Medindo o centro de massa da Terra

As mudanças sazonais redistribuem água suficiente em volta da Terra para deslocar o centro de massa do planeta para a frente e para trás em frações de uma polegada em relação ao seu centro geométrico.

© NASA (medindo o centro de massa da Terra)

Os cientistas da NASA estão investigando o caso, acompanhando essas oscilações, uma vez que o centro de massa da Terra é um ponto de referência crucial para a navegação por satélite e para as medições de altitude.

Uma equipe, liderada pelo Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA, propôs uma forma de calcular as oscilações sazonais com extrema precisão. Os pesquisadores traçam um quadro vívido do degelo da primavera, dos oceanos agitados e do ar denso do inverno, que deslocam enormes cargas superficiais de estação para estação.

O estudo não é a primeira tentativa de determinar com precisão o centro de massa da Terra. Ao longo de décadas, os cientistas têm vindo a desenvolver várias técnicas espaciais para o definir e localizar. Mas trata-se de um alvo em movimento. Se a Terra fosse uma rígida bolinha de gude azul, o seu centro de massa coincidiria simplesmente com o seu centro geométrico.

Na realidade, o planeta oscila e cede sob o peso da água, do gelo e do ar. Por causa disso, o centro de massa da Terra gira continuamente em torno do seu centro geométrico, deslocando-se até vários milímetros. Qual é o grau de precisão dos métodos existentes para medir a amplitude desta oscilação?

As duas últimas estimativas internacionais, realizadas em 2017 e 2023, diferem em 7 milímetros. A diferença é quase tão grande quanto o próprio movimento. Para reduzir a incerteza, foi desenvolvida uma nova técnica baseada no rastreio ultrapreciso por satélite. Impulsionados pela gravidade, os satélites orbitam naturalmente o centro de massa da Terra, como se estivessem presos por cordas invisíveis. Pequenas alterações na distância entre os satélites e as estações terrestres refletem o deslocamento do centro de massa da Terra.

A utilização de satélites para localizar o centro de massa da Terra não é uma ideia nova. Na verdade, satélites metálicos densos, lançados em 1976 e 1992, destinam-se exclusivamente a este fim. Assemelhando-se a bolas de espelhos com 408 kg, ambos os LAGEOS 1 e 2 (Laser Geodynamics Satellite) estão repletos de prismas refletores e são rastreados com precisão a laser por estações terrestres distribuídas globalmente por mais de 20 países. No entanto, uma limitação da técnica SLR (Satellite Laser Ranging) é a distribuição desigual das estações terrestres.

A nova técnica melhora a precisão de duas formas: integra o rastreio por GPS, juntamente com dados orbitais de vários satélites em órbita terrestre baixa, para proporcionar um conjunto diversificado de alvos. Além disso, considera a forma como o peso da água e do gelo deforma a crosta terrestre, levando as estações terrestres a acompanhar esse movimento. 

As nossas descobertas sugerem que a massa da água e do ar da Terra que se desloca entre os hemisférios é menor do que se pensava anteriormente. Embora estes movimentos possam parecer insignificantes, o nosso mundo moderno depende de medições de posicionamento extremamente precisas. Ao desvendar e compreender os mecanismos que alteram os sistemas de referência, é possível construir melhores sistemas de referência que, em última análise, beneficiam o mapeamento e a navegação, desde a logística global de transporte marítimo até à agricultura de precisão.

Os pesquisadores acompanharam a oscilação sazonal do centro de massa da Terra e atribuíram a causa a três categorias: oceanos, atmosfera e água continental (composta por gelo terrestre, neve, água de lagos e rios, umidade do solo e águas subterrâneas). Descobriram que a acumulação de neve na América do Norte e na Eurásia atinge o seu máximo em março e desloca o centro de massa da Terra cerca de 3 milímetros em direção ao polo norte. Um mês depois, em abril, a água da chuva na bacia do rio Amazonas atinge um pico de 2.400 gigatoneladas, deslocando o centro de massa da Terra 2,2 milímetros na direção da América do Sul. A água das monções no sudeste asiático atinge um máximo de 600 gigatoneladas seis meses depois, em novembro, contribuindo ligeiramente para a oscilação anual. Entre agosto e outubro, os oceanos enchem-se com água do degelo e da chuva, e o centro de massa da Terra desloca-se em direção ao Oceano Pacífico Sul. O Oceano Pacífico é tão vasto que as variações de massa nessa região ofuscam as perdas ou ganhos nos outros oceanos, embora as dinâmicas sazonais nos mares Mediterrâneo, Vermelho, do Norte, Báltico e de Barents contribuam, cada um à sua maneira, para deslocar o centro de massa da Terra.

Os pesquisadores utilizaram um modelo desenvolvido pelo ECMWF (European Centre for Medium-Range Weather Forecasts) para estimar como as alterações atmosféricas afetam o centro de massa da Terra ao longo das estações do ano. Descobriram que o ar frio e denso do inverno contribui para inclinar a balança sobre a Arábia, a Ásia e o norte de África por volta de 21 de dezembro de cada ano, e sobre a América do Sul e a África do Sul por volta de 21 de junho.

Os cálculos de massa apresentados no estudo estão em concordância com as observações realizadas pela missão GRACE-FO (Gravity Recovery and Climate Experiment Follow-On). Lançada em 2018, a missão é composta por dois satélites gêmeos que mapeiam as flutuações mensais na atração gravitacional da Terra, devidas principalmente ao movimento da massa de água acima e abaixo do solo. Os dois satélites voam em formação precisa e, quando o satélite da frente passa por cima de um corpo denso, como uma bacia hidrográfica cheia, a atração gravitacional adicional altera a distância entre ele e o seu gêmeo numa quantidade pequena, mas mensurável.

