usando um espelho deformável que ajusta rapidamente a sua forma para produzir uma imagem muito nítida. A interferometria é uma técnica usada para superar as mesmas distorções, mas sem a utilização de um espelho deformável; ao invés, é captada uma sequência de imagens de exposição muito curta, efetivamente congelando o padrão de distorção atmosférica. Posteriormente, sofisticados algoritmos de processamento de imagem transformam a sequência numa única imagem com uma resolução tão alta como se não existisse atmosfera.

Embora a NASA já tenha retirado oficialmente a nave Kepler, terminando assim a missão K2, a tarefa passou para uma nova missão chamada TESS, que já produziu as suas primeiras descobertas planetárias.

O novo estudo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Primeira luz do SPECULOOS

O SPECULOOS Southern Observatory (SSO, Observatório do Sul SPECULOOS) foi instalado com sucesso no Observatório do Paranal e obteve as suas primeiras imagens de engenharia e calibração, um processo conhecido por primeira luz.

© ESO/SPECULOOS/Calisto (Nebulosa da Cabeça de Cavalo)

Quando terminar esta fase de comissionamento, esta nova rede de telescópios caçadores de planetas irá começar as operações científicas, o que se prevê que aconteça a partir de Janeiro de 2019.

O SSO é a infraestrutura principal de um novo projeto de procura de exoplanetas chamado SPECULOOS (Search for habitable Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars) e é constituído por quatro telescópios equipados com espelhos primários de 1 metro. Os telescópios chamados Io, Europa, Ganímedes e Calisto, como os quatro satélites galileanos de Júpiter, tirarão o máximo partido das excelentes condições de observação do Paranal, local que acolhe igualmente a infraestrutura emblemática do ESO, o Very Large Telescope (VLT). O Paranal é um local quase perfeito para a astronomia, apresentando céus escuros e um clima árido e estável.

Os telescópios estão equipados com câmaras extremamente sensíveis no infravermelho próximo. Esta radiação situa-se um pouco para além do que o olho humano consegue detectar e é a radiação principal emitida pelas estrelas tênues que o SPECULOOS irá observar.

Estes telescópios têm uma enorme tarefa pela frente, a procura de planetas do tamanho da Terra potencialmente habitáveis, situados em órbita de estrelas ultra-frias ou anãs castanhas, cujas populações planetárias estão ainda praticamente inexploradas. Apenas se encontraram alguns exoplanetas em torno de tais estrelas e menos ainda situados na zona de habitabilidade da respectiva estrela progenitora. Apesar de serem difíceis de observar, estas estrelas tênues são bastante abundantes, cerca de 15% das estrelas do Universo próximo. O SPECULOOS foi concebido para explorar 1.000 destas estrelas, incluindo as mais próximas, mais brilhantes e menores, na busca de planetas habitáveis do tamanho da Terra.

O SPECULOOS irá procurar exoplanetas pelo método dos trânsitos, seguindo o exemplo do seu telescópio protótipo TRAPPIST-South instalado no Observatório de La Silla do ESO. Este telescópio encontra-se em operação desde 2011 e detectou o famoso sistema planetário TRAPPIST-1. Quando um planeta passa pela frente da sua estrela, bloqueia uma pequena parte da emissão estelar, dando essencialmente origem a um pequeno eclipse parcial, o que resulta numa diminuição, sutil mas detectável, da luz da estrela. Os exoplanetas com estrelas hospedeiras menores bloqueiam mais quantidade de emissão estelar durante o trânsito, fazendo com que estes eclipses periódicos sejam mais fáceis de detectar do que os associados a estrelas maiores.

Até agora, apenas uma pequena fração dos exoplanetas detectados por este método possuem um tamanho semelhante ou inferior ao da Terra. No entanto, o pequeno tamanho das estrelas alvo do SPECULOOS combinado com a elevada sensibilidade dos telescópios permitirá detectar planetas em trânsito de tamanho terrestre situados nas zonas de habitabilidade das estrelas. Estes planetas serão os candidatos ideiais para observações de seguimento a serem executadas por grandes telescópios, situados tanto no solo como no espaço.

Fonte: ESO

Cientistas medem toda a luz estelar já produzida pelo Universo observável

A partir dos seus laboratórios, num planeta rochoso superado pela vastidão do espaço, cientistas da Universidade de Clemson conseguiram medir toda a luz estelar já produzida ao longo da história do Universo observável.

© NASA/LAT (mapa do céu em raios gama)

Este mapa construído através de observações pelo Large Area Telescope (LAT) do Fermi mostra como o céu em raios gama aparece em energias acima dos 10 bilhões eV (elétron-volt). O plano da Via Láctea percorre o meio da imagem. As cores mais brilhantes indicam fontes mais brilhantes de raios gama.

