quarta-feira, 30 de maio de 2018

Uma vizinhança superlotada em torno da Nebulosa da Tarântula

Brilhando intensamente a cerca de 160.000 anos-luz de distância da Terra, a Nebulosa da Tarântula é a estrutura mais impressionante da Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da nossa Via Láctea.

região em torno da Nebulosa da Tarântula

© ESO/VST (região em torno da Nebulosa da Tarântula)

O telescópio de rastreio VLT Survey Telescope (VST), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, observou esta região e os seus arredores ricos com extremo detalhe, revelando uma paisagem cósmica de aglomerados de estrelas, nuvens de gás brilhante e restos espalhados de explosões de supernovas. Trata-se da imagem mais nítida obtida até hoje de toda a região.

Aproveitando as capacidades do VST, astrônomos captaram esta nova imagem muito detalhada da Nebulosa da Tarântula e dos seus numerosos aglomerados estelares e nebulosas vizinhas. A Tarântula, também conhecida por 30 Doradus, é a região de formação estelar mais brilhante e energética do Grupo Local de galáxias.

A Nebulosa da Tarântula, no alto da imagem, tem uma dimensão de mais de 1.000 anos-luz e situa-se na direção da constelação do Dourado, no céu austral. Esta bela nebulosa faz parte da Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia anã com 14.000 anos-luz de dimensão. A Grande Nuvem de Magalhães é a terceira galáxia mais próxima da Via Láctea, depois da Galáxia Elíptica Anã de Sagitário e da Galáxia Anã de Cão Maior.

No núcleo da Nebulosa da Tarântula situa-se um jovem aglomerado estelar gigante chamado NGC 2070, uma região com formação explosiva de estrelas cujo núcleo denso, R136, contém algumas das estrelas mais massivas e luminosas que se conhecem. O intenso brilho da Nebulosa da Tarântula foi inicialmente observado e anotado pelo astrônomo francês Nicolas-Louis de Lacaille em 1751.

Outro aglomerado estelar na Nebulosa da Tarântula é o muito mais antigo Hodge 301, no qual se estima que pelo menos 40 estrelas tenham explodido sob a forma de supernovas, liberando gás para a região. Outro exemplo de um resto de supernova é a superbolha SNR N157B, que envolve o aglomerado estelar aberto NGC 2060. Este aglomerado foi inicialmente observado pelo astrônomo britânico John Herschel em 1836, usando um telescópio refletor de 18,6 polegadas no Cabo da Boa Esperança, África do Sul. Na periferia da Nebulosa da Tarântula, embaixo à direita, podemos ver a localização da famosa supernova SN 1987A. A SN 1987A foi a primeira supernova a ser observada com telescópios modernos desde a Estrela de Kepler de 1604. A SN 1987A brilhou intensamente com o poder de 100 milhões de sóis durante vários meses após a sua descoberta em 23 de Fevereiro de 1987.

Deslocando-nos para o lado esquerda da Nebulosa da Tarântula, podemos ver ainda o brilhante aglomerado estelar aberto chamado NGC 2100, que mostra uma concentração brilhante de estrelas azuis rodeadas por estrelas vermelhas. Este aglomerado foi descoberto pelo astrônomo escocês James Dunlop em 1826, quando trabalhava na Austrália, usando um telescópio refletor de 23 cm construído por ele próprio.

No centro da imagem encontra-se o aglomerado estelar e nebulosa de emissão NGC 2074, outra região de formação de estrelas massivas descoberta por John Herschel. Olhando com mais atenção, podemos observar uma estrutura escura de poeira com uma forma semelhante a um cavalo marinho, o “Cavalo Marinho da Grande Nuvem de Magalhães”. Esta gigantesca estrutura em forma de pilar tem cerca de 20 anos-luz de dimensão, quase cinco vezes a distância entre o Sol e a sua estrela mais próxima, Alfa Centauri. Esta estrutura está condenada a desaparecer nos próximos milhões de anos, já que, à medida que mais estrelas se formam no aglomerado, a sua luz e ventos vão varrendo lentamente os pilares de poeira.

A obtenção desta imagem foi possível graças à câmera especial de 256 milhões de pixels do VST, a OmegaCAM. A imagem foi criada a partir de dados obtidos por esta câmera através de quatro filtros de cor diferentes, incluindo um concebido para isolar o brilho vermelho do hidrogênio ionizado.

A linha de emissão de H-alfa é uma linha espectral vermelha que se forma quando o elétron no interior do átomo de hidrogênio perde energia. Este fenômeno ocorre no hidrogênio ao redor de estrelas quentes jovens, quando este gás se ioniza por efeito da intensa radiação ultravioleta e subsequentemente os elétrons se recombinam com os prótons para formar novamente átomos. A capacidade da OmegaCAM em detectar esta linha espectral permite aos astrônomos caracterizar a física de nuvens moleculares gigantes onde se formam novas estrelas e planetas.

Fonte: ESO

terça-feira, 29 de maio de 2018

Uma lupa para um pulsar

Em um sistema a 6.500 anos-luz de distância, um pulsar e uma anã marrom dançam chicoteando um ao outro a cada nove horas.

ilustração do pulsar e anã marrom

© Mark A. Garlick (ilustração do pulsar e anã marrom)

A dança deles não vai durar, além de seu feixe de ondas de rádio como um farol, o pulsar PSR B1957+20 está emitindo um vento feroz de partículas que lentamente explodem seu companheiro. Por essa razão, o pulsar ganhou o nome de “viúva negra”, ou seja, espécies de aranha que comem seu parceiro.

Mas antes que a refeição esteja completa, a anã marrom tem algo a nos oferecer: uma lupa que expõe o pulsar em detalhes incríveis.

O sistema inteiro é minúsculo: a anã marrom é do tamanho de Júpiter e o pulsar é apenas do tamanho de uma cidade pequena; a distância que os separa é aproximadamente cinco vezes a distância entre a Terra e a Lua. Do ponto de vista da Terra, a anã marrom é grande o suficiente para eclipsar o pulsar por 40 minutos toda vez que eles circulam um ao outro.

É esta geometria afortunada que dá à anã marrom seu poder de ampliação. O casulo de plasma ao redor da anã marrom tem um efeito de concentrar o feixe do farol do pulsar, quando tudo está alinhado, nota-se o pulso de ondas de rádio passando pelo plasma, que concentra a radiação.

Não era óbvio que isso deveria acontecer. Mas, em 2014, Robert Main (Universidade de Toronto) e seus colegas observaram uma órbita completa de 9,2 horas usando o telescópio de 305 metros William E. Gordon no Observatório de Arecibo. Pouco antes e logo após cada eclipse do pulsar, eles notaram a emissão dos pulsos de rádio. Além disso, os pulsos se iluminaram de maneiras diferentes em frequências diferentes, exatamente como esperado para um evento de lente.

  A emissão dos dois polos do pulsar não é amplificada igualmente. Há momentos em que a emissão de um polo é grandemente aumentada, enquanto o outro não é afetado. Em outras palavras, a "lente" gasosa ao redor da anã marrom às vezes aumentava a emissão do polo norte do pulsar e às vezes do seu polo sul, resolvendo duas áreas de emissão a apenas 10 km além de 6.500 anos-luz de distância. Isso equivale a decifrar uma pulga na superfície de Plutão usando telescópios baseados na Terra.

Esta não é a primeira vez que os astrônomos viram as lentes de plasma. Outros exemplos incluem quasares distantes e o pulsar da Nebulosa do Caranguejo. No entanto, levou 30 anos entre a descoberta do PSR B1957+20 e a detecção de suas lentes. Tudo se resume ao aumento do poder de computação que permitiu aos astrônomos examinar as mudanças nas escalas de microssegundos em várias frequências de rádio.

Os pulsares são usados para iluminar o Universo invisível!

Os resultados foram divulgados na revista Nature.

Fonte: Sky & Telescope

segunda-feira, 28 de maio de 2018

Hubble mostra o Universo local em ultravioleta

Usando a nitidez incomparável e as capacidades de observação ultravioleta do telescópio espacial Hubble, uma equipe internacional de astrônomos criou o mais abrangente levantamento de luz ultravioleta de alta resolução de galáxias em formação de estrelas no Universo local.

NGC 6744

© Hubble/LEGUS (NGC 6744)

A luz ultravioleta é um dos principais marcadores das estrelas mais jovens e mais quentes. Estas estrelas são de curta duração e intensamente brilhantes. Os astrônomos concluíram agora um inquérito chamado LEGUS (Legacy ExtraGalactic UV Survey) que captou os detalhes de 50 galáxias locais num raio de 60 milhões de anos-luz da Terra, tanto na luz visível como na ultravioleta.

A equipe da LEGUS selecionou cuidadosamente seus alvos dentre as 500 galáxias candidatas compiladas a partir de levantamentos em terra. Eles escolheram as galáxias com base em sua massa, taxa de formação de estrelas e sua abundância de elementos mais pesados ​​que o hidrogênio e o hélio. Devido à proximidade das galáxias selecionadas, o Hubble conseguiu obter resolução em seus principais componentes: estrelas e aglomerados estelares. Com os dados da LEGUS, a equipe criou um catálogo com cerca de 8.000 aglomerados jovens e também criou um catálogo de estrelas com cerca de 39 milhões de estrelas azuis quentes que são pelo menos cinco vezes mais massivas que o nosso Sol.