A missão GRACE-C (GRACE-Continuity), de próxima geração, tem lançamento previsto para o final de 2028, com intenção de prolongar o registro de dados da série GRACE, que conta já com quase 25 anos.

Um artigo foi publicado no periódico Geophysical Journal International.

Fonte: NASA

Um exoplaneta que orbita na direção oposta à da sua estrela

Uma equipe internacional liderada pelo Departamento de Astronomia da Universidade de Genebra determinou a configuração orbital do exoplaneta GJ 3090 b.

© ESO (ilustração de planeta com órbita retrógrada)

O exoplaneta apresenta um forte desalinhamento e orbita na direção oposta à rotação da sua estrela. Este enigma é ainda mais desafiante para os astrônomos, uma vez que não existe nenhum companheiro massivo neste sistema planetário capaz de influenciar a órbita do planeta e, assim, explicar esta configuração.

Uma estrela e os seus planetas formam-se quando uma nuvem de gás e poeira colapsa sobre si própria em algum lugar no espaço. A nuvem forma então um disco em torno da estrela nascente, no interior do qual se formarão os planetas. Esta protoestrela e o seu disco giram então na mesma direção. Neste cenário ideal, os planetas formados no disco irão, por sua vez, girar na mesma direção que a rotação da sua estrela e no mesmo plano que o equador estelar, perpendicular ao eixo de rotação. 

No Sistema Solar, os oito planetas orbitam na mesma direção que o Sol, mas existe um pequeno ângulo entre os seus planos orbitais e o plano equatorial do Sol. Este ângulo, frequentemente designado por Psi, varia entre aproximadamente 3 e 7 graus, dependendo do planeta. No caso da Terra, por exemplo, é pouco mais de 7 graus. Este pequeno desvio em relação ao cenário ideal pode refletir perturbações que ocorreram durante a formação do nosso Sistema Solar, tais como um encontro com outra estrela ou um colapso assimétrico da nuvem inicial.

A medição do ângulo Psi fornece pistas sobre a formação e a evolução dos sistemas planetários. Por isso, é natural que seja medido em outros sistemas planetários. A GJ 3090 é uma anã vermelha, uma estrela mais fria e menor do que o nosso Sol. O planeta GJ 3090 b, que orbita em torno dela, foi detectado pela primeira vez pelo telescópio espacial TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), que analisa o céu à procura de trânsitos (pequenas variações periódicas no brilho de uma estrela causadas pela passagem de um planeta à sua frente).

O planeta tem um raio 2,2 vezes superior ao da Terra e uma massa 4,5 vezes superior à da Terra, o que o torna um sub-Netuno, a classe mais abundante de exoplanetas na nossa Galáxia. 

Um instrumento fabricado na Suíça, o NIRPS (Near Infra Red Planet Searcher), um espectrógrafo infravermelho instalado no Observatório de La Silla, foi utilizado para detectar outros dois planetas no sistema, para confirmar a presença de GJ 3090 b, medir a sua massa e, acima de tudo, determinar a sua configuração orbital. 

O ângulo Psi para GJ 3090 b é de aproximadamente 136 graus. Conhecem-se apenas cinco outros sistemas multiplanetários que abrigam um planeta desalinhado com um ângulo superior a 70 graus. Porém, ao contrário desses outros sistemas, não há indícios de um objeto massivo o suficiente (outra estrela ou planeta), orbitando GJ 3090, que possa ser responsável por esta configuração. No caso de GJ 3090, a estrela poderá ter acretado um disco secundário desalinhado e retrógrado, no qual se formaram posteriormente os planetas do sistema.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Université de Genève

O fim próximo de um exoplaneta

Pesquisadores da Universidade de Tóquio, identificaram um tipo raro de planeta que é incomumente quente e excêntrico.

© ESA (ilustração de planetas do tipo Júpiter quente)

O exoplaneta TOI-1355 b orbita a sua estrela, TOI-1355, que também é muito mais quente do que o nosso Sol, de uma forma estranha e a uma velocidade incrível, completando uma órbita em cerca de dois dias terrestres.

Esta órbita incomum poderá proporcionar uma oportunidade rara para estudar esta classe de planetas e a forma como se movem e evoluem. No entanto, a evolução da órbita do planeta significa que não será possível observá-lo após cerca de 2033.

O pesquisador do projeto Noriharu Watanabe e o professor Norio Narita, da Escola de Artes e Ciências da Universidade de Tóquio, juntamente com a sua equipe internacional, exploram exoplanetas e estão especialmente interessados naqueles que são muito diferentes de tudo o que encontramos no nosso próprio Sistema Solar. Descobriram recentemente TOI-1355 b, um dos chamados "Júpiteres quentes", que, como o nome da classe sugere, é um planeta semelhante a Júpiter que orbita muito perto da sua estrela hospedeira.

Neste caso, a estrela atinge a temperatura de 8.400º C, mais quente em comparação com os 5.500º C à superfície do nosso Sol. Além disso, TOI-1355 b orbita de uma peculiar forma elíptica que despertou o interesse da equipe. 

Quando os pesquisadores observaram a variação de brilho de TOI-1355 com base em dados anteriores, descobriu-se que o eclipse secundário, um fenômeno em que um planeta passa por trás de uma estrela, ocorria mais rapidamente do que o previsto para uma órbita circular. Isto era incomum para os Júpiteres quentes em torno de estrelas quentes.

O TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA detectou recentemente um escurecimento periódico da estrela TOI-1355, e a equipe de Narita determinou que tal se devia a um trânsito planetário. Mediram a massa planetária e a excentricidade orbital, ou seja, o grau de desvio em relação a uma órbita circular, a partir da variação no brilho estelar e planetário observada pelo TESS.