Os astrofísicos pensam que o nosso Universo, que tem cerca de 13,7 bilhões de anos, começou a formar as primeiras estrelas quando tinha algumas centenas de milhões de anos. Desde então, o Universo tornou-se numa verdadeira máquina de fazer estrelas. Existem agora aproximadamente 2 trilhões (2x10¹²) de galáxias e um septilhão (1x10²⁴) de estrelas. Usando novos métodos de medição de luz estelar, o astrofísico Marco Ajello e a sua equipe analisaram dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA para determinar a história da formação estelar durante a maior parte do tempo de vida do Universo.

Colocar um número na quantidade de luz estelar já produzida tem várias variáveis que dificultam a quantificação em termos simples. Mas, de acordo com a nova medição, o número de fótons (partículas de luz visível) que escaparam para o espaço após serem emitidos pelas estrelas traduz-se em 4x10⁸⁴!

Apesar deste número estupendamente grande, é interessante notar que, à exceção da luz que vem do nosso próprio Sol e da Galáxia, o resto da luz estelar que alcança a Terra é extremamente fraca, equivalente a uma lâmpada de 60 watts, vista em completa escuridão, a cerca de 4 km de distância. Isto porque o Universo é quase incompreensivelmente grande. É também por isso que o Universo é escuro à noite, além da luz da Lua, das estrelas visíveis do brilho fraco da Via Láctea.

O telescópio espacial de raios gama Fermi foi lançado em órbita no dia 11 de junho de 2008 e recentemente comemorou o seu 10.º aniversário. É um poderoso observatório que forneceu quantidades enormes de dados sobre raios gama (a forma mais energética de luz) e sobre a sua interação com a luz extragalática de fundo, que é uma névoa cósmica composta por toda a luz ultravioleta, visível e infravermelha emitida por estrelas ou poeira na sua vizinhança. Ajello e o colega de pós-doutoramento Vaidehi Paliya analisaram quase nove anos de dados referentes a sinais de raios gama de 739 blazares.

Os blazares são galáxias contendo buracos negros que são capazes de liberar jatos estreitamente colimados de partículas energéticas que saltam das suas galáxias e cruzam o cosmos quase à velocidade da luz. Quando um destes jatos está, fortuitamente, apontado diretamente para a Terra, é detectável mesmo quando tem uma origem muito distante. Os fótons de raios gama produzidos dentro dos jatos eventualmente colidem com a névoa cósmica, deixando uma impressão observável. Isso permitiu que a equipe de Ajello medisse a densidade do nevoeiro, não apenas num determinado local, mas também num determinado momento da história do Universo.

Ao medir o número de fótons absorvidos, os pesquisadores foram capazes de medir a espessura da névoa e medir também, em função do tempo, quanta luz havia em toda a faixa de comprimentos de onda.

Usando levantamentos galácticos, a história da formação estelar do Universo é estudada há décadas. Mas um obstáculo enfrentado por pesquisas anteriores era que algumas galáxias estavam muito distantes, ou eram muito fracas, para qualquer telescópio atual as detectar. Isto obrigou os cientistas a estimar a luz das estrelas produzida por estas galáxias distantes, em vez de a registar diretamente.

A equipe de Ajello conseguiu contornar isso usando os dados do LAT do Fermi para analisar a luz extragalática de fundo. A luz estelar que escapa das galáxias, incluindo as mais distantes, acaba eventualmente por se tornar parte da luz extragalática de fundo. Portanto, as medições precisas desta névoa cósmica, que só recentemente foram possíveis, eliminaram a necessidade de estimar as emissões de luz de galáxias ultradistantes.

Paliya realizou a análise de raios gama de todos os 739 blazares, cujos buracos negros são milhões a bilhões de vezes mais massivos que o nosso Sol.

Quando os raios gama altamente energéticos colidem com luz visível de baixa energia, transformam-se em pares de elétrons e pósitrons. Segundo a NASA, a capacidade do Fermi em detectar raios gama através de uma ampla gama de energias torna-o especialmente adequado para mapear a névoa cósmica. Estas interações de partículas ocorrem ao longo de distâncias cósmicas imensas, o que permitiu que o grupo de Ajello investigasse mais profundamente do que nunca a produtividade de formação estelar no Universo.

Os cientistas há muito tempo que tentam medir a luz extragalática de fundo. No entanto, fontes muito luminosas no plano da frente, como a luz zodiacal (que é luz espalhada pela poeira no Sistema Solar) tornavam esta medição muito complexa.

A formação estelar, que ocorre quando regiões densas de nuvens moleculares colapsam e formam estrelas, atingiu o pico há 11 bilhões de anos. Mas embora o nascimento de novas estrelas tenha diminuído desde então, nunca cessou. Por exemplo, na nossa Via Láctea nascem cerca de sete novas estrelas por ano.

