Hubble capta “luz fantasma” de galáxias mortas

O telescópio espacial Hubble detectou o brilho tênue e fantasmagórico de estrelas expelidas de galáxias antigas que foram gravitacionalmente rasgadas há vários bilhões de anos atrás.

© NASA/ESA/IAC/STScI (aglomerado de galáxias Abell 2744)

O caos aconteceu a 4 bilhões de anos-luz de distância, dentro de uma grande coleção de quase 500 galáxias apelidada de "Aglomerado de Pandora", também conhecido como Abell 2744.

As estrelas espalhadas já não estão vinculadas a qualquer uma galáxia, derivam livremente entre galáxias no aglomerado. Ao observar a luz destas estrelas "órfãs", os astrônomos do Hubble reuniram provas forenses que sugerem que até seis galáxias foram rasgadas em pedaços dentro do aglomerado ao longo de 6 bilhões de anos.

Os modelos computacionais da dinâmica gravitacional entre galáxias num enxame sugerem que galáxias tão grandes como a nossa Via Láctea são as prováveis candidatas à origem das estrelas. As galáxias condenadas teriam sido despedaçadas se mergulhadas através do centro de um aglomerado de galáxias onde as forças gravitacionais de maré são mais fortes. Os astrônomos há muito que teorizam que a luz destas estrelas espalhadas podia ser detectável após a desagregação destas galáxias. No entanto, o brilho previsto das estrelas é muito tênue e foi, portanto, um desafio para identificar.

"Os dados do Hubble que revelaram a luz fantasmagórica são passos importantes para a compreensão da evolução dos aglomerados de galáxias," afirma Ignacio Trujillo, do Instituto de Astrofísica das Canárias, em Santa de Cruz de Tenerife, Espanha. "Também é incrivelmente importante porque encontramos o brilho usando as capacidades únicas do Hubble."

A equipe estima que a luz combinada de aproximadamente 200 milhões de estrelas marginalizadas contribui com aproximadamente 10% do brilho do enxame.

"Os resultados estão de acordo com o que foi previsto acontecer dentro de gigantescos aglomerados de galáxias," afirma Mireia Montes, também do mesmo instituto, autora principal da pesquisa.

Porque estas estrelas extremamente tênues são mais brilhantes nos comprimentos de onda do infravermelho próximo, a equipe enfatizou que este tipo de observação só poderia ser alcançado com a sensibilidade infravermelha do Hubble para radiação extraordinariamente tênue.

As medições do Hubble determinaram que as estrelas "fantasmas" são ricas em elementos mais pesados como o oxigênio, o carbono e o azoto. Isto significa que as estrelas espalhadas devem ser estrelas de segunda ou terceira geração enriquecidas com os elementos fabricados nos núcleos de estrelas de primeira geração do Universo. As galáxias espirais, como as que se acredita terem sido dilaceradas, podem sustentar a formação de estrelas quimicamente enriquecidas.

Com uma massa superior a 4 trilhões de sóis, Abell 2744 é um dos alvos do programa Frontier Fields. Este ambicioso esforço de três anos junta o Hubble com outros grandes observatórios da NASA para observar aglomerados de galáxias e ajudar os astrônomos a estudar o Universo remoto. Os aglomerados de galáxias são tão massivos que a sua gravidade desvia a luz que passa através deles, ampliando, aumentando e distorcendo a luz num fenômeno chamado lente gravitacional. Esta propriedade é explorada e os aglomerados de galáxias são utlizados como uma lupa para ampliar as imagens de galáxias ainda mais distantes que de outra forma seriam demasiado fracas para observação.

A equipe de Montes usou dados do Hubble para examinar o ambiente do próprio aglomerado. Existem outros cinco aglomerados de galáxias no programa Frontier Fields, e a equipe planeja procurar a misteriosa "luz fantasma" também nesses aglomerados.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Outras informações acesse a notícia veiculada neste blog, cujo título é:

Encontrada galáxia extremamente distante através de lente gravitacional.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Sismos gigantes em estrela de nêutrons

As estrelas de nêutrons resultam do colapso gravitacional de estrelas maciças e luminosas. A certa altura na evolução destas estrelas, o seu núcleo deixa de produzir energia suficiente para sustentar o seu próprio peso.

