A Nebulosa Roseta

Se a Nebulosa Roseta tivesse outro nome pareceria tão delicada?

© Evangelos Souglakos (NGC 2237)

A insípida designação dada pelo New General Catalog de NGC 2237 não parece influenciar e diminuir a beleza da aparência desta florida nebulosa de emissão.

Dentro da nebulosa reside um aglomerado estelar aberto com brilhantes estrelas, designado como NGC 2244. As estrelas por lá se formaram a cerca de 4 milhões de anos dos escombros da nebulosa. Seus poderosos ventos estelares estão agora gerando uma cavidade no centro da nebulosa, isolada por uma camada de poeira cósmica e gás aquecido.

A radiação ultravioleta das energéticas estrelas quentes do aglomerado fazem com que a nebulosa circundante se ilumine. A Nebulosa Roseta tem um diâmetro estimado de 100 anos-luz e reside a acerca de 5.000 anos-luz de distância. A NGC 2237 pode ser observada com pequenos telescópios na direção da constelação do Unicórnio (Monoceros).

Fonte: NASA

O tempo de vida da nebulosa solar

Há cerca de 4,6 bilhões de anos atrás, uma enorme nuvem de hidrogênio gasoso e poeira colapsou sob o seu próprio peso, eventualmente achatando-se num disco chamado nebulosa solar.

© Hernan Canellas (ilustração da nebulosa solar)

A maioria deste material interestelar contraiu-se no centro do disco para formar o Sol e parte do gás e da poeira restante desta nebulosa solar condensou-se para formar os planetas e o resto do nosso Sistema Solar.

Agora, cientistas do Massachusetts Institute of Technology (MIT) e colegas, incluido a brasileira Maria Zucolotto do Museu Nacional do Rio de Janeiro, estimaram a vida útil da nebulosa solar, uma fase crítica durante a qual uma grande parte da evolução do Sistema Solar teve lugar.

Esta nova estimativa sugere que os gigantes gasosos Júpiter e Saturno devem ter-se formado dentro dos primeiros 4 milhões de anos da formação do Sistema Solar. Além disso, é provável que até este momento tenham completado uma migração das suas posições orbitais.

Ao estudar as orientações magnéticas em amostras imaculadas de meteoritos antigos formados há 4,653 bilhões de anos, a equipe determinou que a nebulosa solar durou cerca de 3 a 4 milhões de anos. Este é um valor muito mais preciso do que as estimativas anteriores, que colocaram o tempo de vida da nebulosa solar entre 1 e 10 milhões de anos.

A equipe chegou a esta conclusão depois de analisar cuidadosamente angritos, algumas das rochas planetárias mais antigas e pristinas. Os angritos são rochas ígneas, muitas das quais pensa-se que tenham entrado em erupção à superfície de asteroides no início da história do Sistema Solar e, em seguida, arrefecido rapidamente, congelando as suas propriedades originais, incluindo a sua composição e sinais paleomagnéticos.

Os cientistas consideram os angritos registos excepcionais do início do Sistema Solar, particularmente porque as rochas também contêm grandes quantidades de urânio, que podem usar para determinar precisamente a sua idade. Muitos angritos parecem-se com o que entra em erupção no Havaí, mas arrefeceram num planetesimal muito precoce.

Os cientistas analisaram quatro angritos que caíram na Terra em diferentes lugares e épocas.

Um caiu na Argentina e parecia com uma tigela indígena. Os outros três meteoritos foram descobertos no Brasil, na Antártida e no deserto do Saara. Todos os quatro meteoritos estão notavelmente bem preservados, não tendo sofrido nenhum aquecimento adicional ou grandes mudanças de composição desde a sua formação original.

A equipe obteve amostras de todos os quatro meteoritos. Ao medir a proporção de urânio para chumbo em cada uma, os estudos anteriores haviam determinado que os três mais antigos se formaram há cerca de 4,653 bilhões de anos atrás. Os pesquisadores mediram então a magnetização remanescente das rochas usando um magnetômetro de precisão no Laboratório de Paleomagnetismo do MIT.

"Os elétrons são como pequenas agulhas das bússolas e se alinharmos muitos deles numa rocha, a rocha torna-se magnetizada," explica Benjamin Weiss, professor de ciências terrestres, atmosféricas e planetárias do MIT. "Uma vez alinhados, o que pode acontecer quando uma rocha arrefece na presença de um campo magnético, assim ficam. É isso que usamos como registos de antigos campos magnéticos."

Quando colocaram os angritos no magnetômetro foi observado muito pouca magnetização remanescente, o que indica a presença de um campo magnético muito fraco durante a formação dos angritos.

A equipe deu um passo em frente e tentou reconstruir o campo magnético que teria produzido os alinhamentos das rochas, ou a falta dele. Para tal, aqueceram as amostras e arrefeceram-nas novamente num campo magnético controlado por laboratório. Foi descoberto que só são permitidos campos muito fracos, dado quão pouca magnetização remanescente está nestes três angritos.

Especificamente, a equipe descobriu que a magnetização remanescente dos angritos pode ter sido produzida por um campo magnético extremamente fraco de não mais de 0,6 µT (microteslas), há 4,653 bilhões de anos atrás, ou cerca de 4 milhões de anos após o início do Sistema Solar.

Em 2014, o grupo de Weiss analisou outros meteoritos antigos que se formaram dentro dos primeiros 2 a 3 milhões de anos do Sistema Solar e encontrou evidências de um campo magnético cerca de 10 a 100 vezes mais forte, aproximadamente de 5 a 50 µT.

"Prevê-se que, assim que o campo magnético cai por um fator de 10 a 100 no Sistema Solar interior, o que agora mostramos, a nebulosa solar desaparece rapidamente, dentro de 100.000 anos," realça Weiss. "Assim, mesmo que a nebulosa solar não tivesse desaparecido completamente após 4 milhões de anos, estava basicamente acabada."

A nova estimativa dos cientistas é muito mais precisa do que as estimativas anteriores, que foram baseadas em observações de estrelas distantes.

"Além disso, o paleomagnetismo dos angritos restringe a vida da nossa própria nebulosa solar, enquanto as observações astronômicas, obviamente, medem outros sistemas solares distantes. Dado que o tempo de vida da nebulosa solar afeta criticamente as posições finais de Júpiter e Saturno, também afeta a formação posterior da Terra, bem como a formação dos outros planetas terrestres," acrescenta Huapei Wang, pós-doutorado do MIT e o autor principal deste estudo.