A formação estelar é um grande ciclo cósmico de reciclagem de energia, matéria e metais. É o motor do Universo. Sem a evolução estelar, não teríamos os elementos fundamentais necessários para a existência da vida.

A compreensão da formação estelar também tem ramificações para outras áreas de estudo astronômico, incluindo pesquisas sobre a poeira cósmica, evolução galáctica e matéria escura. A análise da equipe irá fornecer missões futuras com uma diretriz para explorar os primeiros dias da evolução estelar, como o telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto para 2021 e que vai permitir com que os cientistas busquem a formação de galáxias primordiais.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: Clemson University

Estrelas parecidas com cometas

Esta imagem foi criada a partir de dados obtidos com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) no Chile, combinados com dados do telescópio espacial Hubble, e mostra um aglomerado de estrelas chamado Westerlund 1, um dos jovens aglomerados estelares mais massivos da nossa Via Láctea.

© ALMA/Hubble (Westerlund 1)

Curiosamente, a imagem mostra igualmente algumas “caudas” de matéria parecidas às dos cometas, que se estendem para o exterior de algumas estrelas gigantes do Westerlund 1. Estas caudas formaram-se nos ventos intensos soprados pelas residentes do aglomerado, levando a matéria para o exterior das estrelas.

Este fenômeno assemelha-se ao modo como os cometas obtêm as suas bonitas e famosas caudas. As caudas dos cometas no Sistema Solar são lançadas para fora do núcleo do seu cometa progenitor por um vento de partículas ejetado pelo Sol. Consequentemente, as caudas dos cometas apontam sempre no sentido contrário ao do Sol. Similarmente, as caudas das enormes estrelas vermelhas que vemos nesta imagem apontam no sentido contrário ao do núcleo do aglomerado, muito provavelmente resultado de poderosos ventos do aglomerado gerados por centenas de estrelas quentes e massivas que se situam na direção do centro de Westerlund 1.

Estas estruturas massivas cobrem grandes distâncias e mostram-nos o efeito dramático que o meio pode ter no modo como as estrelas se formam e evoluem.

Estas caudas parecidas às dos cometas foram detectadas durante um estudo que o ALMA fez do Westerlund 1, com o intuito de explorar as estrelas constituintes do aglomerado e descobrir como, e a que taxa, é que perdem massa. Este aglomerado é conhecido por abrigar uma enorme quantidade de estrelas massivas, muitas das quais são de tipo raro, o que o torna de grande interesse e utilidade para os astrônomos que procuram compreender a grande variedade de estrelas existentes na nossa Galáxia.

Fonte: ESO

Aglomerados dentro de aglomerados

Esta imagem, da Advanced Camera for Surveys (ACS) do telescópio espacial Hubble, revela milhares de aglomerados globulares localizados no núcleo de um aglomerado de galáxias.

© Hubble (aglomerado de Coma)

Foi criado por uma pesquisa do Hubble que se baseou em dados de três dos programas de observação separados do telescópio para explorar o centro do aglomerado de Coma, uma enorme aglomeração de mais de 1.000 galáxias unidas pela gravidade, a cerca de 320 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Os astrônomos detectaram mais de 22.000 aglomerados globulares, alguns dos quais formaram uma ponte ligando um par de galáxias interagindo bem conhecidas (NGC 4889 e NGC 4874). Um aglomerado globular é um grupo esférico de estrelas que geralmente orbita uma galáxia como um satélite independente. No entanto, os aglomerados globulares aqui estudados são de um tipo diferente, aglomerados globulares intraclasses. Especificamente, estes são aglomerados globulares que não estão ligados a uma galáxia individual, mas a um aglomerado de galáxias; neste caso, o aglomerado de Coma.

Enquanto os aglomerados globulares orbitando nossa Via Láctea se revelam como conjuntos esféricos cintilantes de estrelas densamente compactadas, à distância do aglomerado de Coma, eles aparecem apenas como minúsculos pontos de luz, até mesmo para a visão avançada do telescópio espacial Hubble.

No entanto, uma característica dos aglomerados globulares é sua cor; como as estrelas de um determinado aglomerado são formadas aproximadamente na mesma época e do mesmo “material”, elas geralmente têm uma cor consistente. Desta forma, os astrônomos foram capazes de identificar os aglomerados, e descartar galáxias de fundo na mesma região do céu, analisando sua cor e tamanho.

Com a ajuda dos aglomerados globulares identificados, os astrônomos podem mapear a distribuição de matéria e da matéria escura no aglomerado de Coma. O aglomerado de Coma foi um dos primeiros lugares onde anomalias gravitacionais observadas indicaram a existência de matéria escura.