A descoberta de um Júpiter quente com uma órbita altamente excêntrica é importante, pois corrobora uma teoria segundo a qual os Júpiteres quentes em torno de estrelas quentes podem ter histórias muito dramáticas que envolvem migração dinâmica, talvez devido à interação gravitacional entre os planetas e à consequente alteração das órbitas uns dos outros. Prevê-se que este tipo de interação cause uma elevada excentricidade que, mais tarde, se tornará mais circular com o passar do tempo.

Considera-se que a órbita do planeta se tornou altamente elíptica, inicialmente devido à interação gravitacional com outros corpos celestes, tais como outros planetas gigantes, e que posteriormente se reduziu gradualmente devido ao efeito de maré da sua estrela hospedeira. O maior desafio até agora tem sido medir a massa do planeta a partir da variação de brilho nos dados do TESS. Foi necessário derivar equações de modelo mais complexas devido à sua órbita elíptica.

Um artigo foi publicado no periódico Publications of the Astronomical Society of Japan.

Os cientistas estão preparando outro artigo científico acerca da pesquisa da inclinação da órbita do planeta em relação à rotação estelar. Estão também planejando uma proposta para uma observação utilizando o telescópio espacial James Webb da NASA.

Fonte: University of Tokyo

O exoplaneta mais jovem conhecido

Os astrônomos confirmaram que um mundo com menos de um milhão de anos é o planeta mais jovem conhecido.

© Adam Makarenko (ilustração do exoplaneta Elias 2-24 b)

Denominado Elias 2-24 b, este exoplaneta recém-nascido ainda gira no seu disco natal de poeira e gás.

Os modelos de formação planetária já tinham dificuldade em explicar os anteriores detentores do recorde de planeta mais jovem conhecido, um empate em quatro entre dois planetas que orbitam a estrela PDS 70 e dois planetas que orbitam a estrela WISPIT 2, todos com mais de 5 milhões de anos. O exoplaneta Elias 2-24 b mostra-nos que mesmo os nossos melhores modelos de formação planetária ainda não têm em consideração alguns processos importantes.

Os pesquisadores realizaram observações de arquivo de sete estrelas que foram observadas utilizando o coronógrafo do Observatório W. M. Keck, no Havaí. Cada uma destas estrelas abriga um disco de detritos repleto de poeira, gás e pedaços de gelo e rocha, com estruturas e lacunas no disco que sugerem que, à sua volta, planetas podem estar se formando. Com o coronógrafo bloqueando a luz das estrelas hospedeiras, os astrônomos procuraram planetas mais tênues, em órbita dessas estrelas, que pudessem estar embebidos nos discos de poeira.

O exoplaneta que orbita a estrela Elias 2-24 tem aproximadamente a mesma massa que Júpiter e a estrela encontra-se a cerca de 450 anos-luz da Terra. O estudo deste sistema funciona como uma espécie de máquina do tempo que permite aos cientistas explorar como o nosso próprio sistema planetário poderá ter sido há bilhões de anos. As estrelas nascem em nuvens rodopiantes de gás e poeira, envoltas num véu opaco. Os planetas em órbita formam-se a partir de material remanescente que se aglomera e, gradualmente, esculpe uma trajetória em volta da estrela. Mas é difícil estudar a fase inicial de um exoplaneta devido a toda a poeira que o envolve.

A maioria dos exoplanetas que que foram descobertos até agora foi identificada através de trânsitos, que ocorrem quando um planeta passa à frente da sua estrela e diminui temporariamente a quantidade de luz que recebemos. Esses trânsitos são difíceis de detectar quando os planetas ainda se encontram profundamente envoltos em poeira ou orbitando longe da estrela.

Os modelos atuais de formação planetária baseiam-se numa combinação de teorias e simulações complexas, juntamente com observações de estrelas jovens com discos onde a presença de planetas ainda não pode ser detectada. Encontrar e estudar mais planetas recém-formados como Elias 2-24 b ajudará os astrônomos a aperfeiçoar esses modelos. 

A confirmação, com base nos dados do observatório W. M.Keck, resolve um mistério que intrigava os astrônomos há uma década. Observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), no Chile, revelaram uma lacuna no disco de poeira da jovem estrela. O VLT (Very Large Telescope), no Chile, detectou então um tênue ponto de luz situado nessa lacuna. Os astrônomos debateram se poderia tratar-se de um planeta; de acordo com as teorias de formação planetária, tais lacunas surgem demasiado cedo e demasiado longe das suas estrelas para que os planetas se tenham formado. 

Os modelos atuais preveem que são necessários cerca de 5 milhões de anos para formar um planeta do tamanho de Júpiter à distância de Júpiter em relação ao Sol (que é pouco mais de cinco vezes maior do que a distância da Terra ao Sol), e ainda mais tempo a distâncias maiores. No entanto, o ponto brilhante que avistaram estava 55 vezes mais longe da sua estrela do que a Terra está do Sol e já se comportava como um planeta em formação. O exoplaneta Elias 2-24 b encontra-se cerca de 10 vezes mais longe da sua estrela hospedeira.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Medição fundamental do Universo primitivo com grande precisão

Uma equipe internacional, que inclui pesquisadores da Universidade do Minnesota, alcançou um marco importante na "cosmologia de precisão" ao medir a quantidade de hélio criada nos primeiros cinco minutos do Universo com um rigor sem precedentes.

© NASA (galáxias pristinas)

A equipe utilizou o LBT (Large Binocular Telescope) para reduzir a incerteza deste valor cósmico fundamental até apenas 0,5%, um resultado três vezes melhor do que os padrões anteriores.

As conclusões do estudo fornecem novas pistas sobre o início do Universo e ajudam a melhor compreender os fundamentos da física. Esta experiência segue a tradição de testar o Modelo Padrão da física, o que, historicamente, tem levado a avanços tecnológicos.