Agora que os cientistas têm uma melhor ideia de quanto tempo a nebulosa solar persistiu, podem também restringir-se à formação dos planetas gigantes como Júpiter e Saturno. Os planetas gigantes são feitos, na maior parte, de gás e gelo, e existem duas hipóteses principais para o modo como todo este material se aglomerou para formar um planeta. Uma sugere que os gigantes gasosos se formaram a partir do colapso gravitacional de gás, tal como o Sol. A outra sugere que se formaram num processo de duas fases chamado acreção do núcleo, no qual pedaços de material foram esmagados e fundidos para formar corpos gelados e rochosos maiores. Assim que esses corpos se tornaram suficientemente massivos, geraram uma força gravitacional que atraiu grandes quantidades de gás para, finalmente, formar um planeta gigante.

De acordo com previsões anteriores, os planetas gigantes formados através do colapso gravitacional de gás devem completar a sua formação geral em 100.000 anos. A acreção do núcleo, em contraste, pensa-se que demore muito mais tempo, entre 1 e vários milhões de anos. Weiss diz que se a nebulosa solar estivesse presente nos primeiros 4 milhões de anos da formação do Sistema Solar, isto daria suporte ao cenário de acreção do núcleo, que é geralmente mais aceito entre os cientistas.

Os resultados foram relatados num artigo publicado na revista Science.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Um objeto parecido com o cometa Halley próximo de uma anã branca

Cientistas através do telescópio espacial Hubble observaram, pela primeira vez, um objeto gigantesco semelhante a um cometa que foi dilacerado e espalhado na atmosfera de uma anã branca.

© Z. Levy/STScI (ilustração de um cometa caindo numa anã branca)

A equipe internacional de astrônomos observou a anã branca WD 1425+540, localizada a cerca de 170 anos-luz da Terra na constelação Boötes (o Pastor). A anã branca foi encontrada pela primeira vez em 1974 e faz parte de um amplo sistema binário, com uma estrela companheira separada por 2.000 vezes a distância que a Terra é do Sol. Enquanto estudava a atmosfera da anã branca usando o telescópio espacial Hubble e o observatório W. M. Keck, a equipe encontrou evidências de que um objeto, como um cometa massivo, estava caindo sobre a estrela, que foi despedaçado.

A equipe determinou que o objeto tinha uma composição química similar ao famoso cometa de Halley, mas era 100.000 vezes mais massivo e teve duas vezes a proporção da água. A análise espectral mostrou que o objeto destruído era rico em elementos essenciais para a vida, incluindo carbono, oxigênio, enxofre e até mesmo nitrogênio. As medições de carbono, nitrogênio, oxigênio, silício, enxofre, ferro, níquel e hidrogênio foram obtidas pelo Cosmic Origins Spectrograph (COS), instalado no telescópio espacial Hubble, enquanto que os telescópios do observatório W. M. Keck forneceram as medições de cálcio, magnésio e hidrogênio.

Isto faz com que seja a primeira detecção de nitrogênio nos detritos caindo sobre uma anã branca. O autor principal Siyi Xu do Observatório Europeu do Sul (ESO), Alemanha, explica a importância da descoberta: "O nitrogênio é um elemento muito importante para a vida como a conhecemos. Este objeto particular é bastante rico em nitrogênio, mais do que qualquer objeto observado em nosso Sistema Solar."

Existem mais de uma dúzia de anãs brancas conhecidas por serem poluídas com restos de objetos rochosos semelhantes a asteroides, mas esta é a primeira vez que um corpo feito de material gelado semelhante a um cometa tem sido visto poluindo a atmosfera de uma anã branca. Estes achados são evidências de um cinturão de corpos parecidos a um cometa, semelhante ao Cinturão de Kuiper do Sistema Solar, orbitando a anã branca. Estes corpos gelados, aparentemente, sobreviveram à evolução da estrela na sequência principal, semelhante ao nosso Sol, se tornando uma gigante vermelha e após seu colapso final gerando uma pequena e densa anã branca.

A equipe que fez esta descoberta também considerou como este objeto massivo efetuou sua órbita original e distante em um curso de colisão com sua estrela progenitora. A equipe calculou que o objeto originalmente residiu cerca de 300 UA (unidades astronômicas - 300 vezes a distância Terra-Sol) longe da anã branca. Isto é sete vezes mais longe do que os objetos do Cinturão de Kuiper no Sistema Solar.

A mudança na órbita poderia ter sido causada pela distribuição gravitacional de planetas sobreviventes que ainda não haviam sido detectados, que perturbaram o cinturão de cometas. Outra explicação poderia ser que a estrela companheira da anã branca perturbou o cinturão e fez com que objetos viajassem em direção à anã branca. A mudança na órbita poderia também ter sido causada por uma combinação destes dois cenários.

O Cinturão de Kuiper no Sistema Solar, que se estende para fora da órbita de Netuno, é o lar de muitos planetas anões, cometas e outros pequenos corpos deixados pela formação do Sistema Solar. As novas descobertas agora fornecem evidências observacionais para apoiar a ideia de que os corpos gelados também estão presentes em outros sistemas planetários e sobreviveram ao longo da história da evolução da estrela.

Fonte: ESA & Astronomy

Encontrada uma nova classe de buracos negros

Alguns buracos negros são pequenos. Alguns buracos negros são gigantes. Mas estranhamente, na luta cósmica entre estrelas passageiras inocentes e buracos negros vorazes, os cientistas nunca encontraram um buraco negro de tamanho médio. Até agora.

© Hubble (aglomerado globular 47 Tucanae)

O aglomerado de estrelas 47 Tucanae (NGC 104), localizado a cerca de 13.000 a 16.000 anos-luz da Terra, é uma densa bola de estrelas. Centenas de milhares de estrelas compactadas em um espaço de 120 anos-luz emitem raios X e raios gama, mas até a data, nenhum buraco negro havia sido encontrado neste aglomerado globular. O centro parecia consistente para a possibilidade de encontrar um, mas uma falta de eventos de ruptura de maré e um emaranhado de estrelas dificultou a identificação de qualquer buraco negro escondido.

O Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics voltou-se para duas táticas para encontrar o buraco negro em vez disso. Na primeira, foi observado o movimento das estrelas no aglomerado, e compararam a taxa de rotação com o que aconteceria se um buraco negro estivesse presente. Na segunda, foi observado a posição dos pulsares no aglomerado globular.

Os buracos negros são os objetos mais densos do Universo. Mas as estrelas de nêutrons (que incluem os pulsares) são objetos também densos, como ambos podem resultar de eventos semelhantes em que uma estrela gigante se torna uma supernova e seu núcleo denso estelar colapsa (embora alguns outros mecanismos podem criar buracos negros).