Fonte: ESA

Em demanda das relíquias galácticas do Universo primordial

São massivas, são muito pequenas e são extremamente raras, mas podem abrigar os segredos de como as galáxias se formam e evoluem.

© ESO/VST/KiDS (galáxias massivas ultracompactas)

Um novo estudo desvenda a vida tímida das galáxias massivas ultracompactas. Foi produzido por uma equipe internacional liderada por Fernando Buitrago, do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) e da Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa (FCUL).

As galáxias massivas ultracompactas têm várias vezes mais estrelas do que a Via Láctea, mais do que o equivalente a 80 bilhões de sóis, e são por isso muito brilhantes, mas as suas estrelas estão densamente empacotadas num tamanho muito menor do que o da nossa Galáxia. Os pesquisadores identificaram um novo conjunto de 29 galáxias com estas características, a distâncias entre 2 e 5 bilhões de anos-luz da Terra.

Sete destes modestos pesos pesados são de fato galáxias primordiais que permaneceram intactas, sem interagir com outras desde a sua formação, há mais de dez bilhões de anos. Estas relíquias abrem janelas sobre o aspeto e a constituição das galáxias nas primeiras idades do Universo, embora estejam na nossa vizinhança galáctica.

"Quando estudamos objetos muito pequenos e os estudamos no Universo distante, é muito difícil dizer o que quer que seja sobre eles," disse Fernando Buitrago. "Como este conjunto de galáxias que estudamos está no Universo próximo e relativamente perto de nós, mesmo sendo verdadeiramente pequenas, temos melhores condições para sondá-las."

Um dos avanços deste estudo é a apresentação da densidade destas galáxias massivas ultracompactas no Universo, no seu conjunto, relíquias e as que o não são. Os pesquisadores encontraram apenas 29 no mais completo rastreio de galáxias no Universo local. São tão raras que é necessário um volume com quase 500 milhões de anos-luz de lado a lado para encontrar uma delas apenas.

Os pesquisadores determinaram a idade das estrelas nas galáxias, separando as galáxias vermelhas e antigas das azuis e jovens. Como puderam estas relíquias ser preservadas intactas através do tempo cósmico é algo ainda por compreender.

De acordo com o paradigma da formação e evolução das galáxias, estas relíquias ultracompactas só poderiam ser poupadas à fusão com outras galáxias e impedidas de evoluir se residissem em aglomerados galácticos sobrepovoados. Poderá soar contraintuitivo já que se esperaria que em tais ambientes elas mais facilmente interagissem e perdessem as suas propriedades originais.

"Num lugar onde existem muitas galáxias, haverá também muita atração gravitacional e as velocidades relativas das galáxias serão muito elevadas. Por isso, elas irão passar umas pelas outras sem tempo suficiente para interagirem significativamente," disse Buitrago.

Neste estudo, os pesquisadores tentaram medir algumas das propriedades destes objetos, como os seus tamanhos e idades, mas estão pedindo tempo de observação com grandes telescópios para apontar diretamente para eles. De modo a compreender o seu passado, querem estudar em maior detalhe os lugares onde se encontram, as outras galáxias à sua volta, e as suas posições relativas no espaço.

"As galáxias massivas evoluem de forma acelerada quando comparadas com outras galáxias no Universo. Ao tentarmos entender as propriedades das galáxias mais massivas, poderemos vir a entender o eventual destino de todas as outras galáxias, incluindo o da própria Via Láctea," comenta Buitrago.

O estudo foi publicado na revista científica Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Um astrônomo amador descobre uma galáxia anã

Uma equipe internacional, em que há membros do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) confirmou a descoberta da galáxia Donatiello 1, nomeado em homenagem ao astrônomo amador Giuseppe Donatiello, que encontrou enquanto ele estava analisando as imagens que ele tinha tomado da galáxia de Andrômeda entre 2010 e 2013 do Parque Nacional Pollino, no sul da Itália.

© IAC (galáxia anã Donatiello 1)

David Martínez Delgado, pesquisador da Universidade de Heidelberg (Alemanha) relata a descoberta e as características desta galáxia anã esferoidal, que é encontrada no lado mais distante da galáxia de Andrômeda.

“É muito interessante para a teoria da formação de galáxias realizar um inventário completo das galáxias anãs na vizinhança do Grupo Local. As imagens extremamente profundas de grandes áreas do céu obtidas através do uso de pequenos telescópios por astrofotógrafos amadores pode nos ajudar a completar o censo de galáxias de baixa luminosidade superficial, até então desconhecidas, que atualmente não podem ser detectadas em levantamentos baseados em contagens individuais de estrelas ou usando emissão de hidrogênio atômico neutro,” disse Martínez Delgado.