A medição realizada traz um número fundamental que fornece especificamente quais eram as condições do nosso Universo nos seus primeiros cinco minutos. Tem um poder de diagnóstico que se relaciona diretamente com o Modelo Padrão da Física. A teoria do Big Bang explica como o Universo se expandiu a partir de um estado de densidade e temperatura extremamente elevadas, há aproximadamente 13,8 bilhões de anos.

A teoria assenta em três pilares: a expansão do Universo, o fundo cósmico de micro-ondas e a abundância de elementos leves, como o hélio e o deutério. O último pilar, o hélio, ainda não foi estudado e medido de forma tão exaustiva como os dois pilares anteriores. Para atingir este nível de precisão, a equipe afastou-se dos métodos tradicionais de extrapolação, que consistem em estimar um valor desconhecido através do prolongamento de uma linha de tendência de dados conhecidos, o que requer a medição de muitas galáxias e a estimativa do nível inicial de hélio. Em vez disso, concentraram-se em 15 das galáxias menores, remotas e "pristinas" alguma vez descobertas.

Estas galáxias são quimicamente pouco evoluídas, pelo que funcionam como "cápsulas do tempo", preservadas quase exatamente como eram pouco depois do Big Bang. Utilizando espectrógrafos avançados construídos na Universidade do Estado do Ohio, os pesquisadores analisaram simultaneamente mais de 10 linhas de hélio e 15 linhas de hidrogênio. Isto permitiu-lhes considerar pequenos efeitos sistemáticos que anteriormente eram insignificantes, mas que se tornam críticos quando se procura uma precisão inferior a um por cento.

A medição precisa não só confirma a história, como também proporciona uma visão precisa do Modelo Padrão da Física. Ao determinar a quantidade exata de hélio, a equipe conseguiu calcular o número de famílias de neutrinos, as partículas subatômicas mais leves, presentes no Universo primitivo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Large Binocular Telescope Observatory

Observando a formação de um sistema binário massivo em tempo real

Recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), astrônomos captaram uma das imagens tridimensionais mais detalhadas até à data de um massivo sistema estelar binário ainda em fase de formação.

© NAOJ / ALMA (sistema binário em formação)

A inserção circular mostra uma imagem do ALMA do sistema binário central de IRAS 07299−1651, com as trajetórias orbitais reconstruídas sobrepostas. A emissão da linha de recombinação do hidrogênio, com desvio para o vermelho e para o azul, acompanha a rotação dos discos circunestelares ionizados em torno das duas estrelas em formação, enquanto as setas indicam as direções dos jatos bipolares.

Ao acompanhar os movimentos de duas estrelas jovens e massivas ao longo de quase oito anos, foi descoberto que o par segue uma órbita altamente alongada e está rodeado por discos de gás fortemente inclinados, tanto entre si como em relação à órbita das estrelas. As descobertas sugerem que as duas estrelas não se formaram em conjunto a partir de um único disco giratório de material, como se costuma supor, mas sim que se formaram independentemente e mais tarde se juntaram num encontro gravitacional próximo, revelando uma nova forma como os sistemas estelares binários, massivos e íntimos, se podem formar.

A maioria das estrelas massivas nasce com companheiras estelares, e pensa-se que pelo menos 90% existam em sistemas binários ou múltiplos. Estes binários massivos acabam por moldar drasticamente a sua vizinhança, através de explosões de supernova e da produção de elementos pesados. Mas, como a maioria dos binários massivos conhecidos só é estudado muito tempo depois de terem terminado a sua formação, os astrónomos têm tido poucas oportunidades de captar o momento real da sua formação.

Uma equipe internacional liderada por Yichen Zhang, da Universidade Jiao Tong de Xangai, propôs-se mudar essa situação ao estudar IRAS 07299-1651, um sistema que contém duas protoestrelas massivas, ou seja, estrelas que ainda estão crescendo ao absorverem gás e poeira do ambiente circundante. A equipa já tinha estudado este sistema anteriormente, em 2019, quando as observações do ALMA forneceram, pela primeira vez, restrições dinâmicas diretas acerca do par. Na ocasião, os resultados pareciam, em linhas gerais, consistentes com o modelo padrão: duas estrelas se formando em conjunto a partir da fragmentação de um grande disco. Mas havia um pormenor que não encaixava bem: os discos em torno das duas estrelas já pareciam estranhamente desalinhados.

Para aprofundar a observação, os pesquisadores passaram quase oito anos medindo deslocamentos extremamente sutis nas posições das duas estrelas no céu, uma técnica que requer uma precisão excepcional e que está bem dentro das capacidades do ALMA. A observação combinou o monitoramento do ALMA com dados do VLA (Very Large Array), bem como com imagens no infravermelho do telescópio espacial James Webb (JWST) e do VLT (Very Large Telescope) do ESO, que permitiram identificar jatos de matéria saindo das estrelas jovens. Em conjunto, estas observações permitiram reconstruir, pela primeira vez, a arquitetura tridimensional completa do sistema, a forma como as estrelas se orbitam uma à outra, a inclinação dos seus discos e a direção dos seus jatos no espaço.

Notou-se que em vez de uma órbita bem definida e aproximadamente circular, as estrelas seguem uma trajetória altamente excêntrica, com as soluções orbitais mais prováveis se aproximando de uma trajetória parabólica. E, em vez de estarem alinhadas, como seria de esperar se as estrelas se tivessem formado a partir do mesmo disco, os discos que as rodeiam estão inclinados num ângulo acentuado uns em relação aos outros e em relação à própria órbita.

Esta arquitetura descoordenada e de aspecto caótico é difícil de explicar se as duas estrelas tivessem crescido juntas no mesmo disco; nesse cenário, seria de esperar que herdassem rotações semelhantes e bem alinhadas. Em vez disso, as evidências apontam para uma origem diferente: as duas estrelas provavelmente começaram a formar-se separadamente, nas suas próprias bolsas individuais de gás, antes de um encontro próximo e fortuito as ter levado à sua configuração atual, enquanto ainda estavam envoltas na sua nuvem natal.

Em soluções orbitais representativas, as estrelas passaram mais próximas uma da outra apenas cerca de 60 anos antes das observações, praticamente um instante em escalas de tempo cósmicas. Os discos compactos observados hoje parecem ter sobrevivido ao encontro, mantendo estruturas giratórias bem definidas. 

Ainda não é certo se as duas estrelas permanecerão ligadas gravitacionalmente uma à outra para sempre, o seu movimento atual situa-se próximo da linha divisória entre uma órbita ligada e uma que poderia, eventualmente, separá-las, e as interações com o gás circundante podem ainda influenciar o seu destino num sentido ou noutro. Observações futuras ajudarão a esclarecer essa questão. 

De forma mais ampla, o estudo abre uma nova via para explorar como as estrelas binárias massivas se formam. Ao aplicar a mesma abordagem de monitoramento a longo prazo em outros sistemas binários massivos e jovens, os astrônomos esperam descobrir com que frequência encontros próximos como este, em vez do nascimento conjunto num único disco, dão origem aos sistemas binários massivos observados em toda a nossa Galáxia.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Revelando os misteriosos objetos de raios X

Os cientistas descobriram, com o auxílio do observatório de raios X Chandra da NASA, uma nova classe de objetos cujo comportamento difere de tudo o que já tinham observado anteriormente.

© NASA (galáxia M101)

A imagem mostra a galáxia M101 com círculos ilustrados destacando sete dos objetos recém-descobertos.

Os astrônomos sugerem que estes objetos recém-detectados em outras galáxias poderão ajudar a resolver não uma, mas duas questões de longa data na astrofísica. Estes objetos misteriosos emitem raios X com energia incomumente baixa, mas níveis intensos de radiação ultravioleta.

Os pesquisadores encontraram um total de 84 destas fontes de raios X de baixa energia, nas seis galáxias diferentes que pesquisaram, utilizando dados disponíveis ao público no arquivo do Chandra. Duas das galáxias são espirais, M31 (a galáxia de Andrômeda) e M101 (a galáxia do Cata-Vento), enquanto as outras quatro são elípticas.

Encontraram estas fontes de raios X tanto em regiões de formação estelar ativa como em áreas onde existem estrelas mais antigas. A equipe identificou as fontes ao detectar objetos que apareciam nas imagens do Chandra captadas nas energias mais baixas de raios X, mas que desapareciam nas imagens de energia mais elevada. Isso significa que estes objetos emitem muito mais raios X de baixa energia do que de alta energia. Como os raios X de baixa energia se situam junto à radiação ultravioleta energética no espectro eletromagnético, os pesquisadores determinaram que estas fontes também estão produzindo grandes quantidades de radiação ultravioleta energética.

Não é claro que tipos de objetos são responsáveis por estes raios X de baixa energia e pela intensa radiação ultravioleta. A equipe pensa que, muito provavelmente, envolvem um buraco negro, uma estrela de nêutrons ou uma anã branca atraindo matéria de uma estrela companheira. A matéria atraída da estrela companheira é aquecida, produzindo raios X, antes de cair sobre um destes objetos. Já se observaram sistemas binários semelhantes, mas nunca com radiação ultravioleta tão brilhante e raios X de baixa energia.

A descoberta sugere a existência de grandes populações de sistemas binários com radiação ultravioleta energética que, até agora, não tinham sido detectadas. Os cientistas pensam que alguns sistemas de anãs brancas que absorvem matéria de estrelas companheiras podem vir a explodir como supernovas, conhecidas como supernovas do Tipo Ia, o que é fundamental para medir a expansão do Universo. Estas supernovas desempenharam um papel fundamental na descoberta de que essa expansão está acelerando. Os astrónomos têm procurado, há muitos anos, as estrelas que se transformam em supernovas do Tipo Ia, até agora sem sucesso.

O outro mistério que estas fontes de raios X de baixa energia poderão explicar é o que retira, em algumas galáxias, os elétrons do gás entre as estrelas. É importante investigar esta remoção de elétrons, pois pode afetar a rapidez com que as estrelas se formam e influenciar os ciclos de vida das galáxias. As estrelas quentes e massivas desempenham um papel, mas não explicam completamente o que está causando esta remoção. Os níveis intensos de radiação ultravioleta provenientes destas fontes de raios X podem desempenhar um papel vital.

Porque é que estas fontes de raios X de baixa energia só foram descobertas agora? Para além da emissão de raios X de baixa energia, que é muito difícil de detectar pelos telescópios de raios X, a radiação ultravioleta altamente energética é facilmente absorvida pelo hélio e pelo hidrogênio que preenchem o espaço entre as estrelas, criando uma barreira quase impenetrável para a observação.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Estudando um centauro que se transforma num cometa

A mais de 4,8 bilhões de quilômetros da Terra, um antigo objeto gelado está lentamente despertando.

© NASA (ilustração de um centauro)

À medida que se desloca mais para dentro do Sistema Solar, o corpo gelado conhecido como Centauro 450P/LONEOS começou a liberar gás e poeira, um comportamento mais frequentemente associado aos cometas do que aos centauros, os pequenos objetos gelados que normalmente orbitam entre Júpiter e Netuno.

Agora, pesquisadores da Universidade da Flórida Central afirmam que poderão estar testemunhando as fases iniciais da transformação de um centauro num cometa. Utilizando observações do telescópio espacial James Webb e do telescópio Gemini North, no Havaí, os cientistas detectaram dióxido de carbono, poeira gelada e sinais de atividade térmica recente em torno de 450P/LONEOS.

As descobertas poderão fornecer novas informações sobre como corpos gelados distantes evoluem para cometas ativos à medida que migram para o interior do Sistema Solar. Os centauros são cientificamente importantes porque pensa-se que são objetos de transição que tiveram origem mais longe no Sistema Solar e que estão evoluindo lentamente para se tornarem cometas da família de Júpiter. Nesse sentido, proporcionam uma forma de estudar material relativamente primitivo do Sistema Solar exterior, enquanto este começa respondendo a um aquecimento solar mais intenso.

O cometa 450P/LONEOS começou a "acordar" depois de um encontro gravitacional próximo com Saturno, em 1992, ter alterado significativamente a sua órbita. A equipe descobriu que a interação deslocou o objeto para dentro, a partir de uma trajetória mais distante, aproximando o seu periélio, o ponto da sua órbita mais próximo do Sol, de Júpiter. À medida que o centauro se aproximava do Sol, os pesquisadores observaram a formação gradual de uma tênue coma (cabeleira), uma nuvem de gás e poeira que envolve o objeto e que é frequentemente associada à atividade cometária.

O monitoramento contínuo entre 2019 e 2024 revelou que a cabeleira se tornou cada vez mais visível à medida que a distância do objeto em relação ao Sol diminuía. Esse aumento do aquecimento solar pode tornar mais quente a superfície e as camadas subsuperficiais do núcleo. À medida que essas camadas aquecem, gelos voláteis ou gases retidos podem ser liberados, o que pode arrastar poeira para longe da superfície e produzir uma cabeleira. 

Uma das descobertas mais significativas do estudo provém do telescópio espacial James Webb, que detectou gás de dióxido de carbono em torno de 450P/LONEOS a uma distância em que a água congelada comum normalmente se sublimaria eficazmente. Os pesquisadores encontraram fortes evidências da emissão de dióxido de carbono, mas nenhum sinal de vapor de água ou monóxido de carbono, o que sugere que o dióxido de carbono é provavelmente o responsável pela atividade do centauro.

As observações revelaram também grãos de poeira gelada no interior da cabeleira, incluindo possíveis sinais de gelo de água cristalino, material que poderá preservar evidências da evolução térmica do objeto à medida que este é aquecido na sua nova órbita. 

À distância de 450P/LONEOS em relação ao Sol, o núcleo é demasiado frio para que a sublimação normal do gelo seja a principal fonte de atividade; por isso, a detecção de CO₂ fornece uma pista importante sobre o que está alimentando a cabeleira. O possível gelo cristalino também é interessante porque sugere que parte do gelo na cabeleira sofreu aquecimento ou transformação física, em vez de permanecer completamente inalterado desde a sua formação.

Apenas uma fração relativamente pequena dos centauros conhecidos apresenta atividade visível, o que torna objetos como 450P/LONEOS especialmente valiosos para estudar como os corpos gelados primitivos evoluem ao longo do tempo. A investigação sugere que a atividade recente do objeto pode estar ligada ao aquecimento sob a sua superfície. À medida que o gelo amorfo enterrado, uma forma irregular de gelo que retém gases no interior da sua estrutura porosa, aquece e se transforma em gelo cristalino, libera dióxido de carbono para o espaço, arrastando consigo poeira e criando a cabeleira.

Em conjunto, estas descobertas podem proporcionar aos cientistas uma melhor compreensão de como os corpos gelados distantes evoluem gradualmente para se tornarem os cometas ativos que visitam periodicamente o Sistema Solar interior.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Planetary Science Journal.

Fonte: University of Central Florida

Cometas podem ter transportado água para um sistema planetário jovem

Astrônomos da Universidade de Lund, na Suécia, descobriram evidências da existência de exocometas, ou seja, cometas em outros sistemas solares, orbitando uma estrela jovem semelhante ao nosso Sol.

© A. Novais (ilustração do sistema planetário PDS 70)

As observações apontam para um possível mecanismo que explicaria como a água poderia ser transportada das regiões exteriores frias do sistema planetário para as regiões onde os planetas se formam.

O sistema planetário PDS 70 tem pouco mais de cinco milhões de anos e situa-se a cerca de 370 anos-luz da Terra. O sistema possui pelo menos dois gigantes gasosos e orbita uma estrela ligeiramente mais fria do que o Sol. Já em 2023 tinha sido detectado, nas proximidades da estrela, vapor de água. Os pesquisadores demonstraram agora que as variações no gás de sódio à frente da estrela podem ser um indício da passagem de cometas pelas partes internas do sistema.

Os pesquisadores analisaram observações de 2018 e detectaram gás de sódio se movendo a vários quilômetros por segundo em relação à estrela. O gás aparece e desaparece ao longo de várias noites, um padrão consistente com o que seria de esperar quando os cometas passam à frente de uma estrela. Quando um cometa se aproxima da sua estrela, é aquecido e o gelo à sua superfície transforma-se diretamente em gás, um processo conhecido como sublimação. O gás pode então deixar uma marca mensurável na luz da estrela.

Os astrônomos também simularam as órbitas dos cometas. Os resultados mostram que os objetos situados nas regiões mais distantes do sistema planetário podem ser afetados pela atração gravitacional dos gigantes gasosos e lançados em direção à estrela. Isto é particularmente interessante porque os cometas formam-se nas regiões exteriores e frias do sistema planetário, onde a água pode existir na forma de gelo. Se forem depois canalizados para o interior, podem transportar água e outras substâncias voláteis para a região onde os planetas se formam.