Se os pulsares fossem os maiores objetos do aglomerado globular, estariam mais próximos do núcleo e atuariam como principais atrativos gravitacionais. Mas, os pulsares estão espalhados pelo aglomeradoao invés de se reunir no centro do aglomerado.

Tudo isso sugere que um buraco negro de 2.200 massas solares está no centro de 47 Tucanae. Até agora, porém, os astrônomos normalmente só encontraram buracos negros de menos de 100 ou acima de 10.000 massas solares. Acredita-se que estes buracos negros de massa intermediária sejam sementes de buracos negros supermasivos. À medida que os buracos negros se abastecem, ganham massa.

Os buracos negros de massa intermediária podem formar-se a partir de várias estrelas em um aglomerado denso em colapso, com os buracos negros resultantes se fundindo e criando um buraco negro maior. Eles também poderiam ser buracos negros que acumulam massa ao longo do tempo; e, de fato, 47 Tucanae tem 12 bilhões de anos de idade, dando tempo suficiente para absorver matéria. Há também um cenário em que, logo após o Big Bang, certas áreas do Universo em expansão eram tão densas que formaram buracos negros pouco depois do evento.

Encontrar mais buracos negros de médio porte pode ser difícil. Os buracos negros, especialmente os maiores, tipicamente limpam sua área de detritos. Mas se uma estrela infeliz cruzar com um, o evento resultante poderia ser detectado, permitindo a observação de um buraco negro de massa intermediária em ação.

A pesquisa foi publicada na revista Nature.

Fonte: Astronomy

Uma ponte de estrelas conecta as Nuvens de Magalhães

De acordo com uma equipe internacional de astrônomos liderada por investigadores da Universidade de Cambridge, as Nuvens de Magalhães, as duas maiores galáxias-satélite da Via Láctea, parecem estar ligadas por uma ponte que se estende por 43.000 anos-luz.

© V. Belokurov/D. Erkal/A. Mellinger (véus esbranquiçados e a tênue ponte entre as nuvens)

A descoberta baseia-se no censo estelar galáctico realizado pelo observatório espacial Gaia da ESA.

Há 15 anos que os cientistas antecipavam ansiosamente pelos dados do Gaia. A primeira porção da informação do satélite foi divulgada há três meses atrás e está livremente disponível para todos. Este conjunto de dados de qualidade sem precedentes é um catálogo das posições e brilhos de bilhões de estrelas na nossa Via Láctea e seus arredores.

O que o Gaia transmitiu para a Terra é único. A resolução angular do satélite é semelhante à do telescópio espacial Hubble mas, dado o seu maior campo de visão, pode cobrir todo o céu em vez de apenas uma pequena parte. Na verdade, para obter imagens digitais do céu, o Gaia tem ao seu dispor o maior número de pixels de qualquer instrumento espacial. Melhor ainda, o Observatório não tem apenas um telescópio, mas dois, partilhando o plano focal de um metro de abertura.

Ao contrário dos telescópios normais, o Gaia não se limita a apontar e a observar: roda constantemente em torno do seu eixo, varrendo o céu inteiro em menos de um mês. Portanto, não só mede as propriedades instantâneas das estrelas, como também acompanha as suas mudanças ao longo do tempo. Isto proporciona uma oportunidade perfeita para encontrar uma variedade de objetos, como por exemplo estrelas que pulsam ou explodem, mesmo que este não seja o objetivo principal do satélite.

A equipe de Cambridge concentrou-se na área ao redor das Nuvens de Magalhães e usou os dados do Gaia para escolher estrelas pulsantes de um tipo em particular: as chamadas RR Lyrae, estrelas muito velhas e muito pouco desenvolvidas quimicamente. Tendo em conta que estas estrelas remontam aos primeiros dias da existência das Nuvens, fornecem informações sobre a história do par. O estudo da Grande e da Pequena Nuvem de Magalhães (GNM e PNM, respetivamente) sempre foi difícil, uma vez que se estendem por uma grande área. Mas com a visão global do Gaia, tornou-se muito mais fácil.

Em torno da Via Láctea, as Nuvens são os maiores e mais brilhantes exemplos de galáxias anãs suas satélites. Conhecidas desde o início da história da Humanidade (e pelos europeus desde as primeiras viagens ao hemisfério sul), as Nuvens de Magalhães têm sempre permanecido um enigma. Mesmo sendo uma constante dos céus, os astrônomos só recentemente ganharam a oportunidade de as estudar em detalhe.

Se as Nuvens encaixam ou não na teoria convencional da formação galáctica, isso depende criticamente da sua massa e da data da sua primeira aproximação à Via Láctea. Os pesquisadores do Instituto de Astronomia de Cambridge encontraram pistas que podem ajudar a responder a ambas as perguntas.

Em primeiro lugar, as estrelas RR Lyrae detectadas pelo Gaia foram usadas para traçar a dimensão da Grande Nuvem de Magalhães. Descobriu-se que a GNM possui um "halo" difuso e de baixa luminosidade que se estica até 20 graus do seu centro. A GNM só seria capaz de segurar as estrelas a distâncias tão grandes se fosse substancialmente maior do que se pensava anteriormente, totalizando talvez até um-décimo da massa de toda a Via Láctea.

A cronometragem exata da chegada das Nuvens à Galáxia é impossível de determinar sem o conhecimento das suas órbitas. Infelizmente, as órbitas das galáxias-satélite são difíceis de medir: a estas grandes distâncias, o movimento dos objetos no céu é tão pequeno que é simplesmente não observável ao longo de uma vida humana. Na ausência de uma órbita, o Dr. Vasily Belokurov e colegas encontraram a melhor ideia seguinte: um fluxo estelar.

Os fluxos estelares formam-se quando um satélite - uma galáxia anã ou um aglomerado de estrelas - começa a sentir a força de marés do corpo em torno do qual orbita. A maré estica a satélite em duas direções: na direção da hospedeira e na direção oposta. Como resultado, formam-se duas aberturas na periferia do satélite: pequenas regiões onde a atração gravitacional do satélite é balançada pela atração da hospedeira. As estrelas satélites que entram nessas regiões descobrem que é fácil deixar o satélite completamente e começar a orbitar a hospedeira. Lentamente, as estrelas começam a abandonar o satélite, deixando um rasto luminoso no céu e assim revelando a órbita do satélite.

"Os fluxos estelares ao redor das Nuvens foram previstos, mas nunca observados," explica o Dr. Belokurov. "Tendo marcado as posições das estrelas RR Lyrae do Gaia no céu, ficamos surpreendidos ao ver uma estreita estrutura tipo-ponte a ligar as duas nuvens. Nós pensamos que, pelo menos em parte, esta 'ponte' é composta por estrelas despojadas da Pequena Nuvem pela Grande Nuvem. O resto podem ser, na verdade, estrelas da GNM puxadas pela Via Láctea."