M96

© Hubble/LEGUS (M96)

Os dados, reunidos com a Wide Field Camera 3 e a Advanced Camera for Surveys do Hubble, forneceram informações detalhadas sobre estrelas jovens e massivas e aglomerados estelares, e como o ambiente afeta o seu desenvolvimento. Como tal, o catálogo oferece um extenso recurso para compreender as complexidades da formação de estrelas e evolução das galáxias.

Uma das principais questões que a pesquisa pode ajudar os astrônomos a responder é a conexão entre a formação de estrelas e as principais estruturas, como os braços espirais, que formam uma galáxia. Estas distribuições estruturadas são particularmente visíveis nas populações estelares mais jovens.

Ao resolver os detalhes das galáxias estudadas, ao mesmo tempo em que estuda a conexão com estruturas galácticas maiores, a equipe busca identificar os mecanismos físicos por trás da distribuição observada das populações estelares dentro das galáxias.

Descobrir o elo final entre a formação de gases e estrelas é a chave para entender completamente a evolução das galáxias. Os astrônomos estão estudando este elo observando os efeitos do ambiente nos aglomerados estelares e como sua sobrevivência está ligada ao seu entorno.

O LEGUS não apenas permitirá que os astrônomos entendam o Universo local, mas também ajudará a interpretar pontos de vista de galáxias distantes, onde a luz ultravioleta de estrelas jovens é esticada para comprimentos de onda infravermelhos devido à expansão do espaço. O telescópio espacial James Webb e sua capacidade de observação no infravermelho distante complementarão as visões da LEGUS.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um arco cósmico verde

Esta imagem efetuada pelo telescópio espacial Hubble mostra um aglomerado com centenas de galáxias localizado a aproximadamente 7,5 bilhões de anos-luz de distância da Terra.

SDSS J1156 1911

© Hubble (SDSS J1156+1911)

A galáxia mais brilhante do aglomerado é a SDSS J1156+1911 e é conhecida como Brightest Cluster Galaxy (BCG), e pode ser visível na parte central inferior da imagem. Ela foi descoberta pelo Sloan Giant Arc Survey, que estuda dados dos mapas que cobrem imensas partes do céu do Sloan Digital Sky Survey. E o resultado é que este projeto encontrou mais de 70 galáxias que são fortemente afetadas pelo fenômeno cósmico conhecido como lente gravitacional.

A lente gravitacional é das previsões da Teoria Geral da Relatividade de Albert Einstein. A massa contida dentro de uma galáxia é tão grande que ela pode contorcer o chamado tecido do espaço-tempo, fazendo com que a luz viaje então por trajetórias curvas. Como resultado, a imagem das galáxias mais distantes aparecem distorcidas e ampliadas para um observador, já que a luz está sendo desviada ao redor da galáxia mais massiva na frente. Este efeito pode ser muito útil na astronomia, permitindo a visualização de galáxias que até então eram muito distantes para serem observadas com os instrumentos astronômicos convencionais.

Os aglomerados de galáxias são gigantescas estruturas que possuem centenas ou milhares de galáxias com massa equivalente a trilhões de vezes a massa do Sol. O SDSS J1156+1911 tem uma massa aproximada de 600 bilhões de vezes a massa do Sol, fazendo dele um aglomerado menos massivo do que a média. Contudo, ele ainda é massivo o suficiente para produzir o arco esverdeado logo abaixo da galáxia mais brilhante, este arco nada mais é que a imagem de uma galáxia distante sofrendo os efeitos da lente gravitacional.

Fonte: ESA

Uma galáxia Seyfert na constelação do Lobo

Esta imagem mostra o centro da galáxia NGC 5643, situada a 55 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Lobo, também conhecida como uma galáxia Seyfert.

Hidden from view

© ESO/ALMA (NGC 5643)

Estas galáxias possuem centros muito luminosos, que se pensa serem alimentados por matéria que está sendo acretada por um buraco negro supermassivo que se encontra no seu interior, que podem também estar envolvidos ou obscurecidos por nuvens de poeira e material intergalático.

O resultado disto é que pode ser difícil observar o centro ativo de uma galáxia Seyfert. A NGC 5643 apresenta um desafio suplementar: quando observada a partir da Terra apresenta-se com uma inclinação elevada, o que faz com que seja ainda mais difícil observar o seu interior. No entanto, os cientistas utilizaram o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) juntamente com dados de arquivo do instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, para revelar esta imagem da NGC 5643, com correntes de gás ionizado muito energético sendo lançadas para o espaço.

Estas correntes impressionantes estendem-se ao longo de cada um dos lados da galáxia e têm origem na matéria que está sendo ejetada pelo disco de acreção do buraco negro supermassivo situado no núcleo da NGC 5643. Os dados combinados do ALMA e do VLT mostram que a região central desta galáxia possui duas componentes distintas: um disco em rotação espiral (em vermelho), constituído por gás molecular frio, localizado através do monóxido de carbono; e gás deslocando-se para o exterior, localizado através do oxigênio e hidrogênio ionizados (em tons azul/verde), perpendicular ao disco nuclear interior.

Fonte: ESO

Segredos ocultos de uma região de formação estelar massiva

Os berçários estelares são locais nebulosos e poeirentos que brilham intensamente na luz infravermelha.

G305

© ESA/Herschel (G305)

O complexo de formação de estrelas G305 não é uma exceção. Este apresenta um número de nuvens de gás brilhantes e intrincadas, aquecidas por estrelas jovens no meio delas. Nesta espetacular imagem do observatório espacial Herschel da ESA, estes pontos quentes de formação estelar destacam-se num tom azul, que contrasta com o vermelho-acastanhado das regiões mais frias.

Embora existam vários locais de formação de estrelas espalhados por esta imagem, os mais impressionantes cercam a área escura em forma de coração, no canto superior direito da imagem. Escondido no centro da região escura, encontra-se a enorme estrela WR48a e os seus dois vizinhos, os aglomerados estelares Danks 1 e 2. Os três desempenham um papel importante no desencadeamento da formação de novas estrelas, mesmo que eles próprios sejam objetos relativamente jovens, alguns milhões de anos (para comparação, o Sol tem cerca de 4,6 bilhões de anos).

Fortes ventos e radiação da WR48a, juntamente com as estrelas de alta massa nos dois aglomerados, afastaram os restos de gás da nuvem de onde se originaram. O gás arrastado, reunido na borda da bolha em forma de coração, está agora formando novas estrelas.

Através do Herschel, os astrônomos identificaram 16 locais onde estrelas de alta massa estão se formando neste berçário estelar. A região é um dos mais brilhantes e abundantes complexos de formação estelar da Via Láctea, e uma região ideal para observar e estudar estrelas massivas em diferentes estágios de formação e evolução.

O complexo G305 fica a cerca de 12.000 anos-luz de distância e recebe o nome da sua localização, em torno de 305º de longitude no plano da nossa galáxia. No céu noturno, aparece perto da Nebulosa Saco de Carvão, uma grande nuvem interestelar de poeira, visível a olho nu, e localizada na constelação de Crux, a Cruz do Sul. Uma nebulosa escura muito proeminente, o Saco de Carvão aparece nos céus do sul como uma mancha preta contra o pano de fundo brilhante e estrelado da Via Láctea.

Esta imagem, obtida como parte do Herschel Infrared Galactic Plane Survey (Hi-GAL), combina observações em três diferentes comprimentos de onda: 70 mícrons (azul), 160 mícrons (verde) e 250 mícrons (vermelho).

Lançado em 2009, o Herschel operou durante quatro anos, observando os comprimentos de onda do infravermelho distante e do submilímetro. Esta faixa espectral permitiu observar o brilho da poeira em nuvens de gás onde as estrelas nascem, para investigar este processo e observar a sua evolução inicial.

Fonte: ESA

domingo, 27 de maio de 2018

Uma estrela de nêutrons distante e solitária

Foi descoberto um tipo especial de estrela de nêutrons pela primeira vez fora da Via Láctea, através de dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile.

composição de E0101, no óptico e em raios X

© Chandra/VLT/Hubble (composição de E0101, no óptico e em raios X)

As estrelas de nêutrons são os núcleos ultradensos de estrelas massivas que colapsam e explodem como supernovas. Esta estrela de nêutrons recém-identificada é de uma variedade rara pois tem um campo magnético fraco e não tem uma companheira estelar.

A estrela de nêutrons está localizada no remanescente de uma supernova, conhecida como 1E 0102.2-7219 (abreviada como E0102) na Pequena Nuvem de Magalhães, a 200.000 anos-luz da Terra.

A nova composição da E0102 permite que os astrônomos aprendam novos detalhes sobre este objeto que foi descoberto há mais de três décadas atrás. Nesta imagem, os raios X do Chandra têm tons azuis e roxos, enquanto os dados ópticos do instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) do VLT têm um tom vermelho brilhante. Os dados adicionais do telescópio espacial Hubble têm tons vermelhos escuros e verdes.

Remanescentes de supernova ricos em oxigênio, como E0102, são importantes para compreender como as estrelas massivas fundem os elementos mais leves nos mais pesados antes de explodirem. Vistos até alguns milhares de anos após a explosão original, os remanescentes ricos em oxigênio contêm os detritos expelidos do interior da estrela moribunda. Estes detritos (visíveis como a estrutura filamentar verde na imagem combinada) são observados hoje passando pelo espaço depois de expulsos a milhões de quilômetros por hora.