A origem da água na Terra continua sendo uma questão em aberto. Os asteroides e os cometas ricos em água são duas fontes possíveis. PDS 70 fornece a oportunidade de estudar um processo semelhante enquanto um sistema planetário ainda se encontra nas suas fases iniciais de desenvolvimento.

E quando o Extremely Large Telescope (ELT), que está atualmente sendo construído no Chile, entrar em funcionamento nos próximos anos, será possível descobrir se existem mais planetas no sistema e, assim, obter uma imagem ainda mais clara de como a água e outros componentes fundamentais dos planetas são transportados.

Um artigo foi publicado na revista Nature Communications.

Fonte: Lund University

Observado um novo decágono rodeando o polo sul de Saturno

Observações recentes realizadas com o telescópio espacial Hubble revelaram uma onda atmosférica gigante com 10 lados, em evolução, que rodeia o polo sul de Saturno.

© Hubble (novo decágono de Saturno)

Duas imagens de Saturno captadas pelo telescópio espacial Hubble mostram o novo decágono, sendo o primeiro padrão de grandes dimensões e lados regulares observado no hemisfério sul de Saturno. O "X" e o círculo tracejado na imagem à direita representam as áreas onde não foram captados dados pelo Hubble.

Esta formação apresenta uma semelhança notável com o famoso hexágono do polo norte de Saturno, mas é também distintamente diferente. Ao compararem observações realizadas ao longo de vários anos, os pesquisadores descobriram que o padrão se tornou cada vez mais distinto desde 2023, sugerindo o desenvolvimento de um novo fenômeno atmosférico no gigante gasoso. As observações foram realizadas no âmbito do programa OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy) do Hubble, que tem vindo a monitorar Júpiter, Saturno, Urano e Netuno há mais de uma década.

A descoberta foi possível porque as mudanças nas estações de Saturno trouxeram gradualmente o polo sul do planeta de volta para o campo de visão da Terra, onde foi possível analisar imagens de Saturno a partir de observatórios terrestres, o identificando pela primeira vez. 

As imagens da sonda Cassini, que orbitou Saturno entre 2004 e 2017, não revelaram qualquer indício de uma formação duradoura. Os dados do Hubble confirmaram a presença desta característica desde 2023. A onda situa-se dentro de uma das poderosas correntes de jato de Saturno e estende-se por várias camadas da atmosfera, indicando que não se trata apenas de uma característica ao nível das nuvens, mas sim de uma estrutura atmosférica que se estende verticalmente. A posição aparente do decágono varia ligeiramente, porque o Hubble capta imagens em diferentes comprimentos de onda, que exploram diferentes altitudes na atmosfera de Saturno.

São necessários mais estudos com o Hubble e com o telescópio espacial James Webb, bem como a análise de modelos computacionais, para compreender como o decágono se formou, quanto tempo poderá durar e como se compara ao hexágono de longa duração no norte. Em vez de fornecer um único instantâneo, o programa OPAL permite aos cientistas acompanhar as alterações sazonais, monitorizar tempestades de curta duração e identificar outras características atmosféricas que evoluem lentamente ao longo do tempo.

A equipe planeja continuar observando Saturno para determinar se o decágono se estabiliza numa configuração duradoura e estável, como o hexágono do norte, ou se continua evoluindo. Observações futuras também poderão ajudar os cientistas a determinar o que impulsiona a onda, o que ela revela sobre a dinâmica atmosférica dos planetas gigantes em todo o Sistema Solar e como esta se pode relacionar com a que observamos aqui na Terra.

Um artigo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: ESA

Descoberta anomalia térmica sob o polo sul de Marte

Com base em medições gravitacionais que fornecem pistas sobre a estrutura interna do Planeta Vermelho, o interior do hemisfério sul de Marte é cerca de 200 a 400 graus Celsius mais quente do que a metade norte do planeta e encontra-se parcialmente derretido.

© NASA (ilustração do interior quente do hemisfério sul de Marte)

Esta descoberta surpreendente acrescenta mais contexto à história marciana e aos períodos em que o planeta poderá ter apresentado condições favoráveis à vida.

Foi desenvolvido na Caltech (California Institute of Technology) um modelo que utiliza variações nos dados gravitacionais para inferir a estrutura do interior de um corpo planetário. Os pesquisadores procuraram então aplicar esse modelo à compreensão do interior de Marte. Utilizando dados recolhidos ao longo de décadas por três missões marcianas diferentes: a Mars Global Surveyor, a Mars Odyssey e a MRO (Mars Reconnaissance Orbiter), a equipe mediu pequenas variações nas velocidades destas naves espaciais e utilizou-as para reconstruir o campo gravitacional em torno de Marte.

As forças gravitacionais exercidas pelo Sol sobre Marte variam ao longo de escalas temporais sazonais, em resultado da órbita ligeiramente elíptica de Marte e da inclinação do seu eixo de rotação. Uma técnica denominada tomografia de marés mede a forma como essas assinaturas gravitacionais variam ao longo do tempo e resulta num modelo do interior do planeta.

À medida que mais dados são obtidos sobre a gravidade, é possível determinar as complexidades tridimensionais da estrutura interna de um planeta. Estas inferências, por sua vez, proporcionam um plano para conceber futuras missões e a exploração científica destes mundos. Compreender a estrutura interna dos corpos planetários ajuda a desvendar os processos que moldaram a sua formação e evolução.

À superfície, Marte é um planeta geologicamente assimétrico: o seu hemisfério sul contém montanhas imponentes e crateras profundas, enquanto o hemisfério norte é composto por planícies baixas. No novo estudo, a equipe ficou surpreendida ao descobrir que o interior de Marte também é termicamente assimétrico, o hemisfério sul é centenas de graus mais quente do que o norte. Esta nova observação sugere também explicações para outros fenômenos observados em Marte, tais como as anomalias magnéticas encontradas em minerais de ferro no sul. 

Uma anomalia térmica no manto meridional poderia significar que existia um campo magnético suficientemente forte para causar diferenças magnéticas entre o norte e o sul. Além disso, a missão InSight da NASA já tinha descoberto anteriormente que as ondas sísmicas se dissipam mais rapidamente no sul, o que poderia ser explicado se a região fosse mais quente.

É importante compreender a dicotomia observada entre o norte e o sul, pois fornece informações sobre processos que podem ter influenciado a hidrologia de Marte, incluindo a formação de bacias que podem ter contido água. Ainda não é claro o que causou a anomalia térmica, e existem várias hipóteses acerca das suas origens, incluindo um impacto gigante que liberou calor a partir do norte, convecção espontânea passada no manto sul de Marte e características geológicas espessas que impedem o excesso de calor de escapar.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: California Institute of Technology

Reconstituindo a colisão que deu origem a um buraco negro em fuga

Em setembro de 2022, os astrônomos notaram uma característica intrigante numa imagem de uma galáxia situada a cerca de 7,5 bilhões de anos-luz da Terra.

© STScI (buraco negro supermassivo formando um longo rastro de estrelas)

Uma linha fina que se estendia por mais de 202.000 anos-luz apontava diretamente para longe do centro da galáxia. A sua extremidade dianteira era um ponto não resolvido, sem estrelas detectáveis, que se afastava a uma velocidade de quase 1.000 km/s.

Os cientistas que a avistaram interpretaram a característica como um buraco negro supermassivo atravessando o espaço intergaláctico, desencadeando a formação de estrelas no seu rasto. Agora, pesquisadores da Universidade da Califórnia em Santa Barbara e da Universidade do Texas em Austin relatam o violento evento que poderá ter lançado este gigante para fora da sua galáxia hospedeira.

As descobertas constituem o primeiro relato de uma classe de fusões de buracos negros prevista pela relatividade geral e vão ajudar os cientistas a prepararem-se para a próxima geração de observatórios de ondas gravitacionais. A fusão de buracos negros produz fortes ondas gravitacionais à medida que os objetos massivos distorcem o espaço-tempo e espiralam um em direção ao outro. Se o sistema estiver desequilibrado, estas ondas podem gerar um impulso suficiente para lançar o buraco negro recém-formado e de maiores dimensões numa trajetória totalmente diferente.

Os autores de uma pesquisa anterior tinham batizado o buraco negro que observaram de RBH-1. E, depois de analisarem a situação, propuseram que este estava se dirigindo para o espaço intergaláctico. Simularam centenas de milhares de pares hipotéticos de buracos negros, calcularam o recuo que cada um teria produzido e mantiveram apenas aqueles que correspondiam à velocidade de RBH-1. As simulações revelaram que os buracos negros originais teriam tamanhos semelhantes, sendo que um tinha, no máximo, seis vezes a massa do outro. Dito isto, mesmo o recuo resultante de uma grande fusão teria atingido um máximo de cerca de 200 km/s, muito aquém dos vertiginosos 1.000 km/s que os astrônomos tinham observado.

Os pesquisadores calcularam que o mais massivo dos dois devia estar girando de 70 a 75% do máximo permitido pela relatividade geral, com a sua rotação inclinada e com um efeito de precessão semelhante a um pião oscilando.

Os buracos negros enormes parecem ter-se formado numa fase relativamente precoce da história do cosmos. Mas quando os progenitores de RBH-1 se encontraram, há mais de 7,5 bilhões de anos, os buracos negros supermassivos vizinhos já se teriam consolidado, deixando um único gigante no centro de cada galáxia. Assim, este par não se teria encontrado a menos que as próprias galáxias onde se encontravam tivessem colidido. E com base nas rotações dos buracos negros iniciais, a rotação destas galáxias provavelmente também estava desalinhada.

Foi calculado ainda a relação de massas, descobrindo que a galáxia maior era, no máximo, quatro vezes maior do que a menor. A galáxia resultante, designada GX, ainda apresenta alguns sinais da sua perturbação anterior. Quando os dois buracos negros se fundiram, GX já se tinha reagrupado num todo relativamente coeso ao longo de 70 milhões de anos.

Os resultados irão agora orientar trabalhos futuros na interface entre a astrofísica das ondas gravitacionais e as fusões de galáxias. A relatividade geral prevê que 5 a 10% destas fusões deveriam dar ao buraco negro resultante um grande impulso, mas esta é a primeira vez que os cientistas observam um objeto que se enquadra nessa descrição. Os astrônomos só reconheceram RBH-1 como um destes buracos negros fugitivos porque deram seguimento à observação inicial do Hubble, em 2022, com o novo telescópio espacial James Webb, em 2025.

Os buracos negros podem ter muitos tamanhos diferentes, mas dividem-se principalmente em dois grupos principais: os buracos negros supermassivos têm uma massa milhões a bilhões de vezes superior à do Sol, e normalmente existe apenas um por galáxia. Por outro lado, os buracos negros de massa estelar, muito mais numerosos, têm apenas 20 a 30 vezes a massa do Sol.

Os observatórios de ondas gravitacionais, como o LIGO e o Virgo, conseguem captar os sinais que os buracos negros menores produzem quando se fundem. Mas quando os buracos negros supermassivos se fundem, emitem numa frequência muito mais baixa. Estão em curso esforços para construir um observatório de ondas gravitacionais em órbita, denominado LISA, que será suficientemente grande para captar estes canais de baixa frequência. A observação de mais destes objetos em movimento rápido, resultantes de fusões de buracos negros supermassivos, proporcionará aos cientistas uma melhor compreensão destes fenômenos.

Um artigo foi publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: University of California