© NASA/Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger (ruptura momentânea da crosta de um magnetar)

Quando isto acontece, e numa fração de segundo, o núcleo sofre um colapso gravitacional, ou seja, é esmagado pela sua própria gravidade, sendo comprimido até atingir uma densidade semelhante à de um núcleo atômico. O resultado é uma estrela de nêutrons, com 20 km de diâmetro e uma temperatura de milhões de Kelvin. A conservação do momento angular durante o colapso faz com que a estrela de nêutrons recém formada gire sobre si própria várias dezenas de vezes por segundo.

Também o campo magnético do núcleo da estrela original aumenta de intensidade ao ser comprimido. Uma estrela de nêutrons típica tem um campo magnético 1 trilhão de vezes mais intenso do que o da Terra e conduz o plasma existente na sua vizinhança ao longo das linhas do campo até este colidir em 2 regiões opostas na superfície. A colisão aquece o plasma nestas regiões a temperaturas muito elevadas dando origem à emissão intensa de radiação em várias bandas do espectro eletromagnético. Se a orientação da estrela de nêutrons é adequada, a sua rotação vira estas regiões emissoras na direção da Terra, uma vez por cada rotação, como se se tratasse de um farol. Esta estrela de nêutrons é denominada pulsar.

Quando certas condições durante o colapso gravitacional se conjugam, por exemplo, se o núcleo da estrela original tem uma velocidade de rotação inicial muito elevada, o campo magnético da estrela de nêutrons que se forma cresce de forma exponencial, atingindo uma intensidade mil vezes superior ao de uma estrela de nêutrons normal. Estas estrelas de nêutrons têm propriedades especiais e são designadas por magnetar. Até à data conhecem-se apenas 23 magnetares na Via Láctea. Pensa-se que existem apenas durante algumas centenas de milhares de anos. Durante este período o campo magnético dissipa parte substancial da sua energia inicial até que o que resta é uma estrela de nêutrons normal.

Tanto quanto foi possível determinar, através de modelos teóricos confrontados com observações, as estrelas de nêutrons, e os magnetares também, têm uma estrutura relativamente simples. A uma atmosfera de poucos centímetros formada por um plasma a milhões de Kelvin, segue-se uma crosta de 2 km com uma estrutura cristalina formada por íons metálicos, de ferro e níquel principalmente, através da qual fluem com partículas como elétrons. Suspeita-se que o interior da estrela é formado por um superfluído, um fluído com viscosidade zero, de partículas elementares, principalmente nêutrons e, talvez, na sua região mais central, quarks, as partículas constituintes dos prótons e dos nêutrons. O campo magnético das estrelas de nêutrons deve-se a um poderoso efeito de dínamo devido às cargas elétricas em movimento, em especial na crosta cristalina, conjugadas com a rotação rapidíssima da estrela. O mesmo efeito, mas com uma intensidade muito menor, é observado na Terra. No nosso planeta, no entanto, não é a crosta que gera o efeito de dínamo mas antes uma camada exterior do núcleo, fluida e condutora de eletricidade, constituída fundamentalmente por ferro, níquel e vestígios de outros elementos.

Nas magnetares, a intensidade do campo magnético é tão grande, e este está de tal forma ancorado na crosta da estrela, onde alterações no campo magnético provocam tensões, e ajustes na forma da crosta provocam a reconfiguração do campo magnético. Este fenômeno assemelha-se aos tremores de terra no nosso planeta, mas não é devido ao atrito de placas tectônicas, mas antes à interação da crosta com o campo magnético. Forçada pelo campo magnético, a crosta tem rupturas momentâneas que reorganizam o campo magnético e provocam a dissipação de energia, gerando sismos estelares. A energia libertada é tão grande que toda a estrela vibra depois de um destes eventos. Em teoria, estas vibrações deveriam deixar uma impressão detectável nos raios X e gama libertados pela magnetar. Isto foi precisamente o que uma equipe de cientistas observou numa magnetar utilizando o telescópio Fermi, que observa fontes de raios gama.