As observações de E0102 pelo Chandra mostram que o remanescente de supernova é dominado por uma grande estrutura em forma de anel em raios X, associada à onda de choque da supernova. Os novos dados MUSE revelaram um anel menor de gás (em vermelho brilhante) que está se expandindo mais lentamente do que a onda de choque. No centro deste anel está uma fonte de raios X semelhante a um ponto azul. Juntos, o pequeno anel e a fonte pontual agem como um alvo celeste.

Os dados combinados do Chandra e do MUSE sugerem que esta fonte é uma estrela de nêutrons isolada, criada na explosão de supernova há cerca de dois milênios. O espectro de energia de raios X desta fonte é muito semelhante à das estrelas de nêutrons localizadas no centro de outros dois famosos remanescentes de supernova: Cassiopeia A (Cas A) e Puppis A. Estas duas estrelas de nêutrons também não têm estrelas companheiras.

A ausência de evidências de emissão de rádio estendida ou de radiação de raios X pulsada, tipicamente associadas com estrelas de nêutrons altamente magnetizadas e de rotação veloz, indica que os astrônomos detectaram os raios X da superfície quente de uma estrela de nêutrons isolada com campos magnéticos fracos. Foram detectados, na Via Láctea, cerca de 10 objetos deste tipo, mas este é o primeiro detectado fora da nossa Galáxia.

Mas como é que esta estrela de nêutrons acabou na sua posição atual, aparentemente deslocada do centro da chamada concha circular de emissão de raios X produzida pela onda de choque da supernova? Uma possibilidade é que a explosão de supernova ocorreu perto do meio do remanescente, mas a estrela de nêutrons foi expulsa do local por uma explosão assimétrica, a uma velocidade alta de aproximadamente 3,2 milhões de quilômetros por hora. No entanto, neste cenário, é difícil explicar por que a estrela de nêutrons está hoje tão bem cercada pelo recém-descoberto anel de gás visto nos comprimentos de onda visíveis.

Outra explicação possível é que a estrela de nêutrons está se movendo lentamente e a sua posição atual é aproximadamente onde a explosão de supernova teve lugar. Neste caso, o material no anel óptico pode ter sido expelido ou durante a explosão de supernova, ou pela progenitora condenada até alguns milhares de anos antes.

Um desafio deste segundo cenário é que o local da explosão estaria localizado bem longe do centro do remanescente, conforme determinado pela emissão prolongada de raios X. Isto implicaria um conjunto especial de circunstâncias para os arredores de E0102: por exemplo, uma cavidade esculpida pelos ventos da estrela progenitora antes da explosão de supernova e variações na densidade do gás e poeira interestelar em torno do remanescente.

As futuras observações de E0102 em comprimentos de onda de raios X, ópticos e de rádio devem ajudar os astrônomos a resolver este novo e empolgante mistério apresentado pela solitária estrela de nêutrons.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

sábado, 26 de maio de 2018

Estudo examina a história das pequenas luas de Saturno

As pequenas luas interiores de Saturno parecem-se com ravioli e spaetzle gigantes.

formato das luas de Saturno

© Cassini (formato das luas de Saturno)

A sua forma espetacular foi revelada pela sonda Cassini. Pela primeira vez, pesquisadores da Universidade de Berna mostram como estas luas foram formadas. As formas peculiares são um resultado natural das colisões e fusões entre pequenas luas de tamanho semelhante, como demonstram simulações em computador.

Dado que Saturno tem 95 vezes mais massa do que a Terra e as luas interiores orbitam o planeta a uma distância menos de metade da distância Terra-Lua, as marés são enormes e separam quase tudo. Portanto, as luas interiores de Saturno não poderiam ter-se formado com estas formas peculiares através da acreção gradual de material em torno de um único núcleo. Um modelo alternativo chamado regime piramidal sugere que estas luas foram formadas por uma série de fusões de pequenas luas de tamanho similar.

Os pesquisadores puderam verificar o regime piramidal, e ainda mostraram que as colisões das pequenas luas resultaram, exatamente, nas formas fotografadas pela sonda Cassini. Fusões de frente (ou quase de frente) levaram a objetos achatados com grandes cristas equatoriais, como observado em Atlas e Pã. Com ângulos de impacto um pouco mais oblíquos, as colisões resultaram em formas mais alongadas parecidas com massa alemã (spaetzle), como na lua Prometeu, de 90 km de comprimento, fotografada pela Cassini.

Com base na órbita atual das luas e no seu ambiente orbital, os cientistas foram capazes de estimar que as velocidades de impacto foram da ordem das dezenas de metros por segundo. Simulando colisões para vários ângulos de impacto, obtiveram várias formas estáveis parecidas, mas apenas para ângulos de impacto baixos. Se o ângulo de impacto for maior do que dez graus, as formas resultantes já não são estáveis. Qualquer objeto em forma de "patinho de borracha", como o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, desmoronaria por causa das marés de Saturno. É por isso que as pequenas luas de Saturno parecem muito diferentes dos cometas que geralmente têm formas bilobadas.

Curiosamente, as colisões frontais não são tão raras quanto se poderia achar. Pensa-se que as pequenas luas interiores tenham origem nos anéis de Saturno, um disco fino localizado no plano equatorial do planeta. Como Saturno não é uma esfera perfeita, mas sim oblata, torna difícil que qualquer objeto deixe este plano estreito. Assim, colisões quase de frente são frequentes e o ângulo de impacto tende a diminuir ainda mais em encontros subsequentes.

Embora os pesquisadores se tivessem concentrado principalmente nas pequenas luas interiores de Saturno, também descobriram uma possível explicação para um mistério de longa data a respeito da terceira maior lua de Saturno, Jápeto. Porque é que Jápeto tem uma forma oblata e uma crista equatorial distinta? Os resultados de modelagem sugerem que estas características podem ser o resultado de uma fusão entre luas de tamanho idêntico que ocorrem a um ângulo próximo do frontal, semelhante às luas menores.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Bern

quarta-feira, 23 de maio de 2018

Uma galáxia espiral em colisão

Esta galáxia está tendo um mau milênio.

galáxias Antennae

© Hublle/Domingo Pestana (asteroide 2015 BZ509)

De fato, os últimos 100 milhões de anos não foram tão bons, e provavelmente o próximo bilhão será bastante tumultuado. Esta imagem foi tirada pelo telescópio espacial Hubble para entender melhor as colisões de galáxias. Visível no canto inferior direito, a NGC 4038 costumava ser uma galáxia espiral normal, até que a NGC 4039, em seu canto superior esquerdo, colidiu com ela.

Os destroços em evolução vistos aqui são conhecidos como galáxias Antennae, também denominado Arp 244. À medida que a gravidade reestrutura cada galáxia, nuvens de gás se chocam umas contra as outras, nós azuis brilhantes de estrelas se formando, estrelas massivas se formam e explodem, e filamentos marrons de poeira estão espalhados.

Eventualmente, as duas galáxias irão convergir para uma galáxia espiral maior. Tais colisões não são incomuns, e até mesmo a nossa galáxia, a Via Láctea, passou por várias no passado e está prevista colidir com a nossa vizinha galáxia de Andrômeda em alguns bilhões de anos.

Fonte: NASA

Descoberto o primeiro imigrante interestelar no Sistema Solar

Um novo estudo descobriu o primeiro imigrante permanente conhecido no nosso Sistema Solar. O asteroide, atualmente aninhado na órbita de Júpiter, é o primeiro asteroide conhecido a ser capturado de outro sistema estelar.

asteroide 2015 BZ509

© C. Veillet/LBTO (asteroide 2015 BZ509)

Imagens do asteroide obtidas pelo Large Binocular Telescope Observatory (LBTO) que estabeleceu a sua natureza co-orbital retrógrada. As estrelas brilhantes e o asteroide (no círculo amarelo) aparecem escuros e o céu branco nesta imagem negativa.

O objeto conhecido como 'Oumuamua foi o último visitante interestelar a chegar às manchetes em 2017. No entanto, era apenas um turista passageiro, enquanto este ex-exoasteroide, a quem deram o nome cativante (514107) 2015 BZ509, é um residente de longa duração.

Todos os planetas do nosso Sistema Solar, e a grande maioria dos outros objetos, viajam ao redor do Sol na mesma direção. No entanto, o 2015 BZ509 é diferente, ele move-se na direção oposta, ou seja, numa órbita retrógrada.

"A razão pela qual este asteroide ficou movendo desta maneira, enquanto partilhava a órbita de Júpiter, tem sido um mistério até agora," explica o Dr. Fathi Namouni, autor principal do estudo. "Se 2015 BZ509 fosse nativo ao nosso Sistema Solar, deveria ter a mesma direção original tal como todos os outros planetas e asteroides, herdada da nuvem de gás e poeira que os formou."

No entanto, a equipe realizou simulações para traçar a localização de 2015 BZ509 até ao nascimento do nosso Sistema Solar, há 4,5 bilhões de anos, quando a era da formação planetária terminou. Estas mostram que 2015 BZ509 sempre se moveu desta forma e por isso não poderia ter aí estado originalmente. Portanto, deve ter sido capturado de outro sistema estelar.