As observações realizadas com o Gran Telescopio Canarias (GTC) no Observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma) mostram que Donatiello 1 fica a uma distância de 9,78 milhões de anos-luz, mais distante que as galáxias espirais que formam nosso Grupo Local (dominado pela nossa galáxia e a galáxia de Andrômeda). A posição e a distância de Donatiello 1 sugerem que é um satélite anão da galáxia elíptica próxima, conhecida como O Fantasma de Mirach, porque está perto da estrela Mirach (a segunda estrela mais brilhante da constelação de Andrômeda). No entanto, Donatiello 1 poderia ser uma das galáxias anãs esferoidais mais isoladas e conhecidas na atualidade, situada atrás da galáxia de Andrômeda.

Estes dados, juntamente com aqueles recolhidos pelo Telescopio Nazionale Galileo (TNG), também no Observatório Roque de los Muchachos, mostram que esta galáxia anã recém-descoberta é composta principalmente de estrelas antigas e que o seu conteúdo estelar é semelhante a outras galáxias que são companheiras da Via Láctea, como as galáxias Draco e Ursa Menor.

“A ausência de estrelas jovens e a falta de gás são típicas de galáxias anãs esferoidais, que pararam de formar estrelas há milhares de milhões de anos,” explica Mike Beasley, pesquisador do IAC.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Uma teia escura e emaranhada na Grande Nuvem de Magalhães

Essa teia escura e emaranhada é um objeto chamado SNR 0454-67.2.

© Hubble (SNR 0454-67.2)

Ele é um remanescente de supernova que se formou de uma maneira muito violenta, criado depois que uma estrela massiva terminou sua vida em uma explosão cataclísmica e jogou seu material constituinte no espaço circundante. Isso criou a formação confusa que vemos nesta imagem do telescópio espacial Hubble, com fios vermelhos serpenteando  em meio a nuvens escuras e turbulentas.

O SNR 0454-67.2 está situado na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia espiral anã que fica perto da Via Láctea. O remanescente é provavelmente o resultado de uma explosão de supernova Tipo Ia; essa categoria de supernova é formada a partir da morte de uma estrela anã branca, que cresce e se expande ao extrair material de uma companheira estelar até atingir uma massa crítica e depois explodir.

Como elas sempre se formam através de um mecanismo específico, quando a anã branca atinge uma massa específica, essas explosões sempre têm uma luminosidade conhecida e são usadas como marcadores (velas padrão) para os astrônomos obterem e medirem distâncias em todo o Universo.

Fonte: ESA

O Aglomerado do Pato Selvagem

O Aglomerado do Pato Selvagem (M11 ou NGC 6705) é uma das vistas telescópicas mais atraentes do céu com seu labirinto estelar.

© ESO (Aglomerado do Pato Selvagem)

Existem cerca de 2.900 estrelas aqui, um rico conjunto de sóis que para alguns se assemelha a um bando de patos em vôo. O Aglomerado do Pato Selvagem é um aglomerado aberto de estrelas na constelação de Escudo. Foi descoberto pelo astrônomo alemão Gottfried Kirch em 1681, e o francês Charles Messier incluiu o objeto em seu catálogo em 1764.

Os astrônomos há muito acreditam que aglomerados abertos como o M11 se formam durante o colapso gravitacional de uma grande nuvem de poeira e gás. Uma vez que os recém-nascidos começam a lançar seus ventos estelares limpando o acúmulo de gás remanescente. Embora suas massas possam diferir e os caminhos evolutivos divergirem, acredita-se que quase todos os membros do aglomerado tenham nascido em uma única geração e tenham uma idade próxima.

A maior parte da vida de uma estrela é gasta na "sequência principal" que queima o hidrogênio em seu núcleo, produzindo a energia para brilhar, bem como para resistir à força esmagadora da gravidade. Quando seu núcleo de hidrogênio se esgota, a estrela muda para outros combustíveis e estratégias de queima, fazendo com que ela se expanda e deixe a sequência principal. Aglomerados jovens podem começar quentes e azuis, mas suas estrelas ficam vermelhas com o tempo. Como regra geral, a cor de uma estrela é um bom indicador de sua idade.

É por isso que os astrônomos não conseguiam entender por que estrelas de brilho semelhante (e presumivelmente de massa semelhante) no Aglomerado do Pato Selvagem exibiam cores diferentes. Se os aglomerados abertos forem compostos por uma única geração de estrelas com aproximadamente a mesma idade, por que a cor se espalhou? Ou M11 deu origem a uma segunda geração de sóis ou algo está faltando em nossa compreensão de como os aglomerados se formam.