Em 2009, o Fermi detectou várias erupções de raios gama provenientes da magnetar SGR J1550−5418, localizada a 15 mil anos-luz na constelação do Altar. O magnetar manteve-se quiescente até Outubro 2008. Nesse momento entrou num período de grande atividade, com numerosas erupções, que terminou em Abril de 2009. As erupções mais intensas libertaram tanta energia como a produzida pelo Sol em todos os comprimentos de onda durante 20 anos! A atividade da estrela foi visível também em raios X de alta energia, detectados pelos telescópios SWIFT e Rossi X-ray Timing Explorer, ambos da NASA, que observaram centenas de erupções de raios X e gama. Analisando os raios gama libertados pela magnetar durante este período, os cientistas detectaram um padrão que mostra que as erupções foram acompanhadas por vibrações na crosta da estrela equivalentes a um tremor de terra de magnitude 23. Por comparação, o tremor de terra mais intenso de que há registo foi no Chile, em 1960, com magnitude 9,5. Note-se que esta escala é logarítmica e, no caso, uma diferença de 2 magnitudes corresponde a mil vezes a energia dissipada. Assim, um tremor de terra de magnitude 23 corresponde a uma dissipação de energia mais de um quintilhão de vezes superior ao tremor de terra do Chile.

Esta descoberta é de suma importância no estudo das estrelas de nêutrons e das magnetares em particular. Os teóricos desenvolveram vários modelos para descrever a estrutura interna das estrelas de nêutrons mas sem observações como esta, em que foi possível quantificar as vibrações provocadas na superfície da estrela em função da energia libertada pela reconfiguração do campo magnético, seria difícil determinar qual dos modelos está correto. As densidades que prevalecem no interior das estrelas de nêutrons não podem ser reproduzidas em laboratório na Terra pelo que este tipo de observações indiretas fornecem pistas importantes para compreender a sua estrutura interna.

Um artigo descrevendo a pesquisa foi publicado no The Astrophysical Journal.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Um espectro à leste da Nebulosa do Véu

Formas e rostos assustadores são uma marca da temporada de Halloween. Eles também assombram na imagem detalhada cósmica da parte leste da Nebulosa do Véu.

© Ken Crawford (Nebulosa do Véu)

A Nebulosa do Véu, descoberta em 5 de setembro 1784 por William Herschel, por si só é uma grande remanescente de supernova, ou seja, a nuvem de detritos em expansão da explosão mortal de uma estrela massiva. As componentes da Nebulosa do Véu são: o Véu Ocidental que é constituído pela NGC 6960; o Véu Oriental que é constituído pelas NGC 6992, NGC 6995 e IC 1340; e o Triângulo de Pickering, a mais brilhante na borda norte central.

Enquanto que o Véu tem uma forma aproximadamente circular cobrindo perto de 3 graus no céu, na constelação de Cygnus, essa porção da parte leste do Véu se espalha por cerca de 0,5 grau, ou seja, aproximadamente o tamanho da Lua Cheia. Isso se traduz em um tamanho de 12 anos-luz para o Véu a uma distância estimada de 1.400 anos-luz da Terra. Na composição dos dados de imagem registrados através dos filtros de banda curta, a emissão dos átomos de hidrogênio na remanescente é mostrada em vermelho com forte emissão de átomos de oxigênio em tonalidades azul esverdeada. Na parte oeste do Véu, localiza-se outra aparição sazonal, a NGC 6960, conhecida como Nebulosa Vassoura da Bruxa, vista na imagem abaixo.

© Martin Pugh (Nebulosa Vassoura da Bruxa)

Fonte: NASA

Um impacto de caos cósmico no nascimento estelar

De acordo com um novo estudo que usa dados do observatório de raios X Chandra da NASA, o mesmo fenômeno que faz com que uma viagem de avião seja acidentada, turbulência, pode ser a solução para um mistério de longa data acerca do nascimento das estrelas, ou da sua ausência.

© NASA/CXC/Stanford/I. Zhuravleva (aglomerados de galáxias de Perseu e de Virgem)

Os aglomerados de galáxias são os maiores objetos do Universo, mantidos juntos pela gravidade. Estes colossos contêm centenas ou milhares de galáxias individuais que estão imersas em gás com temperaturas de milhões de graus.

Este gás quente, que é o maior componente dos aglomerados de galáxias sem contar com a matéria escura invisível, brilha em raios X que o Chandra consegue detectar. Ao longo do tempo, o gás nos centros destes aglomerados arrefece o suficiente para que as estrelas se formem a taxas incríveis. No entanto, não é o que os astrônomos observam em muitos aglomerados de galáxias.