"A imigração de asteroides de outros sistemas estelares ocorre porque o Sol inicialmente se formou num aglomerado estelar, onde cada estrela tinha o seu próprio sistema de planetas e asteroides," comenta a Dra. Helena Morais, que também integra a equipe.

"A proximidade das estrelas, ajudada pelas forças gravitacionais dos planetas, ajuda estes sistemas a atraírem-se, a remover e a capturar asteroides uns dos outros."

A descoberta do primeiro imigrante asteroide permanente no Sistema Solar tem implicações importantes para os problemas em aberto da formação planetária, da evolução do Sistema Solar e, possivelmente, da origem da própria vida.

Entender exatamente quando e como o asteroide 2015 BZ509 se estabeleceu no Sistema Solar fornece pistas sobre o berçário estelar original do Sol e sobre o potencial enriquecimento do nosso ambiente inicial com os componentes necessários para o surgimento da vida na Terra.

O trabalho foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters.

Fonte: Royal Astronomical Society

segunda-feira, 21 de maio de 2018

O “último abraço” do VIMOS

Nesta imagem, obtida pelo instrumento VIMOS (VIsible Multi-Object Spectrograph) montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, podemos ver duas galáxias em espiral presas numa dança rodopiante.

Arp 271

© ESO/Juan Carlos Muñoz (Arp 271)

As duas galáxias em interação, NGC 5426 e NGC 5427, formam em conjunto um intrigante objeto astronômico chamado Arp 271, o qual foi captado pelo VIMOS antes deste ser desativado em 24 de Março de 2018.

O VIMOS esteve em operação no VLT durante impressionantes 16 anos. Durante este tempo, o instrumento ajudou os cientistas a estudar as fases iniciais rebeldes da vida de galáxias massivas, observar interações de galáxias triplas e explorar questões cósmicas profundas, como por exemplo, como é que as galáxias mais massivas do Universo cresceram tanto. Em vez de se focar apenas num único objeto, o VIMOS podia captar informação detalhada sobre centenas de galáxias de uma só vez. Este instrumento muito sensível colectou espectros de dezenas de milhares de galáxias em todo o Universo, mostrando-nos como se formam, crescem e evoluem.

Nesta imagem, o Arp 271 encontra-se enquadrado por um fundo de galáxias distantes e podemos ver filamentos de gás azulado, poeira e estrelas jovens transpondo o fosso entre as duas galáxias, resultado da sua interação gravitacional mútua.

Como muitas observações astronômicas, esta imagem mostra-nos também o passado. Graças à enorme distância que separa a Terra de Arp 271, a imagem mostra-nos na realidade como é que estas galáxias eram há cerca de 110 milhões de anos atrás: o tempo que a sua luz levou a chegar até nós.

Este tipo de colisão e fusão será o destino eventual da Via Láctea, uma vez que a nossa galáxia sofrerá uma interação semelhante com a sua galáxia vizinha Andrômeda.

Fonte: ESO

Um aglomerado de galáxias no superaglomerado Laniakea

À primeira vista, essa imagem no canto inferior esquerdo é dominada pelo brilho vibrante da galáxia espiral. No entanto, esta galáxia está longe de ser o espetáculo mais interessante aqui, atrás dela fica um aglomerado de galáxias.

Between Local and Laniakea

© Hubble (aglomerado de galáxias SDSS J0333+0651)

As galáxias não são distribuídas aleatoriamente no espaço; elas se juntam, reunidas pela ação inflexível da gravidade, para formar grupos e aglomerados. A Via Láctea é um membro do Grupo Local, que faz parte do Aglomerado de Virgem, que por sua vez faz parte do superaglomerado Laniakea, de 100.000 galáxias.

O aglomerado de galáxias visto nesta imagem é conhecido como SDSS J0333+0651. Os aglomerados de galáxias como esse podem ajudar os astrônomos a entender o Universo distante e primitivo. O aglomerado de galáxias SDSS J0333+0651 foi visualizado como parte de um estudo de formação de estrelas em galáxias distantes.

As regiões de formação de estrelas geralmente não são muito grandes, estendendo-se por algumas centenas de anos-luz no máximo, por isso é difícil para os telescópios possuirem resolução à distância. Mesmo usando suas câmeras mais sensíveis e de maior resolução, o telescópio espacial Hubble não consegue ter resolução de regiões estelares muito distantes, então os astrônomos usam um truque cósmico: eles procuram por aglomerados de galáxias, que têm uma influência gravitacional tão imensa que distorcem o espaço-tempo em torno deles. Essa distorção age como uma lente, ampliando a luz das galáxias que ficam muito atrás do aglomerado e produzindo arcos alongados como o que é visto à esquerda do centro dessa imagem.

Fonte: ESA

Vista nuvem de hidrogênio ionizado perto da Galáxia do Redemoinho

Uma equipe de pesquisadores liderada por astrônomos da Case Western Reserve University encontrou uma nuvem de gás hidrogênio ionizado nunca vista antes, associada à Galáxia do Redemoinho, também conhecida como M51 e NGC 5194, uma galáxia espiral localizada na constelação de Canes Venatici, a cerca de 26 milhões de anos-luz de distância.

NGC 5194 e NGC 5195

© Hubble (NGC 5194 e NGC 5195)

A descoberta oferece aos astrônomos a oportunidade de visualizar o comportamento de um buraco negro supermassivo e de sua galáxia associada à medida que consome e “recicla” o gás hidrogênio.

São conhecidas algumas nuvens como esta em galáxias distantes, mas não em uma tão próxima daqui. Isso possibilita o estudo de como o gás é ejetado das galáxias e como os buracos negros podem influenciar grandes regiões do espaço ao redor destas galáxias.

Chamado de Nuvem M51, o objeto tem cerca de 81.500 x 24.460 anos-luz de tamanho e está localizado a 104.370 anos-luz ao norte do centro da Galáxia do Redemoinho.

Ele foi descoberto por meio de imagens de campo amplo usando o telescópio Burrell Schmidt no Observatório Nacional de Kitt Peak.

Uma vez identificado o espectro da nuvem, foi possível inferir o quão rápido estava se afastando da Terra, e imediatamente foi verificado que fazia parte da M51, e não algo localizado na Via Láctea.

Os pesquisadores favoreceram os modelos nos quais o gás foi expelido das regiões internas do sistema M51 devido aos ventos de explosão de estrelas e foi subsequentemente ionizado por choques ou um Núcleo Ativo de Galáxia (AGN) de desvanecimento.

Este último cenário levanta a intrigante possibilidade de que a M51 possa ser o exemplo mais próximo de uma nebulosa fóssil de AGN ou eco de luz, semelhante ao famoso "Hanny's Voorwerp" no sistema IC 2497.

IC 2497 e Hanny's Voorwerp

© Hubble/Galaxy Zoo Team (IC 2497 e Hanny's Voorwerp)

A descoberta foi relatada no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Case Western Reserve University

sábado, 19 de maio de 2018

O que acontecerá quando nosso Sol morrer?

O nosso Sol irá morrer em aproximadamente 5 bilhões de anos, mas não havia certeza sobre o que aconteceria depois… Até agora.

Abell 39

© Adam Block (Nebulosa Planetária Abell 39)

Uma equipe de astrônomos, incluindo Albert Ziljstra, da Universidade de Manchester, previu que o Sol irá se tornar um anel maciço de gás e poeira brilhante e luminoso, conhecido como Nebulosa Planetária.

As Nebulosas Planetárias são o fim de 90% da vida ativa das estrelas e marcam a transição de uma gigante vermelha para uma anã branca. Mas, por anos, os cientistas não tinham certeza se o Sol seguiria este mesmo destino: pensava-se que sua massa era pequena demais para criar uma Nebulosa Planetária visível.

Para investigar isso, a equipe desenvolveu um novo modelo de evolução estelar que prevê o ciclo de vida das estrelas. O modelo foi usado para prever o brilho (ou luminosidade) do envelope de gás ejetado em estrelas de diferentes massas e idades.

Quando uma estrela morre, ejeta uma massa de gás e poeira conhecida por envelope no espaço. O envelope pode ter a massa de até metade da estrela. O processo revela o núcleo da estrela, que neste ponto da vida está ficando sem combustível, até finalmente desligar, antes de morrer.

É só aí que o núcleo quente faz o envelope ejetado brilhar por cerca de 10.000 anos, um período breve em termos astronômicos. Isso é o que faz a Nebulosa Planetária se tornar visível. Algumas são tão brilhantes que podem ser vistas a uma distância grande, medindo dezenas de milhões de anos-luz. Neste momento, a própria estrela pode ser muito fraca para ser vista.

O modelo também resolve outro problema que têm deixado astrônomos perplexos por um quarto de século. Há aproximadamente 25 anos, astrônomos descobriram que ao observar uma Nebulosa Planetária de outra galáxia, as mais brilhantes sempre têm o mesmo brilho. Assim, era possível ver o quão longe uma galáxia estava apenas observando o brilho da Nebulosa Planetária. Na teoria, isso funciona em qualquer tipo de galáxia.

Mas enquanto os dados sugeriam que isso estava correto, os modelos científicos mostravam o contrário. De acordo com Zijstra, estrelas velhas e de pouca massa criavam nebulosas planetárias muito mais fracas do que estrelas jovens e mais massivas. Isso se tornou uma fonte de conflito por 25 anos.