Os astrônomos usaram o Multiple Mirror Telescope, no Arizona, para examinar os espectros de estrelas no M11 usando o Hectochelle, um instrumento que pode captar espectros de múltiplas estrelas simultaneamente. Para sua surpresa, não foram as idades das estrelas que causaram a variedade espectral, mas a sua rotação.

Quando uma estrela gira, um dos lados gira em direção à Terra e o outro se afasta. A luz que vem do lado em nossa direção é comprimida e deslocada em direção ao extremo azul do espectro; a luz que se afasta de nossa direção é esticada e deslocada em direção ao vermelho. Compressão e alongamento fazem com que lacunas no espectro da estrela se espalhem por uma faixa mais ampla de comprimentos de onda (cores) em vez de se registrar como uma única tonalidade.

Os espectros revelaram que as estrelas estão girando em taxas diferentes. Quanto mais rápido uma estrela girar, melhor ela mistura hidrogênio em seu núcleo e quanto mais tempo ela pode permanecer na sequência principal, de 15% a 62%, em comparação com seus primos rotativos mais lentos de massa semelhante.

Contudo, o fato de que muitas estrelas ficam vermelhas à medida que evoluem para fora da sequência principal, as que giram rápidas têm uma vantagem inicial, parecendo mais vermelhas do que as que giram lentamente, enquanto ainda se aquecem na sequência principal. A rotação rápida também deforma a forma de uma estrela em uma elipse, à medida que seu diâmetro equatorial se expande, as regiões equatoriais esfriam e avermelham.

Assim, vemos que uma série de taxas de rotação estelares leva a diferenças na cor da estrela e, por fim, na vida estelar. O Aglomerado do Pato Selvagem conseguiu imitar duas populações estelares quando apenas uma existe.

As descobertas foram publicadas na Nature Astronomy.

Fonte:

Detectada uma irmã gêmea do Sol

Uma equipe internacional usou um novo método para detectar irmãs do Sol.

© ESO/H. Sana (aglomerado aberto de estrelas Trumpler 14)

A imagem acima mostra o aglomerado aberto de estrelas Trumpler 14, um aglomerado com mais de duas mil estrelas, semelhante àquele onde terá nascido o Sol.

Estima-se que serão milhares as estrelas irmãs do Sol que se formaram no mesmo aglomerado juntamente com a nossa estrela, há cerca de 4,6 bilhões de anos. Com o passar do tempo, as estrelas do aglomerado espalharam-se pela nossa Galáxia, o que dificulta a sua detecção.

A equipe foi liderada pelo pesquisador Vardan Adibekyan, do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) e Universidade do Porto. "Como não há muita informação acerca do passado do Sol, estudar estas estrelas pode ajudar-no a perceber onde na Galáxia, e em que condições, se formou o Sol," disse Adibekyan.

"Com a colaboração de Patrick de Laverny e Alejandra Recio-Blanco, do Observatório da Côte d'Azur, obtivemos uma amostra de 230.000 espectros, do Projeto AMBRE," acrescenta Adibekyan.

AMBRE é um projeto de arqueologia galáctica, montado pelo ESO e pelo Observatório da Côte d’Azur, para determinar os parâmetros estelares dos espectros em arquivo, provenientes dos espectrógrafos FEROS, HARPS, UVES e GIRAFFE do ESO.

Em seguida, a equipe usou estes espectros do AMBRE, em conjunto com dados astrométricos muito precisos da missão GAIA da ESA, de modo a fazer uma seleção de estrelas com composições químicas semelhantes à do Sol, seguido de um cálculo das suas idades e propriedades cinemáticas.

Apesar de terem descoberto apenas uma irmã do Sol nesta pesquisa, a HD186302, esta é muito especial. Esta estrela de tipo G3 da sequência principal não é só uma irmã do Sol, tendo em conta as suas idades e composição química, como é também uma irmã gêmea.

As estrelas irmãs do Sol podem ser boas candidatas à procura de vida, pois há a possibilidade da vida ter sido transportada entre planetas das estrelas do aglomerado solar. Esta transferência de vida entre sistemas exoplanetários é conhecida por litopanspermia.

"Alguns modelos teóricos mostram uma probabilidade não negligenciável da vida se ter espalhado a partir da Terra, até outros planetas ou sistemas exoplanetários, durante o período de bombardeamento tardio do Sistema Solar. Se tivermos sorte, e a nossa estrela irmã do Sol tiver um planeta, e o planeta for rochoso, na zona de habitabilidade, e finalmente, se este planeta tiver sido 'contaminado' pelas sementes de vida da Terra, então temos o que nós sempre sonhamos, uma Terra 2.0, orbitando um Sol 2.0," complementou Adibekyan.