"Nós sabiamos que de alguma forma o gás nos aglomerados está sendo aquecido para evitar com que arrefeça e forme estrelas. A questão era exatamente como," afirma Irina Zhuravleva da Universidade de Stanford em Palo Alto, no estado americano da Califórnia, que liderou o estudo. "Pensamos que encontramos evidências de que o calor é canalizado a partir de movimentos turbulentos, que nós identificamos de assinaturas registadas em imagens de raios X."

Estudos anteriores mostram que buracos negros supermassivos, centrados em grandes galáxias no meio de aglomerados de galáxias, bombeiam grandes quantidades de energia ao seu redor em poderosos jatos de partículas energéticas que criam cavidades no gás quente. O Chandra e outros telescópios de raios X já tinham detectado anteriormente estas cavidades gigantes.

A pesquisa mais recente por Zhuravleva e colegas fornecem novas informações sobre o modo como a energia pode ser transferida a partir destas cavidades até ao gás circundante. A interação destas cavidades com o gás pode estar gerando turbulência, ou movimento caótico, que depois se dispersa para manter o gás quente durante bilhões de anos.

"Quaisquer movimentos de gás a partir da turbulência acabarão por decair, libertando a sua energia para o gás," afirma o co-autor Eugene Churazov, do Instituto Max Planck para Astrofísica, em Munique, Alemanha. "Mas o gás não vai arrefecer se a turbulência for forte o suficiente e se for criada regularmente."

A evidência da turbulência vem de dados do Chandra sobre os dois enormes aglomerados de galáxias de Perseu e Virgem. Ao analisar dados de observação de cada aglomerado, a equipe foi capaz de medir flutuações na densidade do gás. Esta informação permitiu-lhes estimar a quantidade de turbulência no gás.

"O nosso trabalho dá-nos uma estimativa de quanta turbulência é gerada nestes aglomerados," comenta Alexander Schekochihin da Universidade de Oxford no Reino Unido. "Pelo que determinamos até agora, existe turbulência suficiente para balançar o arrefecimento do gás."

Estes resultados suportam o modelo de regeneração que envolve buracos negros supermassivos nos centros de aglomerados de galáxias. O gás arrefece e cai na direção do buraco negro a um ritmo acelerado, fazendo com que o buraco negro aumente a ejeção dos seus jatos, o que produz cavidades e impulsiona a turbulência no gás. Esta turbulência eventualmente dissipa-se e aquece o gás.

Apesar de uma fusão entre dois aglomerados de galáxias também podem produzir turbulência, os pesquisadores pensam que as erupções de buracos negros supermassivos são a principal fonte desta agitação cósmica nos centros densos de muitos aglomerados de galáxias.

O estudo foi publicado na última edição online da revista Nature.

Fonte: NASA

Sombra de lua sobre a grande mancha de Júpiter

O telescópio espacial Hubble consegue dar aos astrônomos visões maravilhosas e algumas interessantes dos planetas externos do Sistema Solar.

© Hubble (sombra de Ganimedes sobre a grande mancha de Júpiter)

Mas nada se compara a imagem acima que mostra um planeta gigante olhando para você! Nessas imagens do Hubble, a sombra da lua joviana Ganimedes é registrada cruzando o centro da Grande Mancha Vermelha, uma gigantesca e eterna tempestade que ocorre na atmosfera do planeta. Essa composição deu a Júpiter uma estranha aparência, parecendo que ele tem uma pupila no centro do seu olho com cerca de 16.000 quilômetros de diâmetro.

Agora, seria realmente preocupante se esse olho começasse a piscar!

Fonte: NASA

Corrente de gás num sistema binário de estrelas

Com o auxílio do ALMA astrônomos detectaram, pela primeira vez, uma corrente de gás que flui desde um disco externo massivo até ao interior de um sistema binário de estrelas.

© ESO/L. Calçada (ilustração do sistema binário de estrelas GG Tauri-A)

Esta configuração, nunca observada até agora, pode ser responsável por manter um segundo disco de formação planetária menor, que teria desaparecido completamente há muito tempo. Metade das estrelas do tipo solar nascem em sistemas binários e, por isso, esta descoberta tem consequências importantes na procura de exoplanetas.