Segundo os dados, era possível obter nebulosas brilhantes a partir de estrelas de baixa massa como o Sol. Já os modelos diziam que isso não era possível, qualquer objeto com a massa duas vezes menor que a do Sol resultaria em uma Nebulosa Planetária muito fraca para ser vista.

Novos modelos mostram que, após a ejeção do envelope, as estrelas esquentam três vezes mais rapidamente do que se acreditava em modelos antigos. Isso facilita à uma estrela de pouca massa, como o Sol, formar uma Nebulosa Planetária brilhante. A equipe descobriu, através dos novos modelos, que o Sol possui exatamente o menor valor de massa capaz de produzir uma Nebulosa Planetária visível, embora fraca. Estrelas apenas um pouco menores não produzem uma Nebulosa visível.

De acordo com Ziljstra: descobrimos que estrelas com massa inferior a 1,1 vezes a massa do Sol produzem nebulosas mais fracas, e estrelas mais massivas que 3 vezes a massa solar produzem nebulosas mais fortes. Para os demais casos, o brilho previsto é muito próximo do observado. Problema resolvido, depois de 25 anos!

"Esse é um bom resultado. Agora temos como saber a aparência de estrelas de alguns bilhões de anos em galáxias distantes, o que é um alcance difícil de medir, além disso sabemos no que o Sol se tornará quando morrer!"

A pesquisa foi publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Manchester

quinta-feira, 17 de maio de 2018

Uma formiga espacial dispara os seus lasers

Um fenômeno raro, relacionado com a morte de uma estrela, foi descoberto em observações feitas pelo observatório espacial Herschel da ESA: uma emissão de laser incomum da espetacular Nebulosa da Formiga, que sugere a presença de um sistema duplo de estrelas escondido no seu coração.

Ants in space?

© Hubble (Nebulosa da Formiga)

Quando as estrelas de baixo a médio peso, como o nosso Sol, se aproximam do fim das suas vidas, tornam-se, eventualmente, estrelas anãs brancas e densas. No processo, expelem as suas camadas externas de gás e poeira para o espaço, criando um caleidoscópio de padrões intricados, conhecidos como uma nebulosa planetária.

As observações do Herschel, em infravermelho, mostraram que a morte dramática da estrela central no núcleo da Nebulosa da Formiga é ainda mais teatral do que sugerido pela sua aparência colorida em imagens visíveis, como aquelas obtidas pelo tlescópio espacial Hubble da NASA/ESA. Conforme revelado pelos novos dados, a Nebulosa da Formiga também irradia intensa emissão de laser a partir do seu núcleo.

Embora os lasers da vida cotidiana atual possam significar efeitos visuais especiais em concertos de música, no espaço, as emissões concentradas são detectadas em diferentes comprimentos de onda sob condições específicas. Apenas alguns destes lasers infravermelhos espaciais são conhecidos.

Por coincidência, o astrônomo Donald Menzel, o primeiro que observou e classificou esta nebulosa planetária em particular, na década de 1920 (é oficialmente conhecida como Menzel 3), também foi um dos primeiros a sugerir que, em certas condições, a amplificação da luz natural por emissão estimulada de radiação, a partir do qual a sigla ‘laser’ deriva (light amplification by stimulated emission of radiation) - poderia ocorrer em nebulosas gasosas. Isto foi bem antes da descoberta e da primeira operação bem-sucedida dos lasers nos laboratórios em 1960, uma ocasião que, aliás, é celebrada anualmente a 16 de maio como o Dia Internacional da Luz.

“Quando observamos Menzel 3, vemos uma estrutura surpreendentemente intricada composta de gás ionizado, mas não podemos ver o objeto no seu centro produzindo este padrão”, diz Isabel Aleman, do Observatório Leiden, na Holanda. “Graças à sensibilidade e ampla faixa de comprimento de onda do observatório Herschel, detectamos um tipo muito raro de emissão, denominado emissão de laser de recombinação de hidrogênio, que forneceu uma maneira de revelar a estrutura e as condições físicas da nebulosa.”

Este tipo de emissão de laser necessita de gás muito denso perto da estrela. A comparação das observações com modelos descobriu que, a densidade do gás emissor de laser é cerca de dez mil vezes maior do que a do gás visto em nebulosas planetárias típicas e nos lóbulos da própria Nebulosa da Formiga.

Normalmente, a região próxima à estrela morta - neste caso, a distância entre Saturno e o Sol - é bastante vazia, porque a maior parte do seu material é ejetada para fora. Qualquer gás remanescente cairia logo de volta nela.

A única maneira de manter o gás perto da estrela é se este estiver orbitando em torno dela num disco. Neste caso, observamos um disco denso no centro que é visto aproximadamente na borda. Esta orientação ajuda a amplificar o sinal do laser. O disco sugere que a anã branca tem um companheiro binário, porque é difícil fazer com que o gás ejetado entre em órbita, a menos que uma estrela acompanhante o desvie na direção certa.

Os astrônomos ainda não conseguiram observar a segunda estrela, mas acham que a massa da estrela companheira está sendo ejetada e depois capturada pela compacta estrela central da nebulosa planetária original, produzindo o disco onde a emissão do laser é produzida.

“Este estudo sugere que a inconfundível Nebulosa da Formiga, como a vemos hoje, foi criada pela natureza complexa de um sistema estelar binário, que influencia a forma, propriedades químicas e evolução nestes estágios finais da vida de uma estrela,” diz Göran Pilbratt, cientista do projeto Herschel da ESA.

“O Herschel ofereceu as perfeitas capacidades de observação para detectar este extraordinário laser na Nebulosa da Formiga. As descobertas nos ajudarão a restringir as condições sob as quais este fenômeno ocorre e também a refinar os nossos modelos de evolução estelar. É também deslumbrante o fato da missão Herschel ter sido capaz de conectar as duas descobertas de Menzel de há quase um século atrás.”

Um artigo descrevendo os resultados foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESA

Achada formação de estrelas numa época surpreendentemente precoce

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e do Very Large Telescope (VLT) do ESO, astrônomos determinaram que a formação estelar na galáxia muito distante MACS1149-JD1 começou numa época surpreendentemente precoce, apenas 250 milhões de anos após o Big Bang.

Hubble and ALMA image of MACS J1149.5+2223

© ALMA/Hubble (galáxia MACS1149-JD1 no aglomerado de galáxias MACS J1149.5+2223)

Esta descoberta também revelou o oxigênio mais distante já encontrado no Universo e a galáxia mais distante observada pelo ALMA ou pelo VLT até agora.

A equipe detectou nesta galáxia um brilho muito fraco emitido por oxigênio ionizado. Como esta luz infravermelha viajou através do espaço, a expansão do Universo “esticou-a” de tal modo que o seu comprimento de onda era, quando chegou à Terra e foi detectada pelo ALMA, cerca de dez vezes maior do que quando foi emitida pela galáxia. A equipe inferiu que o sinal tinha sido emitido há 13,3 bilhões de anos atrás (ou 500 milhões de anos após o Big Bang), o que faz deste oxigênio o mais distante já detectado por um telescópio. A presença de oxigênio é um sinal claro de que devem ter havido gerações anteriores de estrelas nesta galáxia.

Além do brilho do oxigênio captado pelo ALMA, um sinal ainda mais fraco de emissão de hidrogênio também foi detectado pelo VLT. A distância à galáxia determinada a partir desta observação é consistente com a distância determinada a partir da observação de oxigênio, o que faz com que MACS1149-JD1 seja a galáxia mais distante já observada com uma medição de distância precisa, e a galáxia mais distante já observada pelo ALMA ou pelo VLT.

“Estamos vendo esta galáxia quando o Universo tinha apenas 500 milhões de anos de idade e, no entanto, este objeto apresenta já uma população de estrelas bastante madura,” explica Nicolas Laporte, pesquisador na University College London (UCL) no Reino Unido. “Podemos portanto usar esta galáxia para investigar um período ainda mais precoce, e completamente desconhecido, da história cósmica.”

Durante um período após o Big Bang não havia oxigênio no Universo, já que este elemento foi criado através de processos de fusão nas primeiras estrelas e liberado para o espaço quando estas estrelas morreram. A detecção de oxigênio em MACS1149-JD1 indica que gerações anteriores de estrelas já se tinham formado e expelido oxigênio apenas 500 milhões de anos após o início do Universo.

Mas quando é que esta formação estelar anterior teria ocorrido? Para o descobrir, a equipe reconstruiu a história precoce de MACS1149-JD1 usando dados infravermelhos obtidos pelos telescópios espaciais Hubble da NASA/ESA e Spitzer da NASA. Os pesquisadores descobriram que o brilho observado da galáxia pode ser explicado por um modelo onde o início da formação estelar ocorreu apenas 250 milhões de anos após o início do Universo. Isto corresponde a um desvio para o vermelho de cerca de 15.

A maturidade das estrelas observadas em MACS1149-JD1 levanta a questão de quando é que as primeiras galáxias emergiram da escuridão total, uma época denominada “madrugada cósmica”. Ao estabelecer a idade de MACS1149-JD1, a equipe demonstrou realmente que as galáxias existiram mais cedo do que as que podemos detectar atualmente de forma direta.