A equipe do IA planeja agora começar uma campanha de busca de planetas em volta desta estrela, recorrendo aos espectrógrafos HARPS e ESPRESSO. Encontrar e caracterizar sistemas planetários em volta de estrelas irmãs do Sol pode revelar informação extremamente importante acerca do resultado de formação planetária num ambiente partilhado.

O artigo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Um caso de nebulosa variável

Há uma classe intrigante de objetos conhecidos como nebulosas variáveis, dos quais o mais famoso é provavelmente a Nebulosa Variável de Hubble.

© ESO/A. Rector (Nebulosa de McNeil)

Estas duas imagens destacam a variabilidade da Nebulosa de McNeil. A imagem (topo) tirada em 2006 com o telescópio de 2,2 metros do ESO no Observatório de La Silla, no Chile, mostra a distinta forma da ventoinha da nebulosa. A nebulosa mal era visível dois anos antes, em uma imagem (abaixo) tirada dois anos antes no Telescópio Mayall de 4 metros em Kitt Peak.

As nebulosas variáveis São principalmente nebulosas de reflexão iluminadas por estrelas variáveis, com variações de brilho ocorrendo em escalas de tempo tão curtas quanto semanas ou meses.

Em 23 de janeiro de 2004, o astrônomo amador Julian “Jay” McNeil descobriu uma nova nebulosa com um refrator de 3 polegadas de seu quintal em Paducah, Kentucky. Ele a viu em uma imagem CCD que ele havia tirado da conhecida nebulosa de reflexão M78 em Órion. Embora não seja visível em várias placas fotográficas que datam de 1951, esta nova nebulosa está presente em uma imagem de 1966, fornecendo indícios antecipados de sua variabilidade. Na época da descoberta de McNeil, a nebulosa ainda não havia sido catalogada.

A Nebulosa de McNeil, como veio a ser chamada, é iluminada pela explosiva protoestrela V164 Orionis. As protoestrelas deste tipo são propensas às erupções como o objeto estelar jovem evolui para uma estrela completamente inchada, e são estas erupções que iluminam a nebulosa circundante. Algumas protoestrelas podem até passar por estas erupções periodicamente.

Assim, quando a Nebulosa de McNeil foi identificada em 2004, os astrônomos amadores e profissionais anteciparam que ela iria desvanecer e então se avivar por volta de 2042, com base no intervalo entre 1966 e 2004. Na verdade, a nebulosa surpreendeu observadores com outro episódio de clareamento em 2008. Até hoje, embora o brilho da nebulosa tenha variado, ela não desapareceu completamente desde 2004.

Em 5 de novembro, o astrônomo britânico Mike Harlow, da Orwell Astronomical Society, observou com o telescópio de 500 mm da Universidade de Iowa, que a Nebulosa de McNeil havia desaparecido.

Quem sabe quando a Nebulosa de McNeil será iluminada novamente? Será que nos surpreenderá reaparecendo daqui a algumas semanas (ou meses)? Será que vamos ter que continuar monitorando este local por anos antes de decidir se mostrar de novo? Ou vimos o seu último suspiro, para nunca mais ser vista?

Fonte: Sky & Telescope

Uma serpente cósmica

Esta espiral serpenteante, captada pelo instrumento VISIR montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO (VLT), enfrenta um futuro explosivo; trata-se de um sistema de estrelas Wolf-Rayet, uma fonte provável de um dos fenômenos mais energéticos do Universo, uma explosão de raios gama de longa duração.

© ESO/VLT (espirais de Apep)

O sistema, que compreende um ninho de estrelas massivas rodeado por um “catavento” de poeira, está catalogado como 2XMM J160050.7-514245, no entanto os astrônomos optaram por lhe dar o nome de “Apep”.

Apep era uma antiga divindade egípcia, uma serpente gigantesca que personificava o caos,  o que se adequa perfeitamente a um sistema estelar tão violento e com uma forma sinuosa, reminiscente de uma serpente enroscada em torno das estrelas centrais. Os antigos egípcios acreditavam que Rá, o Deus-Sol, combatia com Apep todas as noites; rezar e venerar Rá garantia a sua vitória e o regresso do Sol.

As explosões de raios gama encontram-se entre as mais poderosas do Universo. Com uma duração de alguns milésimos de segundo a algumas horas, estas explosões podem liberar tanta energia como a que o Sol liberará durante toda a sua vida. Pensa-se que as explosões de raios gama de longa duração, as que duram mais de 2 segundos, são causadas por estrelas Wolf-Rayet em rotação rápida que explodem sob a forma de supernovas.

