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.

© 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

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.

© 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

A rocha incomum no pico da cratera Tycho na Lua

Por que existe um grande pedaço de rocha perto do centro do pico da cratera Tycho?

© NASA/LRO (rocha na cratera Tycho)

A cratera Tycho na Lua é uma das formas mais fáceis de se observar do nosso satélite, ela é visível até a olho nu. Mas no centro da  cratera Tycho há algo incomum, uma rocha de 120 metros de diâmetro.

Este pedaço de rocha foi fotografado em altíssima resolução ao nascer do sol, durante a última década, pela sonda Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO).

A principal hipótese da origem é que a rocha foi lançada durante a tremenda colisão que formou a cratera Tycho há cerca de 110 milhões de anos e, por acaso, voltou para baixo, bem perto do centro da recém-formada montanha central.

Ao longo dos próximos bilhões de anos, os impactos de meteoros e os terremotos devem degradar lentamente o centro da cratera Tycho, provavelmente fazendo com que o pedaço de rocha caia de uma altura de 2.000 metros no assoalho da cratera e se desintegre.

Fonte: NASA

A última teoria de Stephen Hawking sobre o Big Bang

Foi divulgada a teoria final de Stephen Hawking sobre a origem do Universo, que ele desenvolveu em colaboração com Thomas Hertog, da Universidade Católica de Leuven.

© Juergen Faelchle (ilustração de um multiverso)

A teoria, que foi submetida para publicação antes da morte de Hawking no início do ano, é baseada na Teoria das Cordas e prediz que o Universo é finito e muito mais simples do que muitas teorias atuais sobre o Big Bang.

Hertog, que teve seu trabalho custeado pelo Conselho Europeu de Pesquisa, anunciou pela primeira vez a nova teoria em uma conferência organizada por ocasião do aniversário de 75 anos de Hawking, em julho do ano passado, na Universidade de Cambridge.

As teorias modernas sobre o Big Bang afirmam que nosso Universo local passou a existir com um rápido estágio de inflação, ou seja, uma pequena fração de segundo após o Big Bang, o Universo se expandiu a uma taxa exponencial. Contudo, é bastante difundida a crença de que, uma vez que a inflação se inicia, ela nunca para em certas regiões. Os efeitos quânticos poderiam manter a inflação para sempre em algumas regiões do Universo, de modo que, de um ponto de vista global, a inflação é eterna.  A parte visível do nosso Universo seria apenas um Universo hospitaleiro, uma região em que a inflação acabou e as estrelas e galáxias se formaram.

“A teoria usual da inflação eterna prediz que, globalmente, nosso Universo é como um fractal infinito, com um mosaico de pequenos Universos hospitaleiros separados por um oceano que está em inflação”, disse Hawking em uma entrevista no último outono. “As leis locais da física e da química podem divergir de um Universo hospitaleiro para outro, mas juntos eles formam um multiverso. Eu nunca fui fã da teoria do multiverso. Se a escala de diferentes Universos no multiverso é gigantesca ou infinita, esta teoria não pode ser testada.”

No novo estudo, Hawking e Hertog contestam esta visão da  inflação eterna como uma versão do Big Bang. O problema com a inflação eterna é que ela assume a existência de um Universo de fundo que evolui de acordo com a Teoria Relatividade Geral de Einstein e trata os efeitos quânticos como pequenas flutuações em torno deste. No entanto, a dinâmica da inflação eterna destrói a separação entre a física clássica e quântica. Como consequência, a teoria de Einstein resulta na inflação eterna.

“Nós prevemos que nosso Universo, em largas escalas, é razoavelmente plano e globalmente finito. Então não há uma estrutura fractal”, disse Hawking.

A teoria da inflação eterna que Hawking e Hertog apresentam é baseada na teoria das cordas, um ramo da física teórica que procura reconciliar a gravidade e a relatividade geral com a física quântica, em parte descrevendo os constituintes fundamentais do Universo como pequenas cordas vibrantes. Sua abordagem usa o conceito de holografia da teoria das cordas, que postula que o Universo é um grande e complexo holograma: a realidade física em certos espaços tridimensionais pode ser reduzida a projeções bidimensionais em uma superfície.

Hawking e Hertog desenvolveram uma variação deste conceito de holografia para projetarem a dimensão do tempo em uma inflação eterna. Isso possibilitou a eles descrever a inflação eterna sem ter que confiar na teoria de Einstein. Nesta nova teoria, a inflação eterna é reduzida a um estado atemporal, definido em uma superfície espacial no início do tempo.

“Quando traçamos a evolução do nosso Universo do fim para o começo dos tempos, em algum momento chegamos ao começo da inflação eterna, quando nossa noção familiar de tempo deixa de ter qualquer sentido”, disse Hertog.

A teoria anterior de Hawking, a “proposta sem limites”, previa que, se alguém voltasse no tempo até o começo do Universo, o Universo encolheria e se fecharia como uma esfera. Mas a nova teoria representa um passo à frente do trabalho anterior. “Agora estamos dizendo que existe um limite em nosso passado”, diisse Hertog.

Hertog e Hawking usaram sua nova teoria para obter previsões mais confiáveis sobre a estrutura global do Universo. Eles previram que o Universo que emerge da inflação eterna a partir de certo limite é finito e bem mais simples do que previa a estrutura fractal da antiga teoria da inflação eterna.

Seus resultados, se confirmados por trabalhos posteriores, terão implicações sem precedentes para o paradigma do multiverso. “Não estamos em um Universo singular e único, mas nossas descobertas implicam em uma redução significante do multiverso, para uma variedade muito menor de possíveis Universos”, disse Hawking.

Isso faz a teoria ser mais preditiva e testável. Hertog agora planeja estudar as implicações da nova teoria em escalas menores que estão ao alcance de nossos telescópios espaciais. Ele acredita que ondas gravitacionais primordiais, ou seja, ondulações no espaço-tempo geradas na saída da inflação eterna, constituem a mais promissora via para testar o modelo.

Um Universo em expansão desde o começo significa que estas ondas gravitacionais teriam comprimentos de onda muito longos, fora do alcance dos atuais detectores do Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferômetro Laser (LIGO,  na sigla em inglês). Mas eles podem ser ouvidos pelo Observatório Espacial LISA ou vistos em experimentos futuros que pretendem medir a radiação cósmica de fundo.

Fonte: Revista High Energy Physics

Estrelas de nêutrons lançam neutrinos para resfriarem rapidamente

Para algumas estrelas de nêutrons, a maneira mais rápida de refrescar-se não é com uma bebida gelada, mas com partículas subatômicas leves chamadas neutrinos.

© NASA/Dana Berry (ilustração de uma estrela de nêutrons resfriando)

Os cientistas identificaram a primeira evidência sólida de que algumas estrelas de nêutrons, as remanescentes colapsadas ​​de estrelas explodidas, podem resfriar rapidamente seus núcleos emitindo neutrinos. O resultado aumenta a evidência de que os cientistas estão se reunindo informações para entender a matéria ultradensa que está espremida no centro de uma estrela de nêutrons.

A nova evidência vem de uma estrela de nêutrons que repetidamente engoliu material de uma estrela vizinha, consistindo o sistema transiente MXB 1659-29. A estrela de nêutrons no sistema transiente MXB 1659-29 tem um núcleo com luminosidade de neutrino que excede substancialmente o das reações Urca modificadas (isto é, n+n→n+p+e^-+ν_e  e inverso) e é consistente com o processo Urca direto (isto é, n→p+e^-+ν_e e inverso).

A estrela de nêutrons rapidamente resfriou após absorver material. Os raios X emitidos pela estrela de nêutrons mostraram que a taxa de recarga rápida foi consistente com um efeito chamado de processo Urca direto, no qual os neutrinos rapidamente transportam energia para longe de uma estrela colapsada. O processo Urca, batizado pelos físicos George Gamow e Mário Schenberg na década de 1940, recebeu seu apelido do agora extinto cassino da Urca, no Rio de Janeiro. Relata-se que Gamow teria dito a Schenberg que "a energia desaparece no núcleo de uma supernova tão rapidamente quanto o dinheiro desaparecia na mesa da roleta."

As estrelas de nêutrons são conhecidas por emitirem neutrinos por um processo similar que resfria a estrela lentamente. Mas anteriormente, não havia evidências claras de resfriamento mais rápido. A equipe analisou as observações da estrela de nêutrons, localizada a cerca de 35.000 anos-luz da Terra, enquanto ela esfriava durante um interlúdio de 15 anos entre as sessões de abatecimento. Os neutrinos carregam energia cerca de 10 vezes mais rápido do que a energia irradiada pela luz do Sol, ou cerca de 100 milhões de vezes mais rápido do que o processo lento.

Embora algumas outras estrelas de nêutrons tenham mostrado indícios de tal resfriamento rápido, este é basicamente o primeiro objeto pelo qual foi observado a estrela esfriando ativamente.

No processo, os nêutrons no núcleo da estrela convertem-se em prótons e emitem elétrons e antineutrinos. Da mesma forma, os prótons se convertem em nêutrons e emitem antielétrons e neutrinos. Como neutrinos e antineutrinos interagem muito raramente com matéria, eles podem escapar do núcleo, levando energia com eles.

A observação pode ajudar os cientistas a entender o que se passa no fundo das estrelas de nêutrons, cujos núcleos são compactados em densidades muito além daquelas alcançáveis ​​em laboratórios. Embora a teoria mais simples sustente que os núcleos estão abarrotados com nêutrons e um número menor de prótons e elétrons, os cientistas também propuseram que as estrelas colapsadas podem consistir de estados estranhos da matéria, contendo partículas raras chamadas de hiperons ou um mar de quarks flutuantes, as partículas que compõem os prótons e nêutrons.

O processo Urca direto só pode acontecer se a fração de prótons no centro da estrela de nêutrons for maior que 10%. Tais observações poderiam eliminar teorias que prevejam números menores de prótons.

No entanto, os cientistas não foram capazes de determinar a massa da estrela de nêutrons, limitando as conclusões que podem ser tiradas. Mas, se a massa de uma estrela de nêutrons tão rapidamente resfriada é medida, a composição interna da estrela de nêutrons pode ser fixada.

Fonte: Physical Review Letters

Hubble detecta hélio na atmosfera de um exoplaneta pela primeira vez

Astrônomos usando o telescópio espacial Hubble detectaram hélio na atmosfera do planeta extrassolar WASP-107b.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração do exoplaneta WASP-107b)

Em 2000, já previa-se que o hélio seria um dos gases mais facilmente detectáveis ​​em exoplanetas gigantes, mas até agora as buscas não tiveram sucesso.

Esta é a primeira vez que este elemento foi detectado na atmosfera de um planeta fora do Sistema Solar. A descoberta demonstra a capacidade de usar espectros de infravermelho para estudar atmosferas estendidas de exoplanetas.

A equipe internacional de astrônomos, liderada por Jessica Spake, aluna de doutorado na Universidade de Exeter, no Reino Unido, usou a Wide Field Camera 3 do Hubble para descobrir hélio na atmosfera do exoplaneta WASP-107b. Essa é a primeira detecção deste tipo.

O hélio é o segundo elemento mais comum no Universo após o hidrogênio. É também um dos principais constituintes dos planetas Júpiter e Saturno em nosso Sistema Solar. No entanto, até agora, o hélio não havia sido detectado nos exoplanetas, apesar das buscas por ele.

A equipe fez a detecção analisando o espectro infravermelho da atmosfera do WASP-107b. A medição da atmosfera de um exoplaneta é realizada quando o planeta passa na frente de sua estrela hospedeira. Uma pequena porção da luz da estrela passa pela atmosfera do exoplaneta, deixando impressões digitais detectáveis no espectro da estrela. Quanto maior a quantidade de um elemento presente na atmosfera, mais fácil será a detecção. Detecções prévias de atmosferas de exoplanetas estendidas foram feitas através do estudo do espectro em comprimentos de onda ultravioleta e óptica. Esta detecção, portanto, demonstra que as atmosferas de exoplanetas também podem ser estudadas em comprimentos de onda maiores.

“O forte sinal do hélio que medimos demonstra uma nova técnica para estudar camadas superiores de atmosferas de exoplanetas em uma ampla gama de planetas,” disse diz Spake. “Os métodos atuais, que usam luz ultravioleta, são limitados aos exoplanetas mais próximos. Sabemos que há hélio na atmosfera superior da Terra e esta nova técnica pode nos ajudar a detectar atmosferas em torno de exoplanetas do tamanho da Terra, o que é muito difícil com a tecnologia atual.”

O WASP-107b é um dos exoplanetas de densidade mais baixa conhecido: enquanto o planeta é aproximadamente do mesmo tamanho que Júpiter, tem apenas 12% da massa de Júpiter. O exoplaneta está localizado a cerca de 200 anos-luz da Terra e leva menos de seis dias para orbitar sua estrela hospedeira.

A quantidade de hélio detectada na atmosfera do WASP-107b é tão grande que sua atmosfera superior deve se estender por dezenas de milhares de quilômetros até o espaço. Isso também torna a primeira vez que uma atmosfera estendida foi descoberta em comprimentos de onda infravermelhos.

Como sua atmosfera é tão extensa, o planeta está perdendo uma quantidade significativa de seus gases atmosféricos no espaço, entre 0,1 a 4% da massa total da atmosfera a cada bilhão de anos.

A radiação estelar tem um efeito significativo na taxa em que a atmosfera escapa de um planeta. A estrela WASP-107, de tipo K na sequência principal, é altamente ativa, suportando a perda atmosférica. À medida que a atmosfera absorve a radiação, ela se aquece, de modo que o gás se expande rapidamente e escapa mais rapidamente para o espaço.

Fonte: ESA

A Nebulosa Cabeça de Cavalo Azul em infravermelho

A Nebulosa Cabeça de Cavalo Azul parece bem diferente na luz infravermelha.

© NASA/WISE/Francesco Antonucci (Nebulosa Cabeça de Cavalo Azul)

Na luz visível, a poeira refletora da nebulosa parece azul e tem a forma de uma cabeça de cavalo. Na luz infravermelha, no entanto, um labirinto complexo de filamentos, cavernas e casulos de poeira e gás brilhantes emerge, dificultando a identificação do ícone equino.

A imagem em destaque da nebulosa foi criada em três cores infravermelhas (R = 22, G = 12, B = 4,6 mícrons) a partir de dados obtidos pela sonda espacial WISE (Wide Field Infrared Survey Explorer) da NASA.

A nebulosa é catalogada como IC 4592 e se estende por cerca de 40 anos-luz, localizada a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Escorpião ao longo do plano da Via Láctea.

A IC 4592 é mais fraca, mas cobre uma região angularmente maior do que a mais conhecida Nebulosa Cabeça de Cavalo de Órion. A estrela que ilumina predominantemente e aquece a poeira é Nu Scorpii, visível como a estrela avermelhada situada à esquerda do centro.

Fonte: NASA

Estrela ladra é companheira sobrevivente de uma supernova

Há dezessete anos atrás, os astrônomos testemunharam uma supernova a 40 milhões de anos-luz de distância na galáxia NGC 7424, localizada na constelação do hemisfério sul de Grus.

© Hubble/S. Ryder/O. Fox (estrela sobrevivente na galáxia NGC 7424)

Agora, no brilho desvanecente desta explosão, o telescópio espacial Hubble da NASA captou a primeira imagem de uma companheira sobrevivente de uma supernova. A fotografia é a evidência mais convincente de que algumas supernovas têm origem em sistemas duplos.

"Sabemos que a maioria das estrelas massivas se encontra em binários," comenta Stuart Ryder do Observatório Astronômico Australiano em Sydney, Austrália. "Muitos destes pares binários interagem e transferem gás de uma estrela para a outra quando as suas órbitas as aproximam."

A companheira da estrela progenitora da supernova não foi uma inocente espectadora da explosão. Desviou quase todo o hidrogênio do invólucro estelar do astro condenado, a região que transporta energia do núcleo da estrela até à sua atmosfera. Milhões de anos antes da estrela primária se tornar numa supernova, o roubo da companheira criou uma instabilidade na estrela primária, fazendo com que ela expelisse episodicamente um casulo e conchas de hidrogênio gasoso antes da catástrofe.

A supernova, de nome SN 2001ig, está categorizada como uma supernova de invólucro despojado do Tipo IIb. Este tipo de supernova é incomum porque grande parte, mas não todo, do hidrogênio desapareceu antes da explosão. Este tipo de explosão foi identificado pela primeira vez em 1987 pelo membro da equipe Alex Filippenko da Universidade da Califórnia, em Berkeley.

Não se sabe bem como as supernovas de invólucro despojado o perdem. Pensava-se originalmente que surgiam de estrelas isoladas com ventos muito rápidos que empurravam os invólucros exteriores. O problema foi que quando os astrônomos começaram a procurar as estrelas primárias das quais as supernovas eram produzidas, não conseguiram encontrá-las para muitas das supernovas de invólucro despojado.

"Isso foi especialmente bizarro, porque os astrónomos esperavam que fossem as mais massivas e brilhantes estrelas progenitoras," explicou o membro da equipa Ori Fox, do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore. "Além disso, o grande número de supernovas de invólucro despojado é maior do que o previsto." Esse facto levou os cientistas a teorizarem que muitas das estrelas primárias estavam em sistemas binários da baixa massa, e decidiram prová-lo.

Procurar uma companheira binária depois de uma explosão de supernova não é tarefa fácil. Primeiro, tem que estar a uma distância relativamente próxima da Terra para o Hubble ver uma estrela tão fraca. A SN 2001ig e a sua companheira estão neste limite. Dentro desta distância, não ocorrem muitas supernovas. Ainda mais importante, é necessário saber a posição exata através de medições muito precisas.

Em 2002, logo após a SN 2001ig explodir, os cientistas identificaram a localização precisa da supernova com o Very Large Telescope (VLT) do ESO em Cerro Paranal, Chile. Em 2004, fizeram estudos adicionais com o Observatório Gemini Sul em Cerro Pachón, Chile. Esta observação foi a primeira a sugerir a presença de uma companheira binária sobrevivente.

Sabendo as coordenadas exatas, os astrônomos foram capazes de focar o Hubble naquela posição 12 anos mais tarde, quando o brilho da supernova desapareceu. Com a excelente resolução do Hubble e a sua capacidade ultravioleta, conseguiram encontrar e fotografar a companheira sobrevivente, algo que só o Hubble poderia fazer.

Antes da explosão da supernova, a órbita das duas estrelas em torno uma da outra tinha uma duração aproximada de um ano.

Quando a estrela primária explodiu, teve muito menos impacto na companheira sobrevivente do que se poderia pensar. Imagine o caroço de um abacate, que representa o núcleo denso da estrela companheira, embebida numa gelatina, representando o invólucro gasoso da estrela. À medida que passa uma onda de choque, a gelatina pode esticar e oscilar temporariamente, mas o caroço permanecerá intacto.

Em 2014, os astrõnomos usaram o Hubble para detectar a companheira de outra supernova do Tipo IIb, a SN 1993J. No entanto, só obtiveram um espectro, não uma imagem. O caso da SN 2001ig é a primeira vez que uma companheira sobrevivente foi fotografada.

Talvez até metade de todas as supernovas de invólucro despojado têm companheiras, a outra metade perde os seus invólucros exteriores por meio de ventos estelares. Os pesquisadores têm o objetivo final de determinar com precisão quantas supernovas com invólucros despojados têm companheiras.

O próximo esforço é observar supernovas com invólucro completamente despojado, ao contrário de SN 2001ig e SN 1993J, cujo invólucro está 90% despojado. Estas supernovas com invólucro completamente despojado não têm muita interação de choque com gás no ambiente estelar circundante, já que os seus invólucros externos foram perdidos muito antes da explosão. Sem interação de choque, desaparecem muito mais depressa. Isto significa que a equipe só terá que esperar dois ou três anos para procurar companheiras sobreviventes.

No futuro, também esperam usar o telescópio espacial James Webb para continuar a sua busca.

O artigo científico sobre o trabalho atual foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Escassez de fósforo no espaço dificultaria existência de vida

A carência de um elemento químico no espaço cósmico pode ter importantes consequências para a existência de vida extraterrestre.

© J. Greaves (Nebulosa do Caranguejo)

Esta é uma imagem composta da Nebulosa do Caranguejo combinando imagens de infravermelho (vermelho), luz visível (verde) e ultravioleta (roxo).

É o que sugere um trabalho de cientistas da Universidade de Cardiff, na Inglaterra. O trabalho dos astrônomos Jane Greaves e Phil  Cigan foi apresentado durante a Semana Europeia de Astronomia e Ciências Espaciais, que ocorreu este mês em Liverpool, Inglaterra.

Greaves procurou por fósforo pelo Universo por causa de sua importância para a vida na Terra. Se este elemento estiver em falta em outras partes do Cosmos,  pode ser mais difícil que a vida alienígena exista.

O fósforo é um dos seis elementos dos quais a vida na Terra depende. Ele é crucial para compor o Adenosina Trifosfato (ATP), que as células usam para guardar e transferir energia. Recentemente, os astrônomos começaram a prestar atenção às origens cósmicas do fósforo, e descobriram algumas surpresas. Em particular, o fósforo é criado em supernovas, mas as quantidades vistas até agora não coincidem com os modelos computacionais. Quais seriam as implicações para vida em outros planetas se quantidades imprevisíveis de fósforo são jogadas no espaço e depois usadas na construção de novos planetas?

A equipe utilizou o telescópio William Herschel, do Reino Unido, localizado em La Palma, nas Ilhas Canárias, para observar a radiação infravermelha do fósforo e do ferro na Nebulosa do Caranguejo, uma supernova remanescente que está em média a 6.500 anos-luz de distância da Terra, na direção da Constelação de Touro.

Cigan, um especialista nesstes remanescentes estelares, disse: "Este é apenas o segundo estudo sobre o fósforo já realizado. O primeiro investigou uma remanescente de supernova, a Cassiopeia A (Cas A). Assim, podemos comparar duas diferentes explosões estelares e ver se elas liberaram diferentes proporções de fósforo e de ferro. O primeiro elemento (isto é, o fósforo) provê elementos que possibilitam a vida, enquanto o segundo compõe grande parte do núcleo do nosso planeta".

Os astrônomos tiveram que lidar com noites de neblina em suas observações ao telescópio, no mês de novembro de 2017. Só agora estão obtendo resultados científicos de algumas horas de dados.

"Estes são nossos resultados preliminares, que extraímos nas últimas semanas! Mas pelo menos no que diz respeito às partes da Nebulosa do Caranguejo que pudemos observar, ela parece conter muito menos fósforo do que Cas A. As duas explosões parecem ser diferentes entre si, talvez porque Cas A resulta da explosão de uma rara estrela supermassiva. Pedimos mais tempo com o telescópio para podermos voltar e checar, caso tenhamos perdido regiões ricas em fósforo na Nebulosa do Caranguejo," disse Cigan.

Os resultados preliminares sugerem que o material que foi ejetado no espaço pelas explosões pode variar fortemente quanto a sua composição química.

"O caminho que leva o fósforo aos planetas em formação parece um pouco complexo. Nós pensávamos que apenas alguns minerais portadores de ferro que vieram para a Terra, provavelmente sob a forma de meteoritos, eram reativos o suficiente para se envolverem na produção de proto-biomoléculas," observa Greaves.

"Se o fósforo se origina de supernovas e depois viaja pelo espaço em rochas de meteorito, eu me pergunto: um planeta novo poderia não possuir fósforo reativo, devido ao  lugar onde está? Isto é, ele pode ter nascido próximo à supernova errada? Neste caso, a vida pode ser muito difícil de se formar em um mundo semelhante ao nosso, se este possuir uma química pobre em fósforo," acrescenta Greaves.

Os pesquisadores planejam continuar suas pesquisas para estabelecer se outros remanescentes de supernova também apresentam baixo teor de fósforo, e se este elemento, tão importante para a formação de vida complexa, é mais raro do que pensávamos.

Fonte: Royal Astronomical Society

Gaia cria o mapa estelar mais completo da Via Láctea

A missão Gaia da ESA produziu o catálogo de estrelas mais completo, até hoje, incluindo medições de alta precisão de aproximadamente 1,7 bilhões de estrelas e revelando detalhes inéditos da nossa Galáxia.

© ESA/Gaia/DPAC (mapa com a Via Láctea e galáxias vizinhas)

No mapa acima as regiões mais claras indicam concentrações mais densas de estrelas especialmente brilhantes, enquanto regiões mais escuras correspondem a zonas do céu onde são observadas menos estrelas. A representação de cores é obtida através da combinação da quantidade total de luz com a quantidade de luz azul e vermelha registada pelo Gaia em cada área do céu. A estrutura brilhante horizontal que domina a imagem é o plano Galáctico, o disco achatado que hospeda a maioria das estrelas da Via Láctea. No meio da imagem, o Centro Galáctico parece vívido e repleto de estrelas. As regiões mais escuras no plano Galáctico correspondem a nuvens de gás interestelar e poeira em primeiro plano, que absorvem a luz das estrelas mais distantes, atrás das nuvens. Muitas destas ocultam berçários estelares onde estão nascendo novas gerações de estrelas. Espalhados pela imagem estão também muitos aglomerados globulares e abertos e galáxias inteiras. Os dois objetos brilhantes perto do cano inferior direito da imagem são a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães, duas galáxias anãs que orbitam a Via Láctea.

Avista-se no horizonte uma multidão de descobertas, após este tão aguardado lançamento, que é baseado em 22 meses de mapeamento do céu. Os novos dados incluem posições, indicadores de distância e movimentos de mais de um bilhão de estrelas, juntamente com medições de alta precisão de asteroides dentro do nosso Sistema Solar e estrelas além da Via Láctea.

A análise preliminar destes dados fenomenais revela pequenos pormenores sobre a composição da população estelar da Via Láctea e sobre como as estrelas se movem, informações essenciais para investigar a formação e evolução da nossa Galáxia.

O satélite Gaia foi lançado em dezembro de 2013 e iniciou as operações científicas no ano seguinte. O primeiro lançamento de dados, baseado em pouco mais de um ano de observações, foi publicado em 2016; continha distâncias e movimentos de dois milhões de estrelas. O novo lançamento de dados, que cobre o período entre 25 de julho de 2014 e 23 de maio de 2016, fixa as posições de quase 1,7 bilhões de estrelas, e com uma precisão muito maior. Para algumas das estrelas mais brilhantes da pesquisa, o nível de precisão equivale a observadores na Terra serem capazes de identificar uma moeda de Euro na superfície da Lua.

Com estas medições precisas, é possível separar a paralaxe das estrelas, uma aparente mudança no céu causada pela órbita anual da Terra ao redor do Sol, dos seus verdadeiros movimentos através da Galáxia. O novo catálogo lista a paralaxe e a velocidade no céu, ou o movimento próprio, para mais de 1,3 bilhões de estrelas. Das medições mais precisas da paralaxe, cerca de dez por cento do total, os astrônomos podem estimar diretamente as distâncias de estrelas individuais.

O segundo lançamento de dados do Gaia representa um enorme salto em relação ao satélite Hiparcos da ESA, antecessor do Gaia e a primeira missão espacial para astrometria, que pesquisou cerca de 118.000 estrelas, há quase trinta anos.

O abrangente conjunto de dados fornece uma ampla gama de tópicos para a comunidade astronômica. Além das posições, os dados incluem informações de brilho de todas as estrelas pesquisadas e medições de cor de quase todas, além de informações sobre como o brilho e a cor de meio milhão de estrelas variáveis mudam com o tempo. Contém, também, as velocidades ao longo da linha de visão de um subconjunto de sete milhões de estrelas, as temperaturas da superfície de cerca de 100 milhões e o efeito da poeira interestelar em 87 milhões.

O Gaia também observa objetos no nosso Sistema Solar: o segundo lançamento de dados inclui as posições de mais de 14 mil asteroides conhecidos, o que permite a determinação precisa das suas órbitas. Uma amostra muito maior de asteroides será compilada em futuros lançamentos do Gaia.

Mais longe ainda, o Gaia aproximou-se das posições de meio milhão de quasares distantes, galáxias brilhantes impulsionadas pela atividade dos buracos negros supermassivos nos seus núcleos. Estas fontes são utilizadas para definir um quadro de referência para as coordenadas celestes de todos os objetos no catálogo do Gaia, algo que é feito rotineiramente em ondas de rádio, mas agora, pela primeira vez, também está disponível em comprimentos de onda ópticos.

Esperam-se grandes descobertas assim que os cientistas começarem a explorar o novo lançamento do Gaia. Um exame inicial, realizado pelo consórcio de dados para validar a qualidade do catálogo, já revelou algumas surpresas promissoras, incluindo novas descobertas sobre a evolução das estrelas.

Foi construído também o diagrama Hertzsprung-Russell mais detalhado de estrelas alguma vez já feito em todo o céu, evidenciando algumas tendências interessantes.

Batizado com o nome dos dois astrônomos que o conceberam no início do século XX, o diagrama de Hertzsprung-Russell compara o brilho intrínseco das estrelas com a sua cor e é uma ferramenta fundamental para estudar as populações de estrelas e a sua evolução.

Uma nova versão deste diagrama, baseada em quatro milhões de estrelas, até uma distância de cinco mil anos-luz do Sol, selecionadas do catálogo do Gaia, revela, pela primeira vez, muitos detalhes. Isto inclui a assinatura de diferentes tipos de anãs brancas, de tal forma que pode ser feita uma diferenciação entre aquelas com núcleos ricos em hidrogênio e aquelas dominadas pelo hélio.

© ESA/Gaia/DPAC (nova versão do diagrama de Hertzsprung-Russell)

As estrelas mais brilhantes podem ser vistas na parte superior do diagrama, enquanto as estrelas mais tênues estão na parte inferior. As estrelas mais azuladas, que têm superfícies mais quentes, estão à esquerda e estrelas mais avermelhadas, com superfícies mais frias, estão à direita. A escala de cores nesta imagem não representa a cor das estrelas, mas é uma representação de quantas estrelas estão em cada porção do diagrama: o preto representa números menores de estrelas, enquanto o vermelho, laranja e amarelo correspondem a números cada vez mais altos de estrelas.

A grande faixa diagonal no centro do gráfico é conhecida como a sequência principal. É aqui que são encontradas as estrelas de pleno direito que geram energia através da fusão do hidrogênio em hélio. As estrelas massivas, com cores mais azuladas ou esbranquiçadas, estão situadas na extremidade superior esquerda da sequência principal, enquanto as estrelas de massa intermediária, como o nosso Sol, caracterizadas pelo seu tom amarelado, estão localizadas no meio. Estrelas mais vermelhas e de baixa massa podem ser encontradas na parte inferior direita.

À medida que as estrelas envelhecem, incham, tornando-se mais brilhantes e avermelhadas. As estrelas neste estágio, estão situadas no braço vertical do diagrama que sai da sequência principal e vira para a direita. Este é conhecido como o ramo das gigantes vermelhas. Embora as estrelas mais massivas inchem para gigantes vermelhas e expludam como poderosas supernovas, estrelas como o nosso Sol possuem um estágio final de existênca menos espetacular, eventualmente tornando-se em anãs brancas, os núcleos quentes de estrelas mortas. Estas podem ser encontradas no canto inferior esquerdo do diagrama.

Combinado com as medições do Gaia das velocidades das estrelas, o diagrama permite distinguir entre várias populações de estrelas de diferentes idades que estão localizadas em diferentes regiões da Via Láctea, como o disco e o halo, e que se formaram de diferentes maneiras. Pesquisas minuciosas adicionais sugerem que as estrelas que se movem rapidamente e que pertencem ao halo abrangem duas populações estelares que se originaram através de dois cenários de formação diferentes, necessitando pesquisas mais detalhadas.

Para um subconjunto de estrelas, dentro de alguns milhares de anos-luz do Sol, o Gaia mediu a velocidade em todas as três dimensões, revelando padrões nos movimentos das estrelas que estão orbitando a Galáxia em velocidades similares. Estudos futuros confirmarão se estes padrões estão ligados a perturbações produzidas pela barra galáctica, uma concentração mais densa de estrelas com uma forma alongada no centro da Galáxia, pela arquitetura do braço espiral da Via Láctea, ou pela interação com galáxias menores que se fundiram há bilhões de anos atrás.

Na precisão do Gaia é também possível ver os movimentos das estrelas dentro de alguns aglomerados globulares - antigos sistemas de estrelas unidos pela gravidade e situados no halo da Via Láctea - e dentro das nossas galáxias vizinhas, a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães.

Os dados do Gaia foram utilizados para derivar as órbitas de 75 aglomerados globulares e 12 galáxias anãs que giram em torno da Via Láctea, fornecendo informações importantíssimas para estudar a evolução passada da nossa Galáxia e o seu ambiente, as forças gravitacionais que estão atuando e a distribuição da matéria escura elusiva que permeia as galáxias.

Uma série de artigos científicos, que descrevem os dados contidos no lançamento e o seu processo de validação aparecerão numa edição especial da Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Encontrado um Júpiter quente tão escuro que absorve quase 99% da luz

Astrônomos descobriram um planeta tão escuro que absorve quase toda a luz que o atinge através de uma densa camada de neblina.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do Júpiter quente WASP-104b)

Seus descobridores compararam-no ao carvão e é um dos planetas mais sombrios já descobertos. O planeta em questão, chamado WASP-104b, é um tipo de planeta conhecido como Júpiter quente. Os Júpiteres quentes são gigantes gasosos com massas na faixa de Júpiter, mas eles são extremamente próximos de suas estrelas, geralmente orbitando em um período de menos de 10 dias.

Devido a esta proximidade, estes planetas também são extremamente quentes. Eles não são uma raridade, mas eles têm um conjunto de características que os tornam um pouco misteriosos. Um deles é que os Júpiteres quentes são relativamente escuros. A maioria deles reflete cerca de 40% da luz das estrelas que os atinge.

O WASP-104b pode ser o mais escuro já encontrado até o momento. De acordo com pesquisadores da Universidade de Keele, no Reino Unido, ele absorve mais de 97% a 99% da luz. A razão para esta escuridão provavelmente tem a ver com a proximidade do planeta à sua estrela, uma anã amarela a cerca de 466 anos-luz de distância de nós, na constelação de Leão. Como a maioria dos Júpiteres quentes, o WASP-104b é travado gravitacionalmente, o que significa que um lado está sempre voltado para sua estrela hospedeira.

E está tão perto da estrela, uma distância de cerca de 4,3 milhões de quilômetros, que leva apenas 1,75 dias para completar uma órbita completa. O WASP-104b tem uma atmosfera espessa e nebulosa, provavelmente contendo sódio e potássio, que absorvem luz no espectro visível, tornando o planeta muito escuro no lado diurno. O lado do dia é tão quente que quase não formam nuvens, as nuvens são tipicamente muito reflexivas, como Vênus.

No lado da noite, longe da luz das estrelas, nuvens podem se formar, mas este lado nunca recebe luz do dia, então não há luz por perto para refletir. Mesmo sendo mais escuros do que o normal, os Júpiteres quentes não são mais difíceis de se detectar que os planetas normais. Em vez disso, eles são detectados observando um regular e periódico escurecimento dos níveis normais de luz da estrela à medida que o planeta se move na frente dela. Isso é chamado de método de trânsito, como realizado pela sonda Kepler da NASA.

Mas como eles são tão grandes e tão próximos de suas estrelas, os Júpiteres quentes também podem ser detectados usando o método de velocidade radial. É quando uma estrela balança levemente, puxada para um pequeno movimento circular pela atração gravitacional exercida pelo corpo que a orbita.

O Júpiter quente mais escuro que conhecemos até hoje é um planeta chamado TrES-2b , que reflete apenas 0,1% da luz que o atinge. Mas, conforme as pesquisas evoluem, pode ser que o WASP-104b tenha um potencial real de contestar este título.

Fonte: New Scientist

Megafusões de galáxias antigas

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e do Atacama Pathfinder Experiment (APEX), duas equipes internacionais de cientistas, lideradas por Tim Miller da Dalhousie University no Canadá e da Yale University nos EUA e Iván Oteo da University of Edinburgh no Reino Unido, descobriram concentrações surpreendentemente densas de galáxias prestes a coalescer, originando os núcleos do que eventualmente se tornarão enormes aglomerados de galáxias.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração de uma megafusão de galáxias antigas)

Observando profundamente, a 90% da distância do Universo observável, a equipe de Miller observou um protoaglomerado de galáxias chamado SPT2349-56. A luz emitida por este objeto começou a viajar até nós quando o Universo tinha apenas um décimo da sua idade atual.

As galáxias individuais que compõem este denso amontoado cósmico são galáxias com formação explosiva de estrelas e por isso a concentração de formação estelar vigorosa nesta região tão compacta torna-a de longe a região mais ativa já observada no Universo jovem. Nascem milhares de estrelas por ano neste local, em comparação com apenas uma por ano na nossa Via Láctea.

A equipe de Oteo tinha já descoberto, ao combinar observações do ALMA e do APEX, uma megafusão semelhante constituída por dez galáxias empoeiradas formando estrelas, à qual chamou “núcleo vermelho poeirento”, devido à sua cor muito vermelha.

Iván Oteo explica porque é que estes objetos são inesperados: “Pensa-se que o tempo de vida das galáxias poeirentas com formação estelar explosiva é relativamente curto, uma vez que estes objetos consomem o seu gás a uma taxa enorme. A qualquer momento, em qualquer canto do Universo, estas galáxias são geralmente uma minoria. Por isso, encontrar diversas galáxias deste tipo brilhando ao mesmo tempo é bastante intrigante e algo que precisamos ainda compreender.”

Estes aglomerados de galáxias em formação foram inicialmente descobertos como tênues manchas de luz, em observações esfetuadas pelo South Pole Telescope (SPT) e Herschel Space Observatory. Observações subsequentes obtidas pelo ALMA e APEX mostraram que se tratavam de estruturas incomuns e confirmaram que a sua luz tinha origem muito mais cedo do que o esperado, apenas 1,5 bilhões de anos após o Big Bang.

As novas observações de alta resolução do ALMA revelaram finalmente que as duas manchas brilhantes descobertas pelo SPT e pelo Herschel não eram objetos individuais, mas sim estruturas compostas por 14 e 10 galáxias individuais de grande massa, respectivamente, cada uma dentro de um raio comparável à distância entre a Via Láctea e as vizinhas Nuvens de Magalhães.

“Estas descobertas feitas pelo ALMA são apenas a ponta do iceberg. Observações adicionais obtidas com o telescópio APEX mostram que o número real de galáxias com formação estelar é provavelmente três vezes maior. Estão atualmente sendo feitas observações com o instrumento MUSE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, que estão efetivamente identificando galáxias adicionais,” comenta Carlos de Breuck, astrônomo no ESO.

Atuais modelos teóricos e de computador sugerem que protoaglomerados tão massivos como estes deveriam levar muito mais tempo a desenvolverem-se. Utilizando os dados ALMA, com muito mais resolução e sensibilidade, como entrada em sofisticadas simulações de computador, os pesquisadores podem estudar a formação de aglomerados ocorrendo a menos de 1,5 bilhões de anos após o Big Bang.

“Como é que este amontoado de galáxias se tornou tão grande em tão pouco tempo é ainda um mistério, uma vez que claramente não foi sendo construído gradualmente ao longo de bilhões de anos como os astrônomos pensavam. Esta descoberta nos dá a tremenda oportunidade de estudar como é que galáxias massivas se juntaram para formar enormes aglomerados de galáxias,” diz Tim Miller, candidato a doutoramento na Universidade de Yale e autor principal de um dos artigos científicos que descreve estes resultados.

Este trabalho foi descrito em dois artigos científicos: “The Formation of a Massive Galaxy Cluster Core at z = 4.3”, de T. Miller et al., que será publicado na revista Nature; e “An Extreme Proto-cluster of Luminous Dusty Starbursts in the Early Universe”, de I. Oteo et al., que foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Hubble celebra 28.º aniversário com uma viagem pela Nebulosa da Lagoa

A nuvem colorida de gás interestelar brilhante, vista a seguir, é apenas uma pequena parte da Nebulosa da Lagoa, um vasto berçário estelar.

© Hubble (imagem no visível da Nebulosa da Lagoa)

Esta nebulosa é uma região repleta de intensa atividade, com ventos ferozes de estrelas quentes, chaminés giratórias de gás e formação estelar energética, tudo embebido num labirinto nublado de gás e poeira. O Hubble usou os seus instrumentos ópticos e infravermelhos para estudar a nebulosa, observada para celebrar o 28.º aniversário do telescópio espacial Hubble.

Desde o seu lançamento no dia 24 de abril de 1990, o telescópio espacial Hubble revolucionou quase todas as áreas da astronomia observacional. Forneceu uma nova visão do Universo e alcançou e superou todas as expetativas por 28 extraordinários anos. Para celebrar o legado do Hubble e a longa parceria internacional que torna isso possível, cada ano a ESA e a NASA celebram o aniversário do telescópio com uma nova e espetacular imagem. A fotografia do aniversário deste ano realça um objeto que já foi observado várias vezes no passado: a Nebulosa da Lagoa. Esta impressionante nebulosa foi catalogada pela primeira vez em 1654 pelo astrônomo italiano Giovanni Battista Hodierna, que tentou registar objetos nebulosos no céu noturno para que não se confundissem com cometas.

A Nebulosa da Lagoa é um objeto colossal com 55 anos-luz de largura e 20 anos-luz de altura. Embora esteja a cerca de 4.000 anos-luz da Terra, é três vezes maior no céu do que a Lua Cheia. É até visível a olho nu sob céus limpos e escuros. Como é relativamente grande no céu noturno, o Hubble só consegue captar uma pequena porção da nebulosa total. Esta imagem tem apenas cerca de quatro anos-luz de diâmetro, mas mostra detalhes impressionantes.

A inspiração para o nome da nebulosa pode não ser imediatamente óbvia nesta imagem. Torna-se mais clara apenas com um campo de visão mais amplo, quando a grande corrente de poeira em forma de lagoa que atravessa o gás brilhante da nebulosa pode ser discernida. No entanto, esta nova imagem ilustra uma cena no coração da nebulosa.

© Hubble (imagem infravermelha da Nebulosa da Lagoa)

Usando as suas capacidades infravermelhas, o telescópio espacial Hubble foi capaz de penetrar através das espessas nuvens de poeira e gás. A diferença mais óbvia entre a imagem infravermelha e a visível da região é a abundância de estrelas que preenchem o campo de visão.

Tal como muitos berçários estelares, a nebulosa possui muitas estrelas grandes e quentes. A sua radiação ultravioleta ioniza o gás circundante, fazendo-o brilhar intensamente e esculpindo-o em formas fantasmagóricas do outro mundo. A estrela brilhante incrustada nas nuvens escuras no centro da imagem é Herschel 36. A sua radiação esculpe a nuvem circundante, soprando parte do gás, criando regiões densas e menos densas.

Entre as esculturas criadas por Herschel 36 estão dois furacões interestelares, que são estruturas estranhas semelhantes a cordas, cada uma medindo meio ano-luz em comprimento. Estas características são bastante parecidas aos seus homônimos da Terra, pensa-se que sejam envolvidas em formas parecidas a funis por diferenças de temperatura entre as superfícies quentes e os interiores frios das nuvens. Em algum momento futuro, estas nuvens entrarão em colapso sob o seu próprio peso e darão origem a uma nova geração de estrelas.

O Hubble observou a Nebulosa da Lagoa não apenas no visível, mas também no infravermelho. Embora as observações ópticas permitam que os astrônomos estudem o gás em detalhe, a radiação infravermelha corta através das manchas escuras de poeira e gás, revelando as estruturas mais intricadas por baixo e as estrelas jovens escondidas no interior. Somente combinando dados ópticos e infravermelhos podem os astrônomos pintar um quadro completo dos processos em andamento na nebulosa.

Fonte: ESA

Uma bela galáxia lenticular na constelação da Girafa

Este belo objeto, parecido com uma nuvem, pode não parecer muito com uma galáxia, sendo que ele não possui os braços bem definidos de uma galáxia espiral ou o bulbo avermelhado de uma galáxia elíptica, mas o objeto é conhecido como galáxia lenticular.

© Hubble/A. Fillipenko (NGC 2655)

As galáxias lenticulares situam-se entre os tipos espiral e elíptico; elas têm uma forma de disco como as galáxias espirais, mas não formam mais um grande número de novas estrelas e, portanto, contêm apenas populações envelhecidas de estrelas, como as galáxias elípticas.

Esta galáxia, denominada NGC 2655, tem o núcleo extremamente luminoso, sendo classificada também como uma galáxia Seyfert: um tipo de galáxia ativa com linhas de emissão fortes e características. Acredita-se que esta luminosidade seja produzida à medida que a matéria é arrastada para o disco de acreção de um buraco negro supermassivo no centro da NGC 2655. A estrutura do disco externo da NGC 2655, por outro lado, parece mais calma, mas tem uma forma estranha. A dinâmica complexa do gás na galáxia sugere que ela pode ter tido um passado turbulento, incluindo fusões e interações com outras galáxias.

A NGC 2655 está localizada a cerca de 80 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Camelopardalis (A Girafa). A Camelopardalis contém muitos outros objetos interessantes do céu profundo, incluindo o aglomerado estelar aberto NGC 1502, o elegante asterismo da Cascata de Kemble e a galáxia de explosão estelar NGC 2146.

Fonte: ESA

Meteorito trouxe diamantes à Terra

Em 7 de outubro de 2008, um asteroide trazendo diamantes invadiu a atmosfera da Terra e explodiu a uma altura de 37 quilômetros, sobre o deserto de Núbia, no norte do Sudão.

© Pavel Gabzdyl (ilustração de um protoplaneta)

Um estudo da Escola Politécnica Federal da Cidade de Lausanne (EPFL), na Suíça, concluiu que a rocha espacial era parte de um pesquisador Farhang Nabiei, da EPFL “planeta perdido” que existiu nos primórdios do Sistema Solar.

Estima-se que o protoplaneta ao qual pertenceu deve ter existido há bilhões de anos, antes de se partir por uma colisão. Era grande como Mercúrio ou Marte.

Argumenta-se que a pressão necessária para produzir diamantes deste tipo só poderia ocorrer em um planeta de grande dimensão.

O diamante é um dos materiais mais duros encontrados na Terra. Ele é constituído por átomos de carbono e formado em camadas profundas, em ambientes com temperaturas elevadas e altíssima pressão.

Foram coletados cerca de 50 pedaços da rocha espacial, com tamanhos entre um e dez centímetros. Os fragmentos são do meteorito Almahata Sitta, termo em árabe que significa Estação Seis, em referência ao nome de uma estação de trem perto do local onde caiu. Os pesquisadores descobriram partículas cristalinas feitas de ferro e enxofre dentro de diamantes no ureilita Almahata Sitta.

Usando três tipos de microscópios, os pesquisadores caracterizaram o mineral e a cobertura química da rocha. Alguns dos materiais presos nos diamantes a partir de sua formação só podem ser formados a uma pressão superior a 20 GPa (gigapascals). Estas condições só podem ser alcançadas em um grande corpo planetário. Explicações prévias para os diamantes dentro de ureilitas incluem impactos poderosos, como colisões entre asteroides. A pressão de tais impactos poderia ter transformado grafite - a forma de carbono usada frequentemente em lápis - em gemas. No entanto, os grandes tamanhos de alguns diamantes encontrados em ureilitas sugerem que pode ter sido necessário mais do que a pressão de um impacto cósmico para criá-los.

“Estes dados constituem a primeira evidência contundente da existência de um planeta tão grande pertencente a uma primeira geração, que desapareceu,” disse o pesquisador Farhang Nabiei, da EPFL.

A descoberta reforça a teoria de que os planetas do atual Sistema Solar foram criados com os restos de dezenas de grandes protoplanetas ou planetas embrionários.

Estima-se que o corpo principal do asteroide 2008 TC3 foi formado no Sistema Solar em seus primeiros 10 milhões de anos.

Os meteoritos desta colisão foram catalogados na categoria de rochas espaciais chamadas ureilitas, um tipo de meteorito que é rico em carbono e às vezes possui diamantes, que representam menos de 1% dos objetos que colidem com a Terra. Mais de 480 ureilitas foram descobertos até agora. Os diamantes analisados dentro das ureilitas tinham algumas dezenas a centenas de microns; em comparação, o cabelo humano médio tem cerca de 100 mícrons de largura.

Os pesquisadores sugerem que todos os asteroides de ureilita são restos do mesmo protoplaneta.

Corpos do tamanho de Marte (como o que impactou a formação da Lua) eram comuns e se uniam para formar planetas maiores ou colidiam com o Sol ou eram ejetados do Sistema Solar.

Estes embriões planetários eram os blocos de construção dos planetas rochosos agora vistos no Sistema Solar interior. As ureilitas podem ser os últimos remanescentes destes corpos celestes há muito desaparecidos e as primeiras relíquias conhecidas de protoplanetas perdidos.

Este estudo fornece evidências convincentes de que o corpo principal da ureilita era um daqueles grandes “planetas perdidos” antes de serem destruídos por várias colisões.

O estudo foi publicado nesta semana na revista Nature Communications.

Fonte: Discovery & Astronomy