Richard Ellis, astrônomo da UCL conclui: “Determinar quando é que a madrugada cósmica ocorreu é semelhante na cosmologia e formação de galáxias a descobrir o Santo Graal. Com estas novas observações de MACS1149-JD1, aproximamo-nos de poder testemunhar de forma direta o nascimento da luz das estrelas! Uma vez que todos nós somos feitos de material estelar processado, o que isto significa é que nos aproximamos efetivamente de descobrir as nossas próprias origens cósmicas.”

Estes resultados foram descritos no artigo intitulado “The onset of star formation 250 million years after the Big Bang”, de T. Hashimoto et al., que será publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

quarta-feira, 16 de maio de 2018

Descoberto pulsar de raios X em órbita recorde

Cientistas que analisavam os primeiros dados da missão NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) da NASA encontraram duas estrelas que giram em torno uma da outra a cada 38 minutos.

ilustração de um pulsar e uma anã branca

© Goddard Space Flight Center (ilustração de um pulsar e uma anã branca)

Uma das estrelas do sistema chamado IGR J17062–6143 (J17062, abreviado) é uma estrela superdensa e de rápida rotação a que chamamos pulsar. A descoberta confere ao par estelar o recorde do período orbital mais curto para uma determinada classe de sistema binário de pulsares.

Os dados do NICER também mostram que as estrelas do par J17062 estão apenas separadas por 300.000 quilômetros, menos do que a distância entre a Terra e a Lua. Com base no rapidíssimo período orbital e na separação do par, os cientistas envolvidos num novo estudo do sistema pensam que a segunda estrela é uma anã branca pobre em hidrogênio.

"Não é possível para uma estrela rica em hidrogênio, como o nosso Sol, ser a companheira do pulsar," comenta Tod Strohmayer, astrofísico do Goddard Space Flight Center. "Não conseguimos fazer encaixar uma estrela como essa numa órbita tão pequena."

Uma observação prévia de 20 minutos pelo RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) em 2008 só conseguiu estabelecer um limite inferior para o período orbital de J17062. O NICER, instalado a bordo da Estação Espacial Internacional em junho passado, pôde observar o sistema por períodos muito mais longos. Em agosto, o instrumento focou-se em J17062 por mais de sete horas ao longo de 5,3 dias. Combinando observações adicionais em outubro e novembro, a equipe de cientistas foi capaz de confirmar o período orbital recorde para um sistema binário contendo um AMXP (Accreting Millisecond X-ray Pulsar).

Quando uma estrela massiva passa a supernova, o seu núcleo colapsa num buraco negro ou numa estrela de nêutrons, pequena e superdensa, do tamanho de uma cidade, mas com mais massa do que o Sol. As estrelas de nêutrons são tão quentes que a luz que irradiam passa a porção incandescente do espetro visível e ultravioleta até aos raios X. Um pulsar é uma estrela de nêutrons que gira rapidamente.

A observação de J17062 executada em 2008 pelo RXTE descobriu pulsos recorrentes de raios X 163 vezes por segundo. Estes pulsos marcam a localização de pontos quentes ao redor dos polos magnéticos do pulsar, o que permitiu a determinação de quão rapidamente gira. O pulsar de J17062 gira a cerca de 9.800 rotações por minuto.

Pontos quentes formam-se quando o intenso campo gravitacional de uma estrela de nêutrons retira material de uma companheira estelar - em J17062, da anã branca - e é colocado num disco de acreção. A matéria no disco espirala para dentro, eventualmente chegando à superfície. As estrelas de nêutrons têm campos magnéticos fortes, de modo que o material aterra na superfície de forma desigual, viajando ao longo do campo magnético até aos polos onde produz os pontos quentes.

O constante bombardeamento de gás em queda faz com que os pulsares de acreção girem mais rapidamente. Enquanto giram, os pontos quentes entram e saem da vista de instrumentos de raios X como o NICER, que regista as flutuações. Alguns pulsares giram mais de 700 vezes por segundo. As flutuações de raios X dos pulsares são tão previsíveis que o SEXTANT (Station Explorer for X-ray Timing and Navigation Technology) já mostrou que podem servir como faróis para navegação autônoma em futuras naves espaciais.

Com o tempo, o material da estrela doadora é acumulado à superfície da estrela de nêutrons. Assim que a pressão desta camada cresce até ao ponto em que os seus átomos se fundem, ocorre uma reação termonuclear descontrolada, liberando a energia equivalente a 100 bombas de 15 megatoneladas que explodem sobre cada centímetro quadrado. Os raios X de tais explosões também pode ser captados pelo NICER, embora ainda não tenham sido vistas em J17062.

Os pesquisadores foram capazes de determinar que as estrelas de J17062 giram em torno uma da outra numa órbita circular, o que é comum para os AMXPs. A estrela doadora, anã branca, é um "peso leve", com mais ou menos 1,5% da massa do Sol. O pulsar tem muito mais massa, cerca de 1,4 massas solares, o que significa que as estrelas orbitam um ponto a cerca de 3.000 km do pulsar. É quase como se a estrela doadora orbitasse um pulsar estacionário, mas o NICER é sensível o suficiente para detectar a pequena flutuação na emissão de raios X do pulsar devido à atração gravitacional da anã branca.

"A distância entre nós e o pulsar não é constante," comenta Strohmayer. "Varia devido a este movimento orbital. Quando o pulsar está mais próximo, a emissão de raios X leva um pouco menos a chegar até nós do que quando está mais distante. O atraso é pequeno, apenas cerca de 8 milissegundos para a órbita de J17062, mas está bem dentro das capacidades de uma máquina sensível como o NICER."

A missão do NICER é fornecer medições de alta precisão para melhor estudar a física e o comportamento das estrelas de nêutrons. Outros dados do instrumento forneceram resultados sobre as explosões termonucleares de um objeto e exploraram o que acontece com o disco de acreção durante estes eventos.

"As estrelas de nêutrons são verdadeiros laboratórios de física nuclear, do ponto de vista terrestre," comenta Zaven Arzoumanian, astrofísico Goddard Space Flight Center e cientista chefe do NICER. "Não podemos recriar as condições das estrelas de nêutrons em qualquer parte do nosso Sistema Solar. Um dos principais objetivos do NICER é estudar a física subatômica que não é acessível em nenhum outro lugar."

Os resultados do estudo foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Rotação da Grande Nuvem de Magalhães

Esta imagem não está embaçada.

rotação da Grande Nuvem de Magalhães

© ESA/Gaia (rotação da Grande Nuvem de Magalhães)

Ela mostra em detalhes que a maior galáxia satélite da nossa Via Láctea, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC), gira. Determinado pela primeira vez com o Hubble, a rotação da LMC é apresentada aqui com dados finos do satélite Gaia, em órbita do Sol.

O Gaia mede as posições das estrelas com tanta precisão que as medições subsequentes podem revelar pequenos movimentos próprios de estrelas não detectáveis anteriormente.

A imagem em destaque mostra, efetivamente, trilhas estelares exageradas pelos milhões de fracas estrelas da LMC.

A inspeção da imagem também mostra o centro de rotação no sentido horário: perto da parte superior da barra central da LMC. A LMC, proeminente nos céus do sul, é uma pequena galáxia espiral que foi distorcida por encontros com a maior galáxia, a Via Láctea, e a menor galáxia, a Pequena Nuvem de Magalhães (SMC).

Fonte: NASA

segunda-feira, 14 de maio de 2018

Uma espiral disfarçada

Assemelhando-se a uma vassoura incandescente de feiticeira, a NGC 1032 abre caminho na escuridão silenciosa do espaço nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

NGC 1032

© Hubble (NGC 1032)

A NGC 1032 está localizada a cerca de cem milhões de anos-luz de distância na constelação de Cetus (O Monstro do Mar). Embora bonita, esta imagem talvez não faça jus ao verdadeiro apelo estético da galáxia: a NGC 1032 é na verdade uma galáxia espiral espetacular, mas da Terra, o vasto disco de gás, poeira e estrelas da galáxia é visto quase de lado.

Um punhado de outras galáxias pode ser visto à espreita no fundo, espalhado ao redor da estreita faixa da NGC 1032. Muitas são orientadas de frente ou em ângulos inclinados, exibindo seus braços espirais glamourosos e núcleos brilhantes. Tais orientações fornecem uma riqueza de detalhes sobre os braços e seus núcleos, mas entender completamente a estrutura tridimensional de uma galáxia também requer uma visão de perfil. Isso conduz a uma ideia geral de como as estrelas são distribuídas por toda a galáxia e permite a medida da “altura” do disco e o brilhante núcleo cravejado de estrelas.

Fonte: ESA

A lua Hyperion de Saturno

O que está no fundo das estranhas crateras de Hyperion?

Hyperion

© NASA/Cassini/Gordan Ugarkovic (Hyperion)

Para ajudar a descobrir, a sonda Cassini orbitando Saturno passou pela lua texturizada em 2005 e 2010 e tirou fotos de detalhes sem precedentes. Um mosaico de seis imagens da passagem de 2005, apresentado aqui em cores naturais, mostra um mundo notável repleto de crateras estranhas e uma superfície parecida com uma esponja.

No fundo da maioria das crateras, há algum tipo de material avermelhado escuro desconhecido. Este material parece semelhante ao que cobre parte de outra das luas de Saturno, Iapetus, e pode afundar na lua gelada, uma vez que absorve melhor a luz do Sol.

Hyperion tem cerca de 250 quilômetros de diâmetro, gira caoticamente e tem uma densidade tão baixa que provavelmente abriga um vasto sistema de cavernas no interior.

Fonte: NASA

domingo, 13 de maio de 2018

A Nebulosa do Ovo do Robin

Esta linda nuvem cósmica fica a cerca de 1.500 anos-luz de distância, sua forma e cor lembram o ovo de um robin azul.

NGC 1360

© Josep Drudis/Don Goldman (NGC 1360)

O objeto foi descoberto pelo astrônomo August Winnecke em 1868, e abrange cerca de 3 anos-luz, aninhados com segurança dentro dos limites da constelação de Fornax.

Reconhecida como uma nebulosa planetária, a NGC 1360 não representa um começo. Em vez disso, corresponde a uma fase breve e final na evolução de uma estrela envelhecida. De fato, visível na imagem telescópica, a estrela central da NGC 1360 é conhecida por ser um sistema estelar binário que provavelmente consiste em duas estrelas anãs brancas evoluídas, menos massivas mas muito mais quentes que o Sol.

Sua radiação ultravioleta intensa removeu os elétrons dos átomos do envoltório gasoso circundante. A matiz azul-verde predominante da NGC 1360 vista aqui é a forte emissão produzida pelos elétrons recombinados com átomos de oxigênio duplamente ionizados.

Fonte: NASA

Galáxias no Rio

Grandes galáxias crescem englobando galáxias menores.

NGC 1531 & NGC 1532

© M. Meunier/L. Bernasconi (NGC 1531 & NGC 1532)

Até mesmo nossa própria galáxia pratica o canibalismo galáctico, absorvendo pequenas galáxias que se aproximam demais e são capturadas pela gravidade da Via Láctea. De fato, a prática é comum no Universo e ilustrada por este impressionante par de galáxias em interação nas margens da constelação do sul Eridanus, O Rio.

Localizada a mais de 50 milhões de anos-luz de distância, a grande e distorcida galáxia espiral NGC 1532 é vista interagindo gravitacionalmente com a galáxia anã NGC 1531 (à direita do centro), uma luta que a galáxia menor eventualmente perderá.

Vista de lado, a galáxia espiral NGC 1532 abrange cerca de 100.000 anos-luz. Muito bem detalhado nesta imagem, o par NGC 1532/1531 é semelhante ao sistema bem estudado de espiral frontal e pequena companheira conhecido como M51.

Fonte: NASA

sábado, 12 de maio de 2018

Uma pluralidade de singularidades no centro galáctico

Uma recente pesquisa informal descobriu que os astrônomos ainda não têm um bom nome coletivo para um grupo de buracos negros, mas eles precisam de um.

Sgr A e binários de raios X

© NASA/Chandra (Sgr A* e binários de raios X)

Os círculos vermelhos nesta imagem de raio X do observatório Chandra identificam um grupo de uma dúzia de buracos negros que são membros de sistemas estelares binários. A dúzia de binárias de raios X remanescentes é identificada na versão rotulada da imagem usando círculos de cor vermelha. Outras fontes com quantidades relativamente grandes de raios X de alta energia são rotuladas em branco, e são na maior parte binárias contendo estrelas anãs brancas.

Com 5 a 30 vezes a massa do Sol, os binários de buracos negros estão aglomerados em cerca de 3 anos-luz do centro da nossa galáxia onde o buraco negro supermassivo identificado como Sagitário A* (Sgr A*) reside. Estudos teóricos da dinâmica de estrelas em galáxias indicaram que uma grande população de buracos negros de massa estelar - até 20.000 - poderia se deslocar para o interior ao longo do tempo em torno de Sgr A*.

Os círculos amarelos indicam fontes de raios X que provavelmente são estrelas de nêutrons menos massivas ou estrelas anãs brancas em sistemas estelares binários.

Os buracos negros sozinhos seriam invisíveis, mas como parte de um sistema estelar binário, eles criam material de sua companheira normal e geram raios X.

A certa distância do centro galáctico, o Chandra consegue detectar apenas o mais brilhante destes sistemas binários de buracos negros como fontes pontuais de raios X, sugerindo que muitos binários de buracos negros emissores de raios X mais fracos deveriam existir lá, ainda não detectados.

Embora a explicação do buraco negro seja plausível, não pode ser descartada a possibilidade de que cerca de metade das dúzias de fontes observadas sejam de uma população de pulsares de milissegundo, ou seja, estrelas de nêutrons muito velozes com fortes campos magnéticos.

Esta descoberta também poderia informar a futura pesquisa de ondas gravitacionais. Saber o número de buracos negros no centro de uma galáxia típica pode ajudar a prever melhor quantos eventos de ondas gravitacionais podem estar associados a eles.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Um possível planeta em formação foi fotografado por acaso

Um grupo de astrônomos, liderada por pesquisadores holandeses da Universidade de Leiden, estava examinando o disco de poeira em torno da jovem estrela dupla CS Cha, quando viram um pequeno ponto na borda das suas imagens.

imagem infravermelha do binário CS Cha com o companheiro no círculo

© C. Ginski/SPHERE (imagem infravermelha do binário CS Cha com o companheiro no círculo)

O ponto é um pequeno planeta com apenas alguns milhões de anos, que se move juntamente com a estrela dupla. Ainda não está claro se é um super-Júpiter em formação ou uma anã marron.

Os pesquisadores suspeitam que é um planeta na sua infância que ainda está crescendo. Os astrônomos usaram o instrumento SPHERE no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile.

A estrela binária CS Cha e o seu companheiro especial estão localizados a cerca de seiscentos anos-luz de distância da Terra numa região de formação estelar na direção da constelação do hemisfério sul de Camaleão. A estrela dupla tem apenas dois ou três milhões de anos. Os pesquisadores queriam estudar a estrela para procurar um disco de poeira e planetas em formação.

Durante a sua análise da estrela binária, os astrônomos viram um pequeno ponto na borda das suas imagens. Os cientistas mergulharam nos arquivos do telescópio e descobriram o ponto, mas muito mais tênue, também em fotografias com 19 anos obtidas pelo telescópio espacial Hubble e em fotografias com 11 anos do VLT. Graças a estas imagens antigas, foi possível identificar que o companheiro se move com o binário e que pertencem juntos.

Ainda não se sabe definitivamente o aspeto do companheiro e como foi formado. Os cientistas tentaram encaixar vários modelos nas observações, mas não há plena certeza. O companheiro pode ser uma pequena estrela anã marron, mas também pode ser um super-Júpiter.

O autor principal Christian Ginski explica: "A parte mais emocionante é que a luz do companheiro é altamente polarizada. Esta preferência na direção da polarização geralmente ocorre quando a luz é espalhada ao longo do caminho. Nós suspeitamos que o companheiro esteja rodeado pelo seu próprio disco de poeira. A parte complicada é que o disco bloqueia grande parte da luz e é por isso que dificilmente podemos determinar a massa do companheiro. De modo que pode ser uma anã marron, mas também um super-Júpiter em formação. Os modelos clássicos de formação planetária não nos conseguem ajudar."

No futuro, os pesquisadores querem examinar o binário e o companheiro em mais detalhe. Pretendem usar o telescópio internacional ALMA situado no planalto Chajnantor dos Andes Chilenos.

Em breve será publicado um artigo aceito pela revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Leiden University

Galáxias massivas em aglomerados se movem de maneira inesperada

Astrônomos usando dados de ambos os espectrógrafos (Norte e Sul) do Gemini Multi-Object Spectrographs (GMOS) mediram os movimentos das estrelas dentro de uma amostra de 32 galáxias elípticas e encontraram os movimentos estelares inconsistentes com os primos solitários destas galáxias.

aglomerados de galáxias MS0440 02

© Gemini Observatory (aglomerados de galáxias MS0440+02)

A imagem mostra o aglomerado de galáxias MS0440+02, destacando seis esferóides elípticos brilhantes, todos com o mesmo redshift.

As galáxias escolhidas são conhecidas como as galáxias mais brilhantes dos aglomerados (BCGs), porque são os membros mais brilhantes de grandes aglomerados de galáxias. A equipe internacional de astrônomos obteve espectros usando os observatórios Gemini,  para encontrar as velocidades relativas das estrelas dentro de cada galáxia e, em seguida, determinar as dispersões centrais de velocidade estelar e os perfis de dispersão radial para cada galáxia. “Isso é semelhante ao que vemos em nosso próprio Sistema Solar com as diferentes velocidades dos planetas ao redor do Sol,” disse John Blakeslee, chefe de ciência do Gemini Observatory. “Usamos as velocidades dos planetas para determinar a distribuição em massa do nosso Sistema Solar e também como conhecemos a massa do Sol com precisão”.

Os pesquisadores descobriram uma variedade surpreendente nas formas dos perfis de dispersão de velocidade para as BCGs, com uma grande fração mostrando perfis de dispersão crescentes. Um perfil crescente de dispersão de velocidade significa que as estrelas dentro destas galáxias estão se movendo mais rápido à medida que você avança para mais longe do núcleo da galáxia em resposta a uma força gravitacional crescente. Em comparação, os perfis de dispersão de velocidade ascendente são muito mais raros em outras elípticas massivas que não são BCGs, incluindo muitas galáxias mais brilhantes em grupos (BGGs).

“Você pensaria ingenuamente que galáxias elípticas massivas são uma classe de objetos homogêneos e bem comportados, mas as mais massivas, aquelas dos centros de grupos e aglomerados, continuam a nos surpreender,” disse Ilani Loubser, astrônoma da North-West University na África do Sul. Ela também observou: “A qualidade e a riqueza de informações que podemos medir a partir dos espectros do GMOS (mesmo em clima ruim) são notáveis!”

As BCGs tendem a residir perto dos centros de seus respectivos aglomerados e, portanto, são geralmente incorporadas em distribuições estendidas de matéria luminosa e escura. A amostra de BCGs neste estudo incluiu algumas das galáxias mais massivas conhecidas no Universo a uma distância de cerca de 3,2 bilhões de anos-luz (z ~ 0,3).

O estudo também descobriu que os declives dos perfis de dispersão de velocidade se correlacionam com a luminosidade da galáxia, no sentido de que o aumento na velocidade das estrelas é maior em BCGs mais brilhantes, assim como em BGGs. Se a diversidade completa nos perfis de dispersão de velocidade observados é consistente com os modelos padrão para o crescimento de galáxias massivas, ainda não está claro. Comparações mais detalhadas com perfis de dispersão de velocidade em simulações cosmológicas são necessárias.

O estudo foi aceito para publicação no Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Gemini Observatory

sexta-feira, 11 de maio de 2018

Asteroide exilado descoberto nos confins do Sistema Solar

Com o auxílio dos telescópios do ESO, uma equipe internacional de astrônomos investigou uma relíquia do Sistema Solar primordial.

ilustração do asteroide exilado 2004 EW95

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do asteroide exilado 2004 EW95)

A equipe descobriu que o estranho objeto do Cinturão de Kuiper 2004 EW95 é um asteroide rico em carbono, o primeiro deste tipo confirmado nos frios confins do Sistema Solar. Este curioso objeto formou-se muito provavelmente no cinturão de asteroides situado entre Marte e Júpiter e foi depois lançado a bilhões de quilômetros de distância, instalando-se assim no Cinturão de Kuiper.

Os primórdios do nosso Sistema Solar foram muito tempestuosos. Modelos teóricos deste período predizem que depois da formação dos gigantes gasosos, estes planetas assolaram o Sistema Solar, ejetando pequenos corpos rochosos das regiões internas para órbitas mais externas, muito afastadas do Sol. Modelos dinâmicos atuais relativos à evolução do Sistema Solar primordial, tais como a hipótese Grand Tack e o modelo de Nice, preveem que os planetas gigantes migraram inicialmente para o interior e posteriormente para o exterior, perturbando e espalhando objetos do Sistema Solar interno. Como consequência, espera-se que uma pequena percentagem de asteroides rochosos tenha sido ejetada para órbitas situadas na Nuvem de Oort e no Cinturão de Kuiper.

Em particular, os modelos sugerem que o cinturão de Kuiper, uma região fria situada além da órbita de Netuno, deveria conter uma pequena fração de corpos rochosos originários do Sistema Solar interno, tais como os asteroides ricos em carbono, os chamados asteroides carbonáceos, ou do tipo C.

Agora, um artigo científico recente apresenta evidências sólidas para a existência do primeiro asteroide do tipo C observado no cinturão de Kuiper, apoiando assim fortemente os modelos teóricos dos primórdios turbulentos do nosso Sistema Solar. Após medições difíceis obtidas por vários instrumentos montados no Very Large Telescope (VLT) do ESO, uma pequena equipe de astrônomos liderada por Tom Seccull da Queen’s University Belfast no Reino Unido, conseguiu obter a composição do objeto anômalo do cinturão de Kuiper 2004 EW95 e determinar que se trata de um asteroide carbonáceo. Este fato sugere que este asteroide se formou originalmente no Sistema Solar interno, tendo depois migrado mais para o exterior.

A natureza peculiar do 2004 EW95 foi inicialmente observada com o telescópio espacial Hubble por Wesley Fraser, também astrônomo na Queen’s University Belfast e um dos membros da equipe responsável por esta descoberta. O espectro de reflexão do asteroide, um padrão específico de comprimentos de onda da luz refletida por um objeto, era diferente dos espectros de pequenos objetos do cinturão de Kuiper semelhantes, os quais apresentam tipicamente espectros pouco interessantes sem estruturas, que revelam pouca informação sobre a sua composição.

O espectro de reflexão do 2004 EW95 era claramente distinto dos outros objetos observados no Sistema Solar externo.

A equipe observou o 2004 EW95 com os instrumentos X-Shooter e FORS2 montados no VLT. A sensibilidade destes espectrógrafos permitiu aos pesquisadores obter medições mais detalhadas do padrão de luz refletida pelo asteroide e consequentemente inferir a sua composição.

No entanto, mesmo com o impressionante poder coletor do VLT, o 2044 EW95 era ainda difícil de observar. Apesar do objeto ter uma dimensão de 300 km, encontra-se atualmente à colossal distância de 4 bilhões de km da Terra, o que faz com que a obtenção de dados da sua superfície escura rica em carbono, se torne  num desafio científico bastante grande.

Duas estruturas nos espectros do objeto eram particularmente notórias e correspondiam à presença de óxidos de ferro e filossilicatos. A presença destes materiais nunca tinha sido confirmada anteriormente num objeto do cinturão de Kuiper e sugere fortemente que 2004 EW95 se formou no Sistema Solar interior.

Dada a localização atual de 2004 EW95 nos confins gelados do Sistema Solar, é possível que o objeto foi lançado para a sua órbita atual por um planeta migratório durante os primórdios do Sistema Solar.

Este trabalho foi publicado na revista especializada The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

quarta-feira, 9 de maio de 2018

Encontrado um exoplaneta sem nuvens

Cientistas detectaram uma atmosfera exoplanetária livre de nuvens, marcando um avanço fundamental na busca por uma maior compreensão dos planetas situados além do nosso Sistema Solar.

ilustração do Saturno quente WASP-96b

© Engine House (ilustração do "Saturno quente" WASP-96b)

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada pelo Dr. Nikolay Nikolov da Universidade de Exeter, Reino Unido, descobriu que a atmosfera do "Saturno quente" WASP-96b não tem nuvens.

Usando o Very Large Telescope (VLT) de 8,2m no Chile, a equipe estudou a atmosfera do WASP-96b quando o planeta passou em frente da sua estrela progenitora. Isto permitiu a medida da diminuição da luz estelar provocada pelo planeta e pela sua atmosfera, possibilitando determinar a composição atmosférica do planeta.

Assim como as impressões digitais de um indivíduo são únicas, os átomos e as moléculas têm uma característica espectral única que pode ser usada para detectar a sua presença em objetos celestes. O espectro do WASP-96b mostra a impressão digital completa do sódio, que só pode ser observada numa atmosfera sem nuvens.

O WASP-96b é um típico gigante gasoso e quente (1.300K), semelhante a Saturno em massa e que excede o tamanho de Júpiter em 20%. O planeta transita periodicamente uma estrela parecida com o Sol a 980 anos-luz de distância na direção da constelação do hemisfério sul da Fênix, entre as joias estelares do sul Fomalhaut (α Piscis Austrini) e Achernar (α Eridani).

Há muito que se previu que o sódio existe nas atmosferas dos gigantes gasosos e quentes, e numa atmosfera livre de nuvens produziria um espectro similar, em forma, ao perfil de uma tenda de campismo.

Nikolay Nikolov, autor principal da Universidade de Exeter, afirma: "Analisamos mais de 20 espectros de trânsitos exoplanetários. O WASP-96b é o único exoplaneta que parece estar totalmente livre de nuvens e mostra uma assinatura de sódio tão clara que torna o planeta uma referência para caracterização."

Sabemos que as nuvens e neblinas existem em alguns dos planetas mais frios e mais quentes do Sistema Solar e além. A presença ou ausência de nuvens e a sua capacidade para bloquear a luz desempenham um papel importante no orçamento energético geral das atmosferas planetárias.

"É difícil prever quais destas atmosferas quentes terão nuvens espessas. Ao observarmos toda a gama de possíveis atmosferas, desde as muito nubladas até às limpas como WASP-96b, obtemos uma melhor compreensão da composição destas nuvens," explica o professor Jonathan J. Fortney, do Other Worlds Laboratory da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, EUA.

A assinatura do sódio vista em WASP-96b sugere uma atmosfera livre de nuvens. A observação permitiu com que a equipe medisse a abundância de sódio na atmosfera do planeta, encontrando níveis semelhantes aos vistos no nosso próprio Sistema Solar.

"O WASP-96b também proporcionará uma oportunidade única para determinar a abundância de outras moléculas, como água, monóxido de carbono e dióxido de carbono com observações futuras," acrescenta Ernst de Mooij da Universidade da Cidade de Dublin.

O sódio é o sétimo elemento mais comum no Universo. Na Terra, compostos de sódio como o sal dão à água do mar o seu sabor salgado e a cor branca das salinas. Na vida animal, o sódio é conhecido por regular a atividade cardíaca e o metabolismo. O sódio também é usado em tecnologia, como nas luzes de rua de vapor de sódio, que produz um tom amarelo-laranja.

Os astrônomos pretendem observar a assinatura de outras espécies atmosféricas, como a água, o monóxido de carbono e o dióxido de carbono, com o telescópio espacial Hubble e o futuro telescópio espacial James Webb, além de telescópios no solo.

Os resultados foram publicados na revista científica Nature.

Fonte: University of Exeter