Algumas das estrelas mais massivas evoluem para estrelas Wolf-Rayet no final das suas vidas. Esta fase dura pouco, sendo que as Wolf-Rayet sobrevivem neste estado durante apenas algumas centenas de milhares de anos. Durante este tempo, estas estrelas liberam enormes quantidades de matéria sob a forma de poderosos ventos estelares, lançando a matéria para o exterior com velocidades de milhões de km por hora; os ventos estelares de Apep estão viajando à incrível velocidade de 12 milhões de km por hora.

Estes ventos estelares deram origem a elaboradas plumas que rodeiam o sistema estelar triplo, constituído por um sistema estelar binário e uma estrela individual companheira ligados gravitacionalmente. Apesar de apenas dois objetos do tipo estelar serem visíveis na imagem, a fonte inferior é de fato um binário Wolf-Rayet não resolvido. É precisamente este binário que é responsável por esculpir as espirais serpenteantes que rodeiam Apep, as quais se formam a partir dos ventos estelares em colisão das duas estrelas Wolf-Rayet.

Comparada com a velocidade extraordinária dos ventos de Apep, o catavento de poeira espirala para o exterior mais lentamente, com uma velocidade inferior a dois milhões de km por hora. Pensa-se que esta discrepância entre a velocidade dos ventos rápidos de Apep e da roda de poeira se deve a uma das estrelas do binário estar lançando, em direções diferentes, tanto um vento rápido como um mais lento.

Isto significaria que a estrela apresenta uma rotação muito próxima da rotação crítica; isto é, gira tão rapidamente que está quase se autodestruindo neste processo. Pensa-se que uma estrela Wolf-Rayet com tão elevada rotação produza explosões de raios gama de longa duração quando o seu núcleo colapsa no final da sua vida.

Este trabalho foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Correntes galácticas alimentam a galáxia mais luminosa do Universo

De acordo com observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), a galáxia mais luminosa do Universo foi apanhada no ato de despir quase metade da massa de pelo menos três das suas galáxias vizinhas mais próximas.

© NRAO/S. Dagnello (ilustração de W2246-0526)

A luz desta galáxia, conhecida como W2246-0526, demorou 12,4 bilhões de anos para chegar até nós, de modo que a vemos como era quando o nosso Universo tinha apenas um-décimo da sua idade atual.

As novas observações com o ALMA revelam correntes distintas de material sendo puxado de três galáxias menores e fluindo para a galáxia mais massiva, que foi descoberta em 2015 pelo WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA. Não é de forma alguma a maior galáxia que conhecemos, mas não tem rival no que toca ao seu brilho, emitindo o equivalente em luz infravermelha a 350 trilhões de sóis.

Os tentáculos de ligação entre galáxias contêm tanto material quanto as próprias galáxias. A incrível resolução e sensibilidade do ALMA permitiu que os pesquisadores detectassem estas correntes trans-galácticas notavelmente fracas e distantes.

O canibalismo galáctico não é incomum, embora esta seja a galáxia mais distante na qual tal comportamento foi observado, e os autores do estudo não estão cientes de quaisquer outras imagens diretas de uma galáxia se alimentando simultaneamente de material de múltiplas fontes naqueles primeiros tempos cósmicos.

Os pesquisadores enfatizam que a quantidade de gás que está sendo devorado por W2246-0526 é suficiente para mantê-la formando estrelas e alimentando o seu buraco negro central por centenas de milhões de anos.

A luminosidade surpreendente desta galáxia não se deve às suas estrelas individuais. Ao invés, o seu brilho é abastecido por um pequeno disco de gás, fantasticamente energético, que é superaquecido à medida que espirala para o buraco negro supermassivo. A luz deste incrivelmente brilhante disco de acreção é então absorvida pela poeira ao redor, que reemite a energia sob a forma de luz infravermelha.

O material do disco de acreção cai sobre o buraco negro, alimentando o Núcleo Galáctico Ativo (NGA), o que coloca esta galáxia numa rara classe de quasares conhecidos como "Hot DOGs" (Hot, Dust-Obscured Galaxies). Apenas cerca de um em cada 3.000 quasares observados pelo WISE pertence a esta classe.

Grande parte da poeira e do gás desviado das três galáxias menores está provavelmente sendo convertido em novas estrelas e alimentando o buraco negro supermassivo central. A gula desta galáxia, no entanto, pode levar à autodestruição. Estudos anteriores sugerem que a energia do NGA acabará por descartar muito, se não todo o combustível de formação estelar da galáxia.

Um trabalho anterior, liderado pelo autor Chao-Wei Tsai, estima que o buraco negro no centro de W2246-0526 tem cerca de 4 bilhões de vezes a massa do Sol. A massa do buraco negro influencia diretamente o brilho do NGA, mas o artigo mostra que W2246-0526 é cerca de três vezes mais luminoso do que deveria ser possível. A resolução desta aparente contradição exigirá mais observações.

A pesquisa foi publicada na revista Science.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory