Eclipse quase total da Lua

Se agosto foi mês de desgosto em termos de eclipse solar, o mesmo não se poderá dizer da Lua.

© Andrew McCarthy (Eclipse Lunar)

Na noite de 27 para 28 de agosto, os brasileiros poderão finalmente olhar para o céu e apreciar um grande evento astronômico: um eclipse lunar quase total será visível em todo o país. Esse fenômeno vem para consolar os observadores brasileiros, já que o eclipse solar total do último dia 12 não pôde ser visto de nenhuma parte do país, nem mesmo de forma parcial.

É uma regra da mecânica celeste: ou antes ou após um eclipse solar, sempre vem um eclipse lunar, ocorrendo geralmente com cerca de duas semanas de diferença devido ao alinhamento dos astros. Desta vez, ao contrário do eclipse do Sol, o eclipse da Lua poderá ser visto diretamente por todos os brasileiros, dependendo apenas da condição do tempo.

Este eclipse será do tipo parcial, mas o fenômeno vai obscurecer 96,2% da Lua, o que o torna visualmente quase um eclipse total. Um eclipse lunar ocorre quando a Lua entra na sombra projetada pela Terra. Como o plano da órbita da Lua é inclinado em 5 graus em relação ao plano da órbita da Terra ao redor do Sol, esse alinhamento não ocorre em todas as fases de Lua Cheia. O Sol incide na Terra e uma sombra se forma no espaço. Essa sombra tem duas partes: a penumbra (sombra clara) e a umbra (sombra escura). No evento dessa noite, a Lua mergulhará profundamente na umbra, criando o efeito de uma "mordida" que cobrirá quase todo o disco lunar.

© IA / Gemini (fases do eclipse lunar)

Confira os horários no Horário Legal de Brasília (fuso -3h):

- Início do eclipse penumbral: 27 de agosto às 22h24min

- Início do eclipse parcial: 27 de agosto às 23h33min

- Máximo do eclipse parcial: 28 de agosto às 01h12min (momento de maior obscurecimento)

- Fim do eclipse parcial: 28 de agosto às 02h52min

- Fim do eclipse penumbral: 28 de agosto às 04h02min

A duração da fase parcial (a mais perceptível) será de 3 horas e 18 minutos. Para outros fusos, deve-se ajustar: subtrair 1 hora para o fuso -4h, 2 horas para o fuso -5h ou somar 1 hora para o fuso -2h.

Como observar com segurança:

Aqui reside a maior vantagem para o público: enquanto o Sol exigia o uso rigoroso de filtros como o vidro de soldador 14 para evitar danos permanentes à retina, o eclipse da Lua é totalmente seguro. Não há necessidade de cuidados especiais, exceto torcer para que o tempo não esteja nublado. 

Próximos eventos no calendário:

Se você perder este fenômeno, as próximas chances serão mais discretas por um tempo: o ano de 2027 terá dois eclipses lunares, mas todos do tipo penumbral, onde a diferença de brilho é quase imperceptível a olho nu. Em 2028, na noite de 11 para 12 de janeiro haverá um eclipse parcial da Lua visto em todo o Brasil, mas o obscurecimento da Lua será de somente 2,4%.

Neste ano também haverá um eclipse parcial da Lua e outro total, mas que não serão visíveis no Brasil. Um eclipse total da Lua, com o disco ficando avermelhado e visível em todo o Brasil, só vai ocorrer na noite de 25 para 26 de junho de 2029.

O Observatório Nacional transmitirá hoje o eclipse lunar a partir das 23h (horário de Brasília), através do canal ON.

Fonte: Observatório Nacional

A estrela mais rápida da Via Láctea

Os astrônomos descobriram a estrela mais rápida, conhecida até à data, da Via Láctea em órbita do buraco negro situado no centro galáctico.

© ESO (estrela S301 orbitando Sagittarius A)

Esta animação mostra um binário de estrelas a orbitar um buraco negro supermassivo. Inicialmente, as duas estrelas orbitam uma em torno da outra, mas à medida que se aproximam do buraco negro, as violentas forças de maré a que ficam sujeitas podem acabar por capturar uma delas, enquanto a outra é lançada para longe a grande velocidade. Este fenômeno é conhecido como mecanismo de Hills.

A estrela, denominada S301, foi detectada com o Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do Observatório Europeu do Sul (ESO) e orbita em torno do buraco negro, que tem cerca de quatro milhões de massas solares. Esta estrela aproxima-se mais deste objeto central do que qualquer outra estrela observada anteriormente, tanto que deverá estar sentindo os efeitos da rotação do buraco negro.

O que torna esta estrela especial é o fato da sua órbita em torno de Sagitário A* ser muito apertada. A órbita tem um período de apenas 8,7 anos, o que faz a estrela aproximar-se do buraco negro a uma distância de apenas 12 vezes a distância da Terra ao Sol, algo sem precedentes. Ao passar no ponto da sua órbita mais próximo do buraco negro, a estrela atinge uma velocidade de cerca de 25.000 km/s, o que corresponde mais de 8% da velocidade da luz, sendo, por isso, a detentora do recorde da estrela mais rápida da Via Láctea conhecida até à data.

A S301 é também a estrela que se aproxima mais de Sagitário A*, chegando a uma distância do buraco negro semelhante à que separa Saturno do Sol. No seu ponto de maior aproximação ao buraco negro, a estrela passa a apenas 1,78 bilhões de km deste objeto, o equivalente a cerca de 12 vezes a distância entre o Sol e a Terra, ou cerca de apenas 20% maior que a distância entre o Sol e Saturno.

Pelo motivo de se aproximar tanto de Sagitário A*, a S301 é a primeira estrela conhecida que poderá ser utilizada para medir diretamente a rotação de um buraco negro. Tal como a maioria dos objetos do nosso Universo, os astrônomos preveem que Sagitário A* tenha um movimento de rotação. De acordo com a teoria da relatividade geral de Einstein, um buraco negro em rotação arrasta o espaço-tempo consigo distorcendo-o, o que afeta as órbitas das estrelas circundantes. Este efeito é sentido mais intensamente em objetos que orbitam perto de buracos negros que rodam rapidamente.

Encontrar a S301, que se mostra no céu 2 bilhões de vezes mais tênue do que Betelgeuse (a famosa estrela supergigante vermelha da constelação de Órion), não foi tarefa fácil. A equipe utilizou o VLTI, instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, e o seu instrumento GRAVITY, agora atualizado para GRAVITY+ na sequência de um melhoramento realizado na infraestrutura. O VLTI é capaz de combinar a luz coletada pelos quatro grandes telescópios de 8 metros do VLT, criando assim um telescópio "virtual", como um interferômetro, com uma resolução espacial 15 vezes superior à de um único telescópio de 8 metros individual.

Os pesquisadores foram ainda capazes de recuar até 2017 na história orbital da S301, descobrindo que a sua última aproximação máxima ao buraco negro central se deu no início de 2023. As propriedades orbitais da S301 e o fato das estrelas não se conseguirem formar tão perto de um buraco negro supermassivo, indicam que esta estrela fazia provavelmente parte dum sistema binário que foi destruído pelas forças de maré de Sagitário A*. No processo, a S301 terá ficado presa na gravidade do buraco negro, enquanto a sua estrela companheira foi provavelmente ejetada a alta velocidade, certamente com velocidade suficiente para deixar completamente a Galáxia. 

Observações de seguimento através do GRAVITY+, e com o instrumento MICADO que será instalado no futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, serão cruciais para traçar a trajetória da S301 ao longo da próxima década, que incluirá a sua próxima aproximação máxima ao buraco negro em 2031. A observação de, pelo menos, duas órbitas completas da S301 permitirá aos astrônomos restringir a sua trajetória com precisão suficiente para que se possa determinar diretamente a rotação de Sagitário A* pela primeira vez.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: ESO

Revelando os aspectos ocultos de estrelas massivas

Muitas estrelas massivas fizeram outrora parte de sistemas binários, mas o seu passado fascinante é frequentemente perdido, pelo menos era assim até agora.

© ESO (ilustração da impressão digital química de uma estrela massiva)

Um novo estudo realizado na Universidade de Bonn e no Instituto Max Planck de Astrofísica descobriu agora um novo método de identificar estrelas que, no passado, ganharam massa de uma companheira, estrelas que agora aparecem como objetos isolados, mas que guardam as "cicatrizes" químicas da sua juventude binária.

Recorrendo a uma "impressão digital química" única, independente de modelos evolutivos específicos, os pesquisadores conseguiram reconstruir as histórias binárias de estrelas massivas. O método já reclassificou a estrela Gamma Columbae, amplamente estudada, como uma antiga recpetora de massa, desafiando suposições de longa data sobre a sua origem, e forneceu novas informações sobre a progenitora da supernova SN 1987A.

Mais de 70% das estrelas massivas nascem em sistemas binários íntimos, onde as forças gravitacionais e a transferência de massa entre companheiras alteram drasticamente a sua evolução. No entanto, assim que a interação termina, seja por transferência de massa, fusão ou pela explosão de supernova de uma das companheiras, a estrela sobrevivente surge frequentemente como um objeto solitário, escondendo o seu passado turbulento.

Durante décadas, os astrônomos têm-se esforçado por detectar estas histórias ocultas. Agora, o novo estudo decifrou o enigma. A chave reside nas abundâncias superficiais de elementos como o carbono, o nitrogênio, o oxigênio e o hélio. Quando uma estrela massiva acreta material da sua companheira, ingere matéria da estrela dadora tanto das suas imaculadas camadas exteriores como do seu núcleo, que foi processada por fusão nuclear rica em nitrogênio e hélio, e pobre em carbono e oxigênio. Este material mistura-se nas camadas externas da estrela receptora, deixando para trás uma assinatura química distinta.

As estrelas que passaram por essa transferência de massa seguem um percurso único num "diagrama de abundância CNO", um gráfico das proporções nitrogênio/carbono e nitrogênio/oxigênio. Ao passo que a maioria das estrelas se situa ao longo de uma única linha, as estrelas que ganham massa formam um ramo distinto, anteriormente não reconhecido, claramente separado de estrelas individuais e das dadoras de massa.

Esta "impressão digital química" é uma poderosa ferramenta forense. Os pesquisadores desenvolveram um quadro analítico simples e independente de modelos que permite determinar a quantidade e a composição do material acretado com base exclusivamente nas abundâncias observadas na superfície. Isto permite reconstruir a configuração binária inicial: as massas das estrelas originais e a eficácia da transferência de massa.

O método já produziu resultados surpreendentes. A estrela γ Columbae, há muito considerada uma rara estrela "despojada" que revelou o seu núcleo após perder as suas camadas exteriores, veio a ser uma antiga receptora de massa. A sua composição química superficial, com elevada proporção nitrogênio/carbono, proporção moderada nitrogênio/oxigênio e enriquecida em hélio, corresponde à assinatura prevista de uma estrela que acretou matéria de uma companheira massiva. 

Esta reclassificação não só reformula a compreensão de γ Columbae, como também sugere que muitas estrelas anteriormente consideradas despojadas podem, na verdade, ser estrelas que ganharam massa. As implicações vão muito além das estrelas individuais. O método pode ser aplicado a uma vasta gama de estrelas massivas, incluindo estrelas fugitivas, supergigantes e até mesmo progenitoras de supernovas. Oferece também uma nova forma de testar teorias acerca da evolução de sistemas binários, em particular a física ainda pouco compreendida da transferência de massa e da perda de momento angular. Ao compararem as "impressões digitais" químicas observadas com modelos teóricos, os astrônomos podem agora investigar diretamente a eficácia e a estabilidade da transferência de massa, incertezas de longa data na astrofísica estelar. Além disso, a técnica estende-se às fusões estelares e foi aplicada à famosa supernova SN 1987A, cuja origem há muito se pensa ter resultado de uma fusão.

© ALMA / Hubble / Chandra (supernova SN 1987A)

No dia 23 de fevereiro de 1987, os astrônomos avistaram uma das supernovas mais brilhantes dos últimos 400 anos. Localizada na Grande Nuvem de Magalhães, SN 1987A foi a explosão de supernova mais próxima observada nos últimos séculos e tornou-se rapidamente a supernova mais estudada de todos os tempos. Esta composição reúne observações realizadas com o ALMA, com o telescópio espacial Hubble e com o observatório de raios X Chandra da NASA.

Com os levantamentos em grande escala em curso, como o WEAVE (WHT Enhanced Area Velocity Explorer) e o 4MOST (4-metre Multi-Object Spectroscopic Telescope), que se espera que forneçam dados precisos de milhares de estrelas massivas, este novo método está prestes a transformar a nossa compreensão da evolução estelar. Transforma a superfície de uma estrela numa cápsula do tempo, revelando não só o seu estado atual, mas também a história dramática, e muitas vezes violenta, do seu passado binário.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Astrophysics

Descobertos três buracos negros supermassivos numa única galáxia

Uma equipe internacional de astrônomos liderada pelo Instituto Max Planck de Física Extraterrestre identificou três buracos negros supermassivos em acreção ativa na galáxia J0148-4214.

© MPIA (galáxia com três buracos negros ativos)

Trata-se de buracos negros para os quais a matéria está caindo a partir de um disco de acreção que os rodeia.

A galáxia está localizada a mais de 12,5 bilhões de anos-luz da Terra. A esta distância, a expansão do próprio espaço torna-se evidente. A galáxia parece, portanto, estar se afastando de nós, fazendo com que a luz recebida da galáxia se desloque para comprimentos de onda mais longos, resultando no chamado desvio para o vermelho de z=5,02. Portanto, estamos vendo a galáxia tal como era apenas cerca de 1,2 bilhões de anos após o Big Bang.

Dois deles estão localizados no centro galáctico e estão separados por apenas 620 anos-luz em projeção. Um terceiro buraco negro está localizado na região exterior da galáxia, a uma distância de aproximadamente 5.500 anos-luz do centro. Isto deve-se ao fato de as teorias da evolução das galáxias, baseadas em observações, sugerirem que, no início da história do Universo, as galáxias aproximaram-se muito umas das outras e fundiram-se. Nesse processo, também os buracos negros nos seus centros se fundiram, dando origem a buracos negros com massas ainda maiores nos centros das galáxias resultantes da fusão.

Os pesquisadores identificaram os buracos negros através das suas "impressões digitais" espectrais: os sinais característicos dos átomos de hidrogênio que se movem a alta velocidade no potencial gravitacional dos buracos negros. Na região central, o espectro apresenta uma estrutura complexa que se explica melhor pela presença de dois buracos negros muito próximos um do outro. Para distinguir as duas fontes centrais, a equipe aplicou a espectro-astrometria, uma técnica que mede com precisão os deslocamentos espaciais na emissão de linhas em toda a galáxia. Isto permitiu determinar as posições dos buracos negros, apesar de estes não poderem ser resolvidos espacialmente como fontes pontuais separadas. Foi detetado um terceiro buraco negro na região exterior.

A análise revela massas de buracos negros de aproximadamente 80 milhões, 0,6 milhões e 2 milhões de sóis. O buraco negro mais massivo está acretando matéria a um ritmo inferior ao do buraco negro vizinho com uma massa de 0,6 milhões de sóis, que está se alimentando ativamente e até excedendo a taxa máxima de acreção prevista pelas teorias básicas do crescimento dos buracos negros (o limite de Eddington).

Prevê-se que o par de buracos negros centrais se funda nas próximas centenas de milhões de anos. O terceiro buraco negro, localizado fora do núcleo, pode ser o remanescente de uma fusão anterior, tendo sido deslocado do centro por um empurrão gravitacional, ou pode estar atualmente migrando para o interior.

Estas observações demonstram que a espetroscopia de campo integral é uma ferramenta importante para identificar múltiplos buracos negros ativos em galáxias distantes. Sem a informação espacialmente resolvida fornecida pela espetroscopia de campo integral do instrumento NIRSpec, provavelmente apenas um dos três buracos negros teria sido detectado.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Uma corrente cósmica de gás alimenta GW Orionis

Uma equipe de astrônomos recorreu ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e captou um enorme fluxo de gás, com 0,2 anos-luz de comprimento, alimentando o jovem sistema estelar triplo GW Orionis.

© NRAO (fluxo que alimenta o disco protoplanetário de GW Orionis)

Estas novas observações fornecem a evidência mais clara até à data de como essas "correntes" podem inclinar e torcer os discos onde os planetas nascem. Estas novas observações do ALMA centram-se em GW Orionis, um sistema muito jovem localizado a cerca de 1.300 anos-luz de distância, na constelação de Órion, que abriga três estrelas rodeadas por múltiplos anéis de material de formação planetária.

Os anéis deste sistema são famosos por estarem inclinados em ângulos diferentes, em vez de se situarem num único plano, tornando GW Orionis um laboratório natural para estudar a formação de arquiteturas planetárias incomuns.

A equipe mediu a forma como o fluxo se move e comparou o seu movimento, conhecido como momento angular, com as orientações dos anéis do sistema. Foi descoberto que a trajetória do fluxo alinha-se estreitamente com o anel exterior de poeira, mas está fortemente desalinhada em relação ao anel interior, apontando para uma provável relação de causa e efeito entre o material em queda e o estado inclinado do anel exterior.

Estudos anteriores de GW Orionis revelaram que os anéis interno, intermediário e externo do sistema estão desalinhados, com cada anel inclinado num ângulo diferente. Quando a equipe modelou a queda deste fluxo, descobriu-se que o ângulo em que este colide com o disco está estreitamente alinhado com o anel exterior.

Durante décadas, os diagramas dos manuais acadêmicos mostraram sistemas planetários jovens formam-se tranquilamente a partir de discos planos e ordenados de gás e poeira. Este novo resultado do ALMA apoia uma visão mais dinâmica, na qual fluxos turbulentos provenientes do ambiente circundante podem remodelar os discos numa fase tardia da sua evolução e, potencialmente, colocar os planetas em órbitas inclinadas ou mesmo opostas ao sentido de rotação da sua estrela hospedeira.

As nossas observações utilizam os três conjuntos de antenas do ALMA, as de 12 metros, as de 7 metros e as Total Power, para ver a extensão total do fluxo. Foram analisadas as linhas moleculares de ¹²CO e ¹³CO com o ALMA, onde descobriu-se que o momento angular total do fluxo é muito inferior ao do disco de GW Orionis. Isto significa que a dinâmica deste sistema representa provavelmente as fases finais deste fenômeno de queda. No passado, provavelmente tinha um momento angular maior, o que permitiu que o disco ficasse desalinhado.

Os astrônomos esperam estudar mais sistemas jovens com fluxos para verificar quão comum é este mecanismo e se ele pode explicar outras características intrigantes de sistemas de exoplanetas conhecidos, tais como inclinações orbitais extremas e assinaturas químicas incomuns. Futuras observações do ALMA de GW Orionis irão procurar moléculas que indiquem a presença de choques, incluindo espécies que contêm enxofre, para identificar exatamente onde o fluxo colide com o disco e como esse impacto altera a matéria-prima para a formação de planetas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Os "pequenos pontos vermelhos" podem ser estrelas gigantes pulsantes

Os astrônomos têm especulado bastante acerca dos misteriosos "Pequenos Pontos Vermelhos" observados nas imagens do Universo primitivo captadas pelo telescópio espacial James Webb: podem ser galáxias, buracos negros, quasar, surtos de formação estelar ou algo completamente diferente.

© D. Nandal (estrela supermassiva em relação às estrelas massivas)

Esta imagem mostra camadas distintas que representam uma "concha" produzida por estrelas massivas, que poderá ser a fonte da luz que se detecta e os "Pequenos Pontos Vermelhos". Mostra também a escala de uma estrela supermassiva em relação às estrelas massivas.

Agora, num novo estudo, os pesquisadores demonstram que um tipo específico de estrela, designada por estrela supermassiva, pode explicar as características surpreendentes dos "Pequenos Pontos Vermelhos", incluindo os seus espectros incomuns, a sua aparência compacta no céu e a sua abundância de nitrogênio.

Os "Pequenos Pontos Vermelhos" são fontes de luz compactas, vermelhas e extremamente brilhantes, e o que quer que esteja emitindo a luz já existia quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos. O seu espectro de luz revela a presença de hidrogênio de formas que os atuais modelos astronômicos de galáxias jovens ou de núcleos galácticos ativos comuns não conseguem explicar.

No entanto, muitos "Pequenos Pontos Vermelhos" observados não apresentam a forte emissão de raios X ou de ondas de rádio que os astrônomos esperariam de um buraco negro supermassivo em crescimento. Num trabalho anterior, pesquisadores demonstraram que estrelas gigantes, com massas cerca de 100.000 vezes superiores à do Sol, podem reproduzir espetros fundamentais muito semelhantes aos dos "Pequenos Pontos Vermelhos", incluindo padrões incomuns de hidrogênio.

O novo estudo procura determinar se essas estrelas também podem criar os densos "casulos" de gás que fazem com que os "Pequenos Pontos Vermelhos" pareçam tão compactos nas imagens do James Webb. Os pesquisadores acompanharam os ciclos de vida e a evolução de algumas estrelas gigantes conhecidas e analisaram a forma como estas parecem, através dos nossos telescópios, piscando e perdendo massa.

Descobriram que estas estrelas não perdem massa na fase final da sua vida, como acontece com muitas outras estrelas. Em vez disso, passam por discretos e poderosos episódios de pulsação. Este comportamento incomum ejeta estruturas de gás semelhantes a conchas. Com base nos modelos, foi demonstrado que uma única estrela supermassiva pode criar tanto as assinaturas espectrais como a camada compacta de gás observadas nos "Pequenos Pontos Vermelhos". 

O material ejetado é principalmente hidrogênio e hélio, mas também contém nitrogênio. As observações dos "Pequenos Pontos Vermelhos" começam a revelar espectros semelhantes, ricos em nitrogênio, o que constitui mais uma evidência a favor da teoria das estrelas gigantes. Após a sua última ejeção, estas estrelas continuam evoluindo até sofrerem um colapso direto, formando a semente de um buraco negro supermassivo. 

O próximo objetivo da equipe é transformar estas propriedades em previsões completas para os espectros detalhados dos "Pequenos Pontos Vermelhos", para que as observações do James Webb possam testar diretamente a sua teoria.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Um asteroide com três lóbulos distintos

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu novas evidências impressionantes do asteroide (44) Nysa.

© K. Minker (asteroide Nysa e seu satélite)

O asteroide (44) Nysa é um dos maiores e mais brilhantes asteroides com uma composição de superfície semelhante a uma estatita (tipo E) no cinturão principal, possui uma extraordinária estrutura de três lóbulos e é acompanhado por uma pequena lua.

A descoberta, baseada em imagens ópticas adaptativas de alta resolução de alguns dos telescópios mais avançados do mundo, fornece um raro vislumbre da complexa história de um dos asteroides mais enigmáticos do Sistema Solar. As descobertas revelam que Nysa é diferente de qualquer asteroide observado anteriormente.

Por mais de um século, os astrônomos estudaram Nysa, cujo brilho e composição incomuns fizeram dele um alvo convincente para investigação. Observações anteriores sugeriam uma forma alongada ou potencialmente bilobada, mas a verdadeira forma do asteroide permaneceu indescritível. Usando o instrumento italiano SHARK-VIS no Grande Telescópio Binocular, no Arizona, e o instrumento SPHERE/ZIMPOL no Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), no Chile, os pesquisadores obtiveram as imagens de maior resolução já adquiridas de Nysa. Ambos os instrumentos fazem uso de óptica adaptativa para corrigir a distorção atmosférica terrestre e, desse modo, conseguiram obter imagens muito nítidas deste asteroide.

Esses conjuntos de dados exclusivos revelaram várias características grandes da superfície, incluindo dois vales proeminentes que parecem envolver a circunferência do asteroide. A explicação mais provável é que Nysa seja um trinário de contato, composto por três componentes conectados, ou um corpo coerente extremamente irregular. 

O estudo também relata a detecção de uma lua até então desconhecida, designada temporariamente S/2026 (44) 1. O satélite foi identificado de forma independente em observações obtidas durante duas campanhas separadas de observação. Os pesquisadores estimam que a lua mede cerca de um quilômetro de diâmetro e orbita pelo menos 170 quilômetros do asteroide primário de 75 quilômetros de diâmetro.

Observações futuras do satélite recém-descoberto permitirão aos pesquisadores determinar a massa e a densidade de Nysa com mais precisão, ajudando a distinguir entre teorias concorrentes para a notável estrutura do asteroide.

A descoberta fornece uma pista importante para a formação e evolução de Nysa. Os cientistas sugerem que a estrutura incomum pode ter se formado através da reacumulação de baixa velocidade de fragmentos de uma colisão antiga, possivelmente antes de Nysa atingir sua localização atual no cinturão de asteroides. Outra possibilidade é que Nysa representa os restos de uma colisão dramática de atropelamento e fuga envolvendo um corpo progenitor maior. 

Como os asteroides do tipo E podem preservar um registro do Sistema Solar interno rico em estatita, seja como planetesimais primitivos ou como fragmentos crustais de protoplanetas diferenciados, a compreensão da origem de Nysa pode elucidar processos que operaram durante as primeiras fases da formação do Sistema Solar. 

Se confirmado, Nysa se juntaria a uma classe crescente de objetos do Sistema Solar cujas formas distintas preservam evidências de colisões e fusões antigas que datam de bilhões de anos, oferecendo aos cientistas uma janela única para o início da história do Sistema Solar.

Fonte: Lowell Observatory

Telescópio de raios X poderá ter comprovado uma teoria secular

Uma medição inédita de um magnetar poderá ter captado o espaço vazio se comportando de uma forma que os físicos previam há 90 anos, mas que nunca tinham observado diretamente.

© NASA (ilustração do magnetar 1E 1547.0-5408)

Esta ilustração mostra o magnetar 1E 1547.0-5408. As curvas azuis que emanam dos dois polos magnéticos da estrela representam as linhas do campo magnético. O magnetar é um importante emissor de rádio e raios X, cujos picos se deslocam ao longo do seu período de rotação de 2,1 segundos. Isto indica que o principal emissor de raios X é um "ponto quente" secundário, deslocado em relação ao eixo magnético. Estes emissores são representados como seções cônicas: a emissão de rádio, em azul mais claro, atinge o seu pico no eixo de simetria do campo magnético, enquanto a emissão de raios X, em azul mais escuro, atinge o seu pico abaixo deste. Os cones de emissão superior e inferior apresentam graus de polarização de raios X de 40% e 80%, respectivamente. Estes valores elevados, juntamente com variações suaves e coerentes na polarização ao longo do período de rotação, fornecem o sinal mais definitivo até à data da birrefringência do vácuo, uma previsão há muito procurada da eletrodinâmica quântica.

Os magnetares são uma classe especial de estrelas de nêutrons com campos magnéticos ultrafortes, os mais fortes de qualquer objeto no Universo observável, cerca de um trilhão de vezes mais fortes do que os ímãs mais potentes construídos na Terra. Estas estrelas de nêutrons supermagnéticas oferecem um vislumbre da física de ambientes intensos que não se encontram em mais nenhum outro lugar. Já as estrelas de nêutrons são os núcleos remanescentes de estrelas massivas, formadas no final dos seus ciclos de vida, que possuem mais massa do que o Sol, condensadas até ao tamanho de uma cidade, tornando-as laboratórios naturais para o estudo da física extrema.

Os cientistas, utilizando o IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA, realizaram mais de 140 horas de observações do magnetar 1E 1547-5408, entre março e abril de 2025, em conjunto com o NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer) da NASA e Murriyang, o radiotelescópio Parkes da CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation), operado pela agência científica nacional da Austrália.

Esta foi a primeira medição coordenada de polarização em rádio e raios X de um magnetar. O 1E 1547-5408, que completa uma rotação a cada 2 segundos, é um magnetar único que emite consistentemente intensa energia rádio e raios X, por razões que os cientistas ainda estão tentando compreender. As observações revelaram que a polarização, ou seja, a orientação e o nível de alinhamento dos fótons recebidos é quase três vezes superior à observada em fontes semelhantes.

Este elevado nível de polarização foi surpreendente, uma vez que a geometria dos campos magnéticos do magnetar sugere que as medições que observamos deveriam ser próximas de zero em determinados pontos da estrela. Os modelos padrão de emissão superficial também não explicam este valor elevado, indicando que outro efeito deve estar aumentando a polarização.

É aqui que entra a birrefringência do vácuo, uma teoria com 90 anos no domínio da eletrodinâmica quântica. Proposta pela primeira vez em 1936, a teoria sugere que o vácuo do espaço pode ser alterado por campos magnéticos extremos, muito superiores aos que os seres humanos conseguem criar na Terra. Nessas condições, o vácuo age como uma lente ou um prisma, filtrando a luz com base na direção em que esta se desloca, aumentando assim a sua polarização total.

A capacidade da missão IXPE para medir a polarização dos raios X foi essencial para testar esta teoria. As simulações realizadas apoiam a possibilidade de a birrefringência do vácuo estar na origem do sinal distinto.

As medições de polarização de grande magnitude provenientes do magnetar fornecem um forte apoio à previsão teórica e podem constituir a primeira vez que este efeito foi observado diretamente em qualquer lugar. Novas observações do IXPE desta fonte e de outros magnetares irão confirmar este sinal e, potencialmente, revelar outros efeitos exóticos da eletrodinâmica quântica.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: NASA

Representação da Terra em formato de geoide

A Terra possui um formato irregular, configurando um modelo de um geoide.

© NASA / ESA (representação tridimensional do campo gravitacional da Terra)

A animação é baseada em medidas de gravidade obtidas pelo satélite Gravity Field and Steady-State Ocean Circulation Explorer (GOCE).

O geoide é uma superfície equipotencial do campo da gravidade, ou seja, sobre essa superfície o potencial do campo da gravidade é constante, coincidindo, portanto, com uma superfície de equilíbrio de massas de água. Pode-se visualizar, aproximadamente, essa superfície por meio do prolongamento do nível médio dos mares por dentro dos continentes.

A NASA divulgou uma nova representação tridimensional do campo gravitacional da Terra, construída a partir de mais de 1 bilhão de observações coletadas durante 15 anos por 19 satélites. A imagem retrata o chamado geoide, uma superfície física que representa como seria o nível médio dos oceanos caso não houvesse influência de marés, ventos ou correntes marítimas.

Ao contrário do que muitos imaginaram nas redes sociais, o modelo não mostra o formato real do planeta. Ele representa as variações da gravidade provocadas pela distribuição de massa no interior da Terra, incluindo rochas, magma e água. Para tornar essas diferenças perceptíveis, a escala vertical foi ampliada entre 7 mil e 10 mil vezes. As regiões com maior concentração de massa apresentam uma atração gravitacional mais intensa, formando “elevações” no geoide. Já áreas menos densas aparecem como “depressões” nesse modelo.

No mapa, cadeias montanhosas como os Andes e o Himalaia aparecem em tons avermelhados, indicando maior intensidade gravitacional. Em contraste, áreas como o Oceano Índico e a bacia do Rio Congo são representadas em azul, refletindo menor atração.

A representação foi produzida a partir do modelo global GOCO06, que reúne dados das missões GOCE, da Agência Espacial Europeia (ESA), e GRACE, desenvolvida pela NASA em parceria com o Centro Aeroespacial Alemão (DLR). A missão GRACE utilizou duas espaçonaves que voavam separadas por cerca de 220 quilômetros para detectar pequenas variações na gravidade da Terra. Essas medições permitiram acompanhar o deslocamento de água nos oceanos, no solo, nas geleiras e na atmosfera.

A superfície do geoide é mais irregular do que o elipsoide de revolução usado habitualmente para aproximar a forma do planeta, mas consideravelmente mais suave do que a própria superfície física terrestre. Enquanto que esta última varia entre os +8.850 m (Monte Everest) e −11.000 m (Fossa das Marianas), o geoide varia apenas cerca de ±100 m além da superfície do elipsoide de referência.

O modelo também identificou diferenças na altura do geoide, que variam de cerca de 85 metros acima da média, na Islândia, até aproximadamente 106 metros abaixo do nível médio, no sul da Índia. Além de aprimorar o entendimento sobre a estrutura interna do planeta, os dados ajudam pesquisadores a monitorar o ciclo hidrológico, estimar reservas de água subterrânea e acompanhar os efeitos das mudanças climáticas sobre o nível do mar.

Fonte: NASA

Descoberta a evidência que estrela Betelgeuse possui uma companheira

Finalmente, os astrônomos obtiveram provas concretas de que Betelgeuse, uma das estrelas mais famosas do céu noturno, não está sozinha.

© ESO / VLT (Betelgeuse e sua companheira)

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), uma equipe liderada pelo pesquisador francês Miguel Montargès obteve a imagem mais nítida de sempre do que é provavelmente Betelgeuse B, a estrela companheira de Betelgeuse.

Betelgeuse, uma estrela avermelhada da constelação de Órion, facilmente visível a olho nu e conhecida pelas suas variações de brilho, é observada há milênios. Os astrônomos andam à procura da potencial companheira de Betelgeuse, inicialmente proposta para explicar as variações de brilho de Betelgeuse, há cerca de um século, mas sem sucesso até agora.

Dois estudos publicados em 2024 previam de forma robusta que, em Dezembro desse mesmo ano, a companheira estaria o mais afastada possível de Betelgeuse e, por isso, seria mais fácil de detectar. Os pesquisadores puseram mãos à obra, observando a estrela com o VLT do ESO em Dezembro de 2024 e dedicando vários meses ao processamento dos dados. 

A sensibilidade do VLT poderia não ser suficiente para detectar Betelgeuse B. No entanto, como esta companheira tem mais massa do que o previsto, foi possível vê-la! Inicialmente pensava-se que Betelgeuse B tinha aproximadamente a mesma massa que o Sol, contudo as novas observações revelaram que esta estrela tem, na verdade, cerca de duas a três vezes a massa solar. 

A imagem de Betelgeuse B foi captada diretamente, o que significa que foi detectada a luz da própria estrela, com o instrumento SPHERE montado no VLT, no deserto chileno do Atacama. Embora já houvesse indícios da existência desta estrela companheira, incluindo uma possível detecção direta com o telescópio Gemini North, no Havaí, EUA, esta é a prova mais forte e a imagem mais nítida obtida de Betelgeuse B até à data.

"Para termos a certeza absoluta de que esta companheira existe realmente, ainda temos de a observar dentro de um ano, quando se encontrar do outro lado da estrela, contudo já não há praticamente margem para dúvidas", disse Montargès.

Há alguns anos, Betelgeuse foi alvo da atenção tanto de astrônomos como do público em geral quando começou a escurecer visivelmente. Sendo uma estrela supergigante evoluída, espera-se que Betelgeuse termine a sua vida sob a forma de uma explosão de supernova, e o seu escurecimento levou algumas pessoas a especular que a estrela poderia estar prestes a explodir. Nessa ocasião, um grupo de astrônomos liderado por Montargès estudou a estrela com o VLT do ESO e descobriu que, na realidade, Betelgeuse se encontrava obscurecida devido a uma nuvem de poeira.

A potencial detecção de Betelgeuse B levará os astrônomos a investigar de que forma a companheira poderá afetar a explosão de supernova esperada de Betelgeuse.

Este trabalho foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

O perfil de temperatura abaixo da superfície de Io

A missão Juno da NASA forneceu as primeiras medições da temperatura abaixo da superfície da lua de Júpiter, Io, revelando um aquecimento significativo, do ponto de vista vulcânico, mais ativo do Sistema Solar.

© NASA / Juno (região polar norte da lua vulcânica Io)

Recolhidos durante dois sobrevoos, os dados mostram também que a maior parte da superfície de Io é notavelmente lisa e composta por material de densidade muito baixa. 

As descobertas abrem novos horizontes observacionais tanto para mundos tórridos como para mundos gelados para além do nosso planeta. O vulcanismo extremo de Io é alimentado pelo aquecimento de maré. A lua é constantemente esticada e comprimida pela imensa gravidade de Júpiter à medida que se desloca na sua órbita ligeiramente elíptica, gerando calor interno muitas vezes superior ao da Terra.

Até agora, praticamente tudo o que se sabia sobre esse calor provinha de observações no infravermelho, que detectam apenas a temperatura da superfície. Estas últimas descobertas derivam de dados recolhidos pelo instrumento MWR (Microwave Radiometer) da sonda espacial.

O MRW da Juno foi concebido para espreitar por baixo das camadas superiores das nuvens de Júpiter, a fim de explorar a dinâmica e a composição da atmosfera profunda do gigante gasoso. As seis antenas de micro-ondas do MWR funcionam como um único instrumento, detectando simultaneamente micro-ondas numa ampla gama de comprimentos de onda, desde cerca de 1,3 a 51 centímetros. Durante a fase prolongada da missão, o instrumento MWR proporcionou a oportunidade de observar três das luas galileanas do planeta: Ganimedes, Europa e Io.

Em Ganimedes e Europa, foram explorados dezenas de quilômetros abaixo da superfície, partindo do princípio de que as suas camadas de gelo eram, na sua maioria, água pura, mas a capacidade de sondar a rocha vulcânica em Io foi uma descoberta inesperada. Os dados sugerem duas explicações possíveis. Em primeiro lugar, o calor poderá estar subindo de forma constante através de uma crosta condutora. Embora este fluxo de calor de fundo, medido entre 1 e 3 watts por metro quadrado, seja relativamente moderado à escala local, em toda a lua representa uma liberação de energia até 30 vezes superior à média da Terra. Em alternativa, o sinal poderá provir de fluxos de lava em arrefecimento, escondidos por cerca de 9 a 11 metros de crosta solidificada, que cobrem cerca de 10% da superfície da lua em qualquer momento.

Outra importante descoberta resultante das duas aproximações é o quão lisa é a lua Io. Antes das recentes descobertas, era conhecida pelas suas montanhas altas, mas o MWR indica que, para além desta topografia visível, a superfície apresenta extensas áreas planas que se estendem por 100 quilômetros ou mais. Como a sonda Juno sobrevoou regiões sobrepostas de Io a diferentes ângulos, a equipe conseguiu mapear a forma como a superfície reflete as micro-ondas, tal como um passageiro de avião pode ver o oceano brilhando com a luz do Sol apenas sob ângulos específicos.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Geophysical Research: Planets.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Um asteroide próximo da Terra é, na verdade, um cometa

Uma nova pesquisa liderada por cientistas do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA, revelou a identidade de um enigmático astro próximo da Terra, através do acompanhamento preciso do seu movimento no espaço e da utilização de potentes observatórios capazes de captar imagens de objetos celestes pouco luminosos.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração de um asteroide com órbita alongada)

Este objeto tem uma dupla personalidade: as imagens anteriores não tinham revelado atividade óbvia semelhante à de um cometa, sugerindo que poderia ser um asteroide, mas o seu movimento revelou-se recentemente irregular, tal como o de um cometa.

O enigma teve início a 28 de agosto de 2025, quando o objeto, provisoriamente conhecido como asteroide 1998 SH2, passou em segurança a 3 milhões de quilômetros do nosso planeta durante a sua órbita de 4 anos e meio em torno do Sol. 

Os pesquisadores que pretendiam observar 1998 SH2 com o sistema planetário de radar da DSN (Deep Space Network) da NASA tinham calculado a sua posição utilizando dados de órbitas anteriores e considerado os efeitos que a gravidade do Sol e dos planetas teria na sua trajetória. Mas quando 1998 SH2 não apareceu onde esperavam, perceberam que algo imprevisto tinha vindo a influenciar o movimento do objeto. Ao utilizarem a astrometria óptica para medir com precisão a posição do objeto no céu, foi identificada a causa.

Embora a órbita de 1998 SH2 em torno do Sol tivesse sido bem acompanhada entre 1998 e 2016, o objeto completou duas órbitas solares sem observações adicionais por telescópios até às tentativas da DSN em 2025. Ao analisar todas as observações recolhidas desde a descoberta do objeto em 1998, os pesquisadores determinaram as perturbações no movimento de 1998 SH2 e formularam a hipótese de que o objeto poderia estar gerando um pequeno impulso ao liberar gás para o espaço, fazendo com que se desviasse da sua trajetória prevista. Esta liberação de gás resulta do aquecimento, pelo Sol, do gelo misturado com material rochoso, transformando o gelo em gás.

Nos cometas comuns, esta atividade forma as clássicas e brilhantes cauda e cabeleira, o gás e a poeira que rodeiam o núcleo do cometa. Mas quando um objeto produz gás e poeira em quantidades muito menores, a sua cauda e cabeleira podem não ser detectáveis pela maioria dos observatórios.

A aproximação de 1998 SH2 à Terra, em agosto de 2025, proporcionou a oportunidade perfeita para o recolhimento de evidências observacionais de atividade cometária visível. Então, com auxílio de astrônomos do CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope), um telescópio óptico/infravermelho de 3,6 metros situado perto do cume do Mauna Kea, no Havaí, e do telescópio dinamarquês do ESO, de 1,5 metros, em La Silla, no Chile, para realizar as observações. Os astrônomos do potente VLT (Very Large Telescope), de 8,2 metros, do ESO, situado na montanha chilena Cerro Paranal, também acompanharam o objeto.

As imagens recolhidas destes observatórios revelaram uma cauda fraca, mas nítida, confirmando assim que 1998 SH2 é, de fato, um cometa. Como resultado da pesquisa, 1998 SH2 receberá uma designação provisória adicional de cometa, P/1998 SH2.

Os cometas escuros, tal como P/1998 SH2, apresentam irregularidades significativas, ou perturbações, na sua trajetória, mas carecem de outras evidências visíveis de atividade cometária; não há coma, cauda nem liberação visível de gases. Estes objetos enigmáticos dividem-se em duas populações distintas: os maiores, com órbitas semelhantes às dos cometas da família de Júpiter (cometas de período curto com órbitas altamente elípticas, ou excêntricas), e os menores, que orbitam mais perto do Sol.

Desde a descoberta do primeiro cometa escuro, em 2016, foram identificados mais cerca de uma dúzia. Os pesquisadores sugerem que muitos dos cometas escuros de maiores dimensões, cujas órbitas são semelhantes à de 1998 SH2, poderão revelar-se cometas comuns se proporcionarem a oportunidade de os observar com telescópios potentes, capazes de captar imagens de objetos incrivelmente tênues. Além disso, ao analisar o movimento de todos os objetos próximos da Terra utilizando dados de astrometria de precisão, os astrônomos poderão revelar mais cometas que anteriormente tinham sido classificados como asteroides, caso apresentem perturbações não gravitacionais semelhantes às dos cometas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Jet Propulsion Laboratory