Os cientistas pensam que a ponte de estrelas RR Lyrae ajudará a esclarecer a história da interação entre as Nuvens e a nossa Galáxia.

Nós comparamos a forma e a posição exata da ponta estelar Gaia com simulações de computador das Nuvens de Magalhães à medida que se aproximam da Via Láctea," explica o Dr. Denis Erkal, da Universidade de Cambridge. "Muitas das estrelas na ponte parecem ter sido removidas da PNM durante a interação mais recente, há cerca de 200 milhões de anos atrás, quando as galáxias anãs passaram relativamente perto uma da outra. "Nós achamos que, como resultado dessa passagem rasante, não só as estrelas, mas também o hidrogênio gasoso, foram removidos da PNM. Através da medição do deslocamento entre a ponte de estrelas RR Lyrae e a ponte de hidrogênio, podemos colocar limites na densidade da coroa Galáctica gasosa."

Composta por gás ionizado a uma densidade muito baixa, a quente coroa Galáctica é notoriamente difícil de estudar. No entanto, tem sido objeto de intenso escrutínio, porque os cientistas acreditam que pode conter a maior parte do ausente material bariônico (matéria comum). Os astrônomos estão tentando estimar a localização desta matéria em falta (os átomos e íons que compõem estrelas, planetas, poeira e gás). Pensa-se que a maior parte, ou mesmo a totalidade, destes bárions em falta estão na coroa. Esperam, através da medição da densidade coronal a grandes distâncias, resolver este enigma.

Durante o encontro anterior entre a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães, tanto as estrelas como o gás foram arrancados da PNM, formando uma corrente de marés. Inicialmente, o gás e as estrelas moviam-se à mesma velocidade. No entanto, à medida que as Nuvens se aproximavam da Via Láctea, a coroa Galáctica exerceu uma força de arrasto sobre ambas. As estrelas, sendo relativamente pequenas e densas, perfuraram através da coroa sem nenhuma mudança na sua velocidade. No entanto, o hidrogênio gasoso mais tênue e neutro diminuiu substancialmente de velocidade na coroa. Comparando a posição atual das estrelas e do gás, e considerando a densidade do gás e o tempo que as Nuvens já passaram na coroa, a equipe estimou a sua densidade. O Dr. Erkal conclui: "a nossa estimativa mostra que a coroa pode constituir uma fração significativa dos bárions em falta, em concordância com técnicas anteriores e independentes. Com o problema dos bárions ausentes aparentemente aliviado, o modelo atual da formação galáctica aguenta-se bem ao exame minucioso com o Gaia."

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

Fonte: University of Cambridge

Descoberto misterioso pulsar de anã branca

Um sistema binário exótico foi identificado como um elusivo pulsar de anã branca, o primeiro do seu gênero a ser descoberto no Universo.

© U. de Warwick/Mark Garlick (ilustração de um pulsar de anã branca)

Os professores Tom Marsh e Boris Gänsicke do Grupo de Astrofísica da Universidade de Warwick, com o Dr. David Buckley do Observatório Astronômico da África do Sul, identificaram a estrela AR Scorpii (AR Sco) como a primeira versão de anã branca de um pulsar, objetos descobertos na década de 1960 e associados com astros muito diferentes chamados estrelas de nêutrons.

O pulsar de anã branca tem escapado aos olhares dos astrônomos durante mais de meio século.

A estrela AR Sco contém um remanescente estelar de rápida rotação chamado anã branca, que chicoteia a sua vizinha, uma anã vermelha, com poderosos feixes de partículas elétricas e radiação, fazendo com que todo o sistema brilhe e desvaneça dramaticamente a cada dois minutos.

A pesquisa mais recente estabelece que o chicote de energia da AR Sco é um feixe focalizado, que emite radiação concentrada numa única direção, tal como um acelerador de partículas, algo que é totalmente único no Universo conhecido.

A estrela AR Sco situa-se na direção da constelação de Escorpião, a 380 anos-luz da Terra, um vizinho próximo em termos astronômicos. A anã branca AR Sco é do tamanho da Terra, mas tem 200.000 vezes a sua massa e encontra-se numa órbita de 3,6 horas com uma estrela fria que tem 1/3 da massa do Sol.

Com um campo eletromagnético 100 milhões de vezes mais poderoso do que o da Terra, e girando num período ligeiramente inferior a 2 minutos, AR Sco produz feixes de radiação e partículas, parecidos aos de um farol, que bombardeiam a face da anã vermelha mais fria.

Tal como os cientistas descobriram anteriormente, este poderoso efeito de farol acelera elétrons na atmosfera da anã vermelha até perto da velocidade da luz, um efeito nunca antes observado em tipos semelhantes de estrelas binárias. A anã vermelha é assim alimentada pela energia cinética da sua vizinha giratória.

A distância entre as duas estrelas é de cerca de 1,4 milhões de quilômetros, o equivalente a três vezes a distância entre a Lua e a Terra.

O professor Tom Marsh comenta: "Os novos dados mostram que a luz da AR Sco é altamente polarizada, mostrando que o campo magnético controla a emissão de todo o sistema, um comportamento idêntico dos pulsares associados às mais tradicionais estrelas de nêutrons."

O professor Boris Gänsicke realça: "AR Sco é como um dínamo gigante: um imã, do tamanho da Terra, com um campo cerca de 10.000 vezes mais forte do que qualquer campo que possamos produzir em laboratório e que gira a cada dois minutos. Isto produz uma enorme corrente elétrica na estrela companheira, que então gera as variações na luz que detectamos."

Esta pesquisa foi recentemente publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Warwick

A Nebulosa da Borboleta vista pelo Hubble

Os brilhantes aglomerados e as brilhantes nebulosas no céu noturno da Terra normalmente recebem nomes de flores ou insetos.

© Hubble/Jesús M.Vargas/Maritxu Poyal (NGC 6302)

Apesar das suas asas cobrirem mais de 3 anos-luz, a NGC 6302, não é uma exceção e recebe o nome de Nebulosa da Borboleta. Com uma temperatura superficial estimada em cerca de 250.000 ºC, a estrela moribunda central desta nebulosa planetária particular tem se tornado excepcionalmente quente, brilhando intensamente na radiação ultravioleta, mas ficando escondida da visão direta por uma densa camada de poeira.

Esta bela imagem da Nebulosa da Borboleta foi registrada pelo telescópio espacial Hubble e é apresentada aqui em cores reprocessadas. Cortando a cavidade central de gás ionizado é possível ver um toróide de poeira ao redor da estrela central, que aparece quase de lado do nosso ponto de vista. O hidrogênio molecular tem sido detectado no escudo de poeira cósmica desta estrela quente.

A NGC 6302 localiza-se a cerca de 4.000 anos-luz de distância da Terra na constelação de Escorpião.

Fonte: NASA

Buraco negro engole lentamente os restos de uma estrela

Um buraco negro gigante dilacerou uma estrela e depois engoliu os seus restos durante aproximadamente uma década. Esta duração é mais de dez vezes superior a qualquer episódio observado da morte de uma estrela por um buraco negro.

© M. Weiss/CFHT/Chandra (ilustração de um evento de ruptura de maré)

Os pesquisadores fizeram esta descoberta usando dados do observatório de raios X Chandra da NASA, o satélite Swift e o XMM-Newton da ESA.

O trio de telescópios de raios X em órbita encontrou evidências de um "evento de ruptura de maré", onde as forças de maré, devido à intensa gravidade do buraco negro, podem destruir um objeto, como uma estrela, que vagueia demasiado perto. Durante um evento de ruptura de maré, alguns dos detritos estelares são lançados para fora com altas velocidades, enquanto o resto cai na direção do buraco negro. À medida que viaja para dentro, para ser ingerido pelo buraco negro, o material aquece até milhões de graus e gera um brilho distinto em raios X.

"Nós testemunhamos a morte espetacular e prolongada de uma estrela," comenta Dacheng Lin da Universidade de New Hampshire em Durham, New Hampshire, EUA, que liderou o estudo. "Desde a década de 1990 que foram detectados dúzias de eventos de ruptura de maré, mas nenhum que tivesse permanecido brilhante tanto tempo quanto este."

A extraordinariamente longa fase de brilho do evento, mais de dez anos, significa que entre os eventos de ruptura de maré estudados, este ou contou com a estrela mais massiva destruída completamente durante o evento, ou foi o primeiro onde uma estrela pequena foi completamente despedaçada.

A fonte de raios X que contém este buraco negro alimentado à força, conhecida pelo nome abreviado de XJ1500+0154, está localizada numa pequena galáxia a cerca de 1,8 bilhões de anos-luz da Terra.

A fonte não foi detectada numa observação do Chandra de 2 de abril de 2005, mas foi detectada numa observação do XMM-Newton no dia 23 de julho de 2005 e atingiu o pico de brilho numa observação do Chandra de 5 de junho de 2008. Estas observações mostram que a fonte se tornou, pelo menos, 100 vezes mais brilhante em raioscX. Desde então, o Chandra, Swift e XMM-Newton observaram-na várias vezes.

A visão nítida, em raios X, dos dados do Chandra, mostra que XJ1500+0154 está localizada no centro da sua galáxia hospedeira, o local esperado de um buraco negro supermassivo.

Os dados de raios X também indicam que a radiação do material que rodeia este buraco negro tem superado, consistentemente, o chamado limite de Eddington, definido por um equilíbrio entre a pressão de saída da radiação do gás quente e a atração gravitacional do buraco negro.

"Durante a maior parte do tempo que observamos este objeto, este tem crescido rapidamente," afirma James Guillochon do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, no estado norte-americano de Massachusetts. "Isto diz-nos algo incomum: uma estrela com o dobro da massa do nosso Sol está alimentando o buraco negro."

A conclusão de que os buracos negros supermassivos podem crescer graças a eventos de ruptura de maré e, quem sabe, por outros meios, a velocidades acima das correspondentes ao limite de Eddington, tem implicações importantes. Este rápido crescimento pode ajudar a explicar como os buracos negros supermassivos foram capazes de atingir massas cerca de bilhões de vezes superiores à do Sol quando o Universo tinha apenas bilhões de anos.

"Este evento mostra que os buracos negros podem, realmente, crescer a ritmos extraordinariamente altos," salienta Stefanie Komossa da QianNan Normal University for Nationalities em Duyun, China. "Isto pode ajudar a entender a formação dos buracos negros precoces."

Com base nos modelos dos cientistas, a fonte de alimentação do buraco negro deverá reduzir significativamente na próxima década. Isto resultará no desvanecimento de XJ1500+0154, em raios X, ao longo dos próximos anos.

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Quando as estrelas explodem

A cerca de 75 milhões de anos-luz de distância, na constelação da Virgem, situa-se a NGC 4981, uma galáxia espiral com um passado bastante explosivo.

© ESO/Josh Barrington (NGC 4981)

A NGC 4981 foi descoberta por William Herschel a 17 de Abril de 1784 e subsequentemente documentada no New General Catalogue (NGC) de John Dreyer. Quase dois séculos mais tarde, a 23 de Abril de 1968, esta galáxia foi uma vez mais digna de destaque quando ocorreu no seu âmago a explosão de uma supernova do Tipo Ia, uma explosão estelar num sistema binário de estrelas: a SN 1968l. Esta supernova não seria, no entanto, a única observada desta galáxia, já que décadas mais tarde, o colapso do núcleo de uma estrela massiva deu origem à supernova SN 2007c.

Esta bela imagem da NGC 4981 foi obtida pelo instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph), o espectrógrafo que opera no visível e ultravioleta próximo no Very Large Telescope (VLT) do ESO. O FORS é tipo o "canivete suíço" dos instrumentos do ESO, capaz de estudar muitos objetos astronômicos de muitas maneiras diferentes, e é responsável por algumas das mais icônicas fotografias jamais captadas pelo VLT, tais como: a  Nebulosa do Caranguejo e a Nebulosa da Cabeça de Cavalo.

Os dados que deram origem a esta imagem foram selecionados a partir do arquivo do ESO por Josh Barrington no âmbito do concurso Tesouros Escondidos.

Fonte: ESO

A Galáxia do Boto vista pelo Hubble

O que está acontecendo com esta galáxia espiral?

© Hubble/Raul Villaverde (Arp 142)

Apenas algumas centenas de milhões de anos atrás, a NGC 2936, a parte superior das duas grandes galáxias mostradas, era provavelmente uma galáxia espiral normal, girando e formando estrelas. Mas ela passou perto da massiva galáxia elíptica NGC 2937, localizada abaixo e tomou um mergulho.

Apelidada de Galáxia do Boto, devido a sua forma peculiar, a NGC 2936, não está somente sendo desviada, mas também está sendo distorcida pela interação gravitacional. Uma explosão de estrelas azuis jovens forma o nariz do boto, na parte superior direita da galáxia, enquanto que o centro da espiral aparece como um olho.

Alternativamente, o par de galáxias, conhecido em conjunto como Arp 142, lembra a imagem de um pinguim protegendo o seu ovo. De qualquer maneira, intrincadas trilhas de poeira escura e correntes de estrelas azuis brilhantes rastreiam a galáxia conturbada para a parte inferior direita. A imagem que mostra o Arp 142 em detalhe foi obtida pelo telescópio espacial Hubble no ano passado.

O Arp 142 está localizado a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Hydra. Em um bilhão de anos aproximadamente, as duas galáxias irão se fundir formando uma única galáxia maior.

Fonte: NASA

Explicado o misterioso comportamento do objeto "Rapid Burster"

Cientistas, observando uma curiosa estrela de nêutrons num sistema binário conhecido como "Rapid Burster", podem ter resolvido um mistério de 40 anos em torno das suas intrigantes explosões de raios X.

© ESA/ATG medialab (ilustração do processo de acreção sobre a estrela de nêutrons)

Estas quatro imagens mostram o processo de acreção sobre a estrela de nêutrons no sistema binário MXB 1730-335, também conhecido como "Rapid Burster". Neste sistema binário, a atração gravitacional da estrela de nêutrons remove gás da sua companheira estelar (uma estrela de baixa massa não apresentada nas imagens); o gás forma um disco de acreção e espirala em direção à estrela de nêutrons. Antes da explosão, o campo magnético de alta rotação da estrela de nêutrons impede o avanço do gás que flui da estrela companheira e, efetivamente, cria uma divisão interna no centro de disco (imagem 1). Durante esta fase, apenas pequenas quantidades de gás vazam para a estrela de nêutrons. No entanto, à medida que o gás continua fluindo e se acumulando perto deste limite, gira cada vez mais depressa (imagem 2) e eventualmente alcança a velocidade de rotação do campo magnético (imagens 3 e 4). O gás atinge então a estrela de nêutrons todo de uma só vez, dando origem à emissão dramática de explosões de tipo-II.

Eles descobriram que o seu campo magnético cria uma divisão em torno da estrela, impedindo-a de se alimentar da matéria da sua companheira estelar. O gás acumula-se até que, sob certas condições, atinge a estrela de nêutrons de uma só vez, produzindo flashes intensos de raios X. A descoberta foi feita com telescópios espaciais incluindo o XMM-Newton da ESA.

Descoberto na década de 1970, o "Rapid Burster" é um sistema binário compreendido por uma estrela de baixa massa no seu auge e uma estrela de nêutrons, o remanescente compacto da morte de uma estrela massiva. Em tal par estelar, a atração gravitacional do denso remanescente rouba algum do gás da outra estrela; o gás forma um disco de acreção e espirala em direção à estrela de nêutrons.

Como resultado deste processo de acreção, a maioria dos binários com estrelas de nêutrons libera continuamente grandes quantidades de raios X, pontuados por flashes adicionais de raios X a cada poucas horas ou dias. Os cientistas podem explicar essas explosões do "tipo-I", em termos de reações nucleares deflagradas no gás em queda, principalmente hidrogênio, quando este se acumula à superfície da estrela de nêutrons.

Mas "Rapid Burster" é uma fonte peculiar: quando está mais brilhante, emite estes flashes de raios X e, durante períodos de emissão mais fraca, exibe explosões muito mais elusivas do "tipo-II", liberações súbitas, erráticas e extremamente intensas de raios X.

Em contraste com as explosões de tipo-I, que parecem não representar uma liberação significativa de energia em relação ao que normalmente é emitido pela estrela de nêutrons em acreção, as explosões de tipo-II liberam enormes quantidades de energia durante períodos caracterizados pela ocorrência de muito pouca emissão (a liberação de energia de uma explosão, em relação ao processo normal de acreção, é dezenas a centenas de vezes superior nas explosões de tipo-II do que nas explosões de tipo-I).

Apesar de quarenta anos de pesquisas, as explosões de tipo-II só foram detectadas em outra fonte além de "Rapid Burster". Conhecido como "Bursting Pulsar" e descoberto na década de 1990, este sistema binário abriga uma estrela de baixa massa e uma estrela de nêutrons altamente magnetizada e de rápida rotação, ou seja, um pulsar, que exibe apenas pulsos do tipo-II.

Devido à escassez de fontes que exibem este fenômeno, há muito tempo que se debatem os mecanismos físicos subjacentes, mas um novo estudo de "Rapid Burster" fornece uma primeira evidência do que está ocorrerendo.

"'Rapid Burster' é o sistema arquetípico para investigar as explosões do tipo-II, é onde foram observadas pela primeira vez e a única fonte que mostra flashes do tipo-I e tipo-II," afirma Jakob van den Eijnden, estudante de doutoramento do Instituto Anton Pannekoek para Astronomia em Amesterdam, Holanda.

Neste estudo, Jakob e colegas organizaram uma campanha de observação usando três telescópios espaciais de raios X para saber mais sobre este sistema.

Sob a coordenação de Tullio Bagnoli, também do mesmo instituto, a equipe conseguiu observar a fonte explodindo ao longo de alguns dias em outubro de 2015 com uma combinação do NuSTAR e Swift da NASA e o XMM-Newton da ESA.

Primeiro, monitoraram a fonte com o Swift, cronometrando as observações para um período em que esperavam a ocorrência de uma série de explosões do tipo-II. Em seguida, logo após a detecção da primeira explosão, os cientistas colocaram os outros observatórios em movimento, usando o XMM-Newton para medir os raios X emitidos diretamente pela superfície da estrela de nêutrons ou pelo gás no disco de acreção, e o NuSTAR para detectar raios X de mais alta energia, que são emitidos pela estrela de nêutrons e refletidos para fora do disco.

Com estes dados, os cientistas examinaram a estrutura do disco de acreção para entender o que acontece antes, durante e depois destas copiosas libertações de raios X.

De acordo com um modelo, as explosões do tipo-II ocorrem porque o campo magnético em rápida rotação da estrela de nêutrons mantém o gás que flui da estrela companheira, impedindo com que se aproxime da estrela de nêutrons e, efetivamente, criando uma divisão interna no centro do disco. Contudo, à medida que o gás continua fluindo e se acumulando neste limite, gira cada vez mais depressa e eventualmente alcança a velocidade de rotação do campo magnético.

"É como se lançássemos algo para um carrossel que gira muito depressa: o objeto seria expelido, a menos que fosse atirado à mesma velocidade que a máquina," explica Jakob.

"Um ato de equilíbrio semelhante ocorre entre o gás em queda e o campo magnético giratório: desde que o gás não tenha a velocidade certa, não pode alcançar a estrela de nêutrons e só pode acumular-se na orla. Quando atinge a velocidade certa, grande parte do gás está acumulado e atinge a estrela de nêutrons de uma só vez, dando origem à dramática emissão das explosões de tipo-II."

Este modelo prevê que, enquanto o material está a ser acumulado, deverá formar-se uma lacuna entre a estrela de nêutrons e a orla do disco de acreção.

Em outros modelos, os flashes intensos são explicados como decorrentes de instabilidades no fluxo do gás em acreção ou de efeitos relativistas gerais. Em qualquer um destes dois cenários, os flashes têm que ocorrer muito mais perto da estrela de nêutrons e não dão origem a uma divisão.

"Uma lacuna foi exatamente o que encontramos em 'Rapid Burster'," comenta Nathalie Degenaar, pesquisdora do mesmo instituto e orientadora de doutoramento de Jakob. "Isto sugere fortemente que as explosões do tipo-II são provocadas pelo campo magnético."

As observações indicam a existência de um intervalo de aproximadamente 90 km entre a estrela de nêutrons e a orla interna do disco de acreção. Embora nada impressionante em termos de escalas cósmicas, o tamanho da lacuna é muito maior do que a própria estrela de nêutrons, que tem um raio de aproximadamente 10 km.

Este achado está em conformidade com os resultados de um estudo anterior publicado por Nathalie e colaboradores, que observaram uma divisão semelhante ao redor de "Bursting Pulsar", a outra fonte conhecida que produz explosões do tipo-II.

No novo estudo de "Rapid Burster", os cientistas também mediram a força do campo magnético da estrela de nêutrons: com 6,2 x 10⁸ G (gauss), é cerca de bilhões de vezes mais forte do que o da Terra e, mais importante, mais de cinco vezes mais forte do que o de outras estrelas de nêutrons com uma companheira de baixa massa estelar.

Isto pode indicar uma jovem idade para este sistema binário, sugerindo que o processo de acreção não ocorreu ainda durante tempo suficiente para amortecer o campo magnético, como se pensa ter acontecido em sistemas semelhantes.

Se esta estrela de nêutrons é realmente tão jovem quanto o seu forte campo magnético parece indicar, então espera-se que gire muito mais devagar do que as suas homólogas mais velhas: as medições futuras da rotação da estrela podem ajudar a confirmar este cenário incomum.

"Este resultado é um grande passo na resolução de um puzzle com quarenta anos na astronomia de estrelas de nêutrons, ao mesmo tempo que revela novos detalhes sobre a interação entre campos magnéticos e discos de acreção nestes objetos exóticos," conclui Norbert Scharterl, cientista do projeto XMM-Newton na ESA.

Um artigo sobre o assunto foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESA

Após a colisão entre galáxias

Um exemplo de violência em escala cósmica, a enorme galáxia elíptica NGC 1316 fica a cerca de 75 milhões de anos-luz de distância em direção da constelação do hemisfério celestial sul Fornax (a Fornalha).

© S. Mazlin/W. Keller/S. Menaker (NGC 1316 e NGC 1317)

Investigando este panorama surpreendente, os astrônomos suspeitam que a galáxia gigante está colidindo com a vizinho menor NGC 1317 vista acima, causando laços espalhados e conchas de estrelas. A luz deste seu encontro teria atingido a Terra há cerca de 100 milhões de anos.

Na imagem profunda e nítida, as regiões centrais de NGC 1316 e NGC 1317 aparecem separadas por mais de 100.000 anos-luz. Trilhas de poeira complexas visíveis no interior também indicam que a NGC 1316 é em si o resultado de uma fusão de galáxias no passado distante.

Encontrado nos arredores do aglomerado de galáxias Fornax, a NGC 1316 é conhecida como Fornax A. Sendo uma das mais brilhantes do aglomerado de galáxias Fornax e uma das fontes de rádio mais maiores e poderosas fontes de emissão de rádio que se estende muito além deste campo de visão telescópica, com vários graus no céu.

Fonte: NASA

Uma nova ferramenta para o estudo de galáxias

RemoveYoung é uma nova ferramenta desenvolvida pelos pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) Jean Michel Gomes e Polychronis Papaderos, que tem como objetivo suprimir a luz das estrelas jovens nas imagens das galáxias.

© Sloan Digital Sky Survey (NGC 3991)

Esta nova ferramenta foi apresentada ontem por Gomes no Instituto de Astronomia da Universidade de Viena, num curso avançado de população estelar em galáxias.

Jean Michel Gomes (IA & Universidade do Porto), participante do grupo de trabalho do SELGIFS (Study of Emission-Line Galaxies with Integral-Field Spectroscopy) Reconstrução da História de Formação Estelar comenta que: “O RemoveYoung pode tornar-se numa importante ferramenta em astronomia extragaláctica. Agora temos meios para revelar a população estelar mais antiga, até agora ocultada pelo brilho das estrelas jovens e massivas”.

A aparência óptica (morfologia) das galáxias resulta da sua evolução, mas de que maneira é que a história da construção das galáxias afeta o seu aspecto atual é uma dos mais interessantes enigmas da pesquisa extragaláctica.

A morfologia de galáxias de formação estelar é geralmente dominada pelas estrelas jovens, massivas e brilhantes, que podem ofuscar a importância estrutural das estrelas mais velhas (e mais tênues), o que limita o nosso conhecimento acerca da formação de galáxias.

Ao usar esta ferramenta disponibilizada publicamente, os pesquisadores conseguem remover numericamente a população estelar com uma determinada idade. Isto permite determinar a energia, brilho à superfície e distribuição da densidade estelar das estrelas mais antigas.

Para o pesquisador FCT Polychronis Papaderos (IA & Universidade do Porto), membro fundador do SELGIFS: “O RemoveYoung explora o poder combinado da síntese espectral da população e unidades de campo integral para espectroscopia 3D, para desvendar a história da formação de galáxias”.

© J. M. Gomes/P. Papaderos (mapa do brilho à superfície da galáxia NGC 3991)

Mapa do brilho à superfície da galáxia NGC 3991, calculado com unidades de campo integral para espectroscopia 3D do rastreio CALIFA (Calar Alto Integral Field Area Survey).

© J. M. Gomes/P. Papaderos (aplicação do RemoveYoung na galáxia NGC 3991)

Usando o RemoveYoung, eliminou-se a emissão associada a formação estelar com idade inferior a 30 milhões de anos, na galáxia NGC 3991.

Esta técnica aplica-se a uma variedade de galáxias de formação estelar, e pode relevar, por exemplo, caudas resultantes de antigas interações ou fusões galácticas, vestígios de galáxias anãs que foram capturadas por galáxias espirais, ou até barras nos núcleos galácticos, formadas por estrelas antigas, que estão ocultas por regiões de formação estelar mais brilhantes.

Jean Michel Gomes foi convidado pelo diretor do Instituto de Astronomia da Universidade de Viena, Prof. Bodo L. Ziegler, para apresentar este curso sobre população estelar nas galáxias. Este é um marco importante na colaboração entre as duas equipes; ambos os institutos colaboram no rastreio CALIFA, com foco no meio interestelar quente em galáxias elipsoidais.

O artigo “RemoveYoung: A tool for the removal of the young stellar component in galaxies within an adjustable age cutoff” foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

O coronógrafo de vórtice na exploração de exoplanetas

O estudo dos exoplanetas tem avançado muito nos últimos anos, graças em grande parte à missão Kepler.

© NASA/JPL-Caltech (disco protoplanetário ao redor da jovem estrela HD 141569)

Mas essa missão tem suas limitações. É difícil para o Kepler, e para outras tecnologias, obter imagens de regiões próximas às suas estrelas. Agora um novo instrumento chamado de coronógrafo de vórtice, instalado no Observatório Keck no Havaí, permite aos astrônomos olhar para discos protoplanetários que estão muito próximos das estrelas que orbitam.

A imagem acima foi obtida pelo coronógrafo de vórtice que captou um disco protoplanetário que rodeia a jovem estrela HD 141569, que está a cerca de 380 anos-luz da Terra.

O problema com a visualização de discos de poeira, e mesmo planetas, perto de suas estrelas é que as estrelas são muito mais brilhantes do que tais objetos que estão em sua órbita. As estrelas podem ser bilhões de vezes mais brilhante do que os planetas perto delas, tornando quase impossível vê-los devido ao brilho. "O poder do vórtice reside na sua capacidade de efetuar imagens de planetas muito próximos de sua estrela, algo que não podemos fazer para planetas semelhantes à Terra ainda," disse Gene Serabyn do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA. O coronógrafo de vórtice pode ser a chave para tirar as primeiras imagens de um ponto azul pálido como o nosso.

"O coronógrafo de vórtice nos permite observar as regiões ao redor das estrelas onde planetas gigantes como Júpiter e Saturno supostamente são formados. Antes, só conseguíamos imagear gigantes gasosos que nasceram muito mais longe. Com o coronógrafo de vórtice será possível captar planetas orbitando tão perto de suas estrelas como Júpiter é para o nosso Sol, ou cerca de duas a três vezes mais perto do que era possível antes," disse Dmitri Mawet, cientista do JPL e Caltech, ambos em Pasadena.

Em vez de mascarar a luz das estrelas, como outros métodos de visualização de exoplanetas, o coronógrafo de vórtice redireciona a luz para longe dos detectores, combinando ondas de luz e cancelando-as. Como não há máscara oculta, o coronógrafo de vórtice pode captar imagens de regiões muito mais próximas das estrelas do que outros coronógrafos são capazes. Dmitri Mawet, cientista de pesquisa que inventou o novo coronógrafo, compara-o ao olho de uma tempestade.

"O instrumento é chamado de coronógrafo de vórtice porque a luz das estrelas é centrada em uma singularidade óptica, que cria um buraco negro no local da imagem da estrela. "Os furacões têm uma singularidade em seus centros onde as velocidades do vento caem a zero, o olho da tempestade. Nosso coronógrafo de vórtice é basicamente o olho de uma tempestade óptica onde a luz das estrelas são desviadas," disse Mawet.

Um estudo apresentou a primeira imagem direta da estrela HIP79124 B, uma anã marrom que está a 23 UA de sua estrela, na região de formação de estrelas chamada Scorpius-Centaurus.

Um outro estudo apresentou imagens de um disco protoplanetário em torno da estrela jovem HD141569A. Essa estrela tem três discos à sua volta, e o coronógrafo conseguiu captar uma imagem do anel mais íntimo. A combinação dos dados coronógrafo de vórtice com os dados das missões Spitzer, WISE e Herschel mostrou que o material formador de planetas no disco é constituído por grãos de tamanho de seixos de olivina, que são os blocos de construção dos embriões do planeta. A olivina é um dos silicatos mais abundantes no manto da Terra.

Essas imagens e estudos são apenas o começo para o coronógrafo de vórtice. Ele será usado para captar muitos sistemas planetários mais jovens. Em particular, ele irá olhar para planetas perto das chamadas "linhas de geada" em outros sistemas solares. É a região em torno de sistemas estelares onde está frio o suficiente para que moléculas como água, metano e dióxido de carbono se condensem em grãos sólidos e gelados. O pensamento atual diz que a linha de geada é a linha divisória entre onde os planetas rochosos e os planetas gasosos são constituídos. Os astrônomos esperam que o coronógrafo possa responder a perguntas sobre Júpiteres e Netunos quentes.

Os Júpiteres e Netunos quentes são grandes planetas gasosos que são encontrados muito próximos de suas estrelas. Os astrônomos querem saber se esses planetas se formaram perto da linha de geada, em seguida, migraram para dentro em direção a suas estrelas, pois é impossível para eles se formarem tão perto de suas estrelas.

A questão é: quais as forças que os fizeram migrar para dentro? "Com um pouco de sorte, podemos pegar planetas no processo de migração através do disco protoplanetário, olhando para esses objetos muito jovens", disse Mawet.

Os resultados do coronógrafo de vórtice são apresentados em dois artigos publicados no Astronomical Journal.

Fonte: Universe Today

Quatro exoplanetas orbitando a estrela HR 8799

A vida existe fora do nosso Sistema Solar?

© NExSS/O. Keck/J. Wang/C. Marois (quatro exoplanetas orbitando a estrela HR 8799)

Para ajudar a descobrir, a NASA criou o Nexus for Exoplanet System Science (NExSS) para melhor localizar e estudar os sistemas de estrelas distantes que mantêm a esperança da existência de vida. Um novo resultado observacional de uma colaboração do NExSS evidencia os planetas recentemente descobertos orbitando a estrela HR 8799.

As imagens para foram tomadas ao longo de sete anos a partir do Observatório Keck no Havaí. Quatro exoplanetas aparecem como pontos brancos parcialmente circundando sua estrela progenitora, propositadamente obstruída no centro.

A estrela central HR 8799 é ligeiramente maior e mais massiva que o nosso Sol, enquanto que cada um dos exoplanetas são provavelmente algumas vezes maiores que massa de Júpiter.

O sistema HR 8799 está a cerca de 130 anos-luz de distância da Terra em direção à constelação de Pegasus (o Cavalo Alado). A pesquisa continuará verificando se algum exoplaneta, ou mesmo luas destes planetas, no sistema estelar HR 8799 poderia abrigar vida.

Fonte: NASA