Um grupo de pesquisa liderado por Anne Dutrey do Laboratório de Astrofísica de Bordeaux, em França, e CNRS, utilizaram o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para observar a distribuição de gás e poeira num sistema estelar múltiplo chamado GG Tau-A. Ele objeto faz parte de um sistema estelar múltiplo mais complexo chamado GG Tauri. Observações recentes de GG Tau-A, obtidas com o VLT, revelaram que uma das suas estrelas, GG Tau Ab, a que não se encontra rodeada por um disco, é, ela própria, um sistema binário próximo, constituído pelas estrelas GG Tau-Ab1 e GG Tau-Ab2. Este fato introduz uma quinta componente no sistema GG Tau. O GG Tau-A tem apenas alguns milhões de anos de idade e situa-se a cerca de 450 anos-luz de distância da Terra na constelação do Touro.
Tal como uma roda dentro de outra roda, GG Tau-A contém um disco exterior maior, que circunda todo o sistema, e um disco interior menor que se situa em torno da estrela central. Este segundo disco tem uma massa equivalente à de Júpiter e a sua presença tem constituído um mistério para os astrônomos, uma vez que este objeto se encontra perdendo matéria para a estrela central a uma taxa tal que deveria já ter-se esgotado completamente há muito tempo atrás.
Ao observar estas estruturas com o auxílio do ALMA, a equipe descobriu acúmulos de gás na região que se situa entre os dois discos. As novas observações sugerem que existe material que está sendo transferido do disco exterior para o disco interior, criando um tipo de corda de salvamento entre os dois. Um resultado anterior do ALMA mostrou um exemplo de estrela individual onde matéria flui para o seu interior vindo de uma parte exterior do disco que rodeia a estrela.
“Embora em simulações de computador já se tivesse previsto matéria fluindo na região entre os dois discos, é a primeira vez que tal fenômeno é efetivamente observado. O fato de termos detectado estas acumulações de matéria, indica-nos que o material se desloca entre os dois discos, permitindo que um se alimente do outro”, explica Dutrey. “Estas observações demonstram que o material do disco exterior consegue sustentar o disco interior durante muito tempo, fato este que tem consequências importantes na potencial formação planetária do sistema”.
Os planetas nascem da matéria que sobra da formação da estrela. Trata-se de um processo lento, o que significa que a presença de um disco que se mantenha durante muito tempo é um pré-requisito para a formação de planetas. Se o processo de “alimentação” do disco interior agora observado pelo ALMA ocorrer em outros sistemas estelares múltiplos, esta descoberta aponta-nos para um vasto número de novas localizações potenciais para encontrar planetas no futuro.
A primeira fase da procura de exoplanetas foi dirigida a estrelas individuais, como o Sol. Uma vez que as órbitas em torno de estrelas binárias são mais complexas e menos estáveis, pensava-se que a formação de planetas nestes sistemas seria mais complicada do que em torno de estrelas individuais. Mais recentemente mostrou-se que uma grande fração de planetas gigantes orbitam sistemas binários de estrelas. Agora, os pesquisadores começaram a investigar a possibilidade de planetas orbitarem estrelas individuais inseridas em sistemas estelares múltiplos. Esta nova descoberta apoia a possível existência de tais planetas, fornecendo aos “caçadores” de exoplanetas novos campos por explorar.
Emmanuel Di Folco, co-autor do artigo científico que descreve estes resultados, conclui: “Quase metade das estrelas do tipo solar nasceram em sistemas binários, o que significa que acabamos de descobrir um mecanismo para sustentar a formação planetária que pode ser aplicado a um número significativo de estrelas da Via Láctea. As nossas observações são um enorme passo em frente na verdadeira compreensão da formação planetária”.

Estes resultados serão publicados amanhã na revista Nature.

Fonte: ESO

Terra tem água mais antiga que o Sol

A água foi crucial no desenvolvimento da vida na Terra, pelo que a identificação da sua origem poderá ajudar a estimar a probabilidade da existência de vida em outros planetas.

© NRAO/Bill Saxton (a água na nuvem molecular progenitora do Sol e na incorporação nos planetas)

Uma equipe de pesquisadores abordou esta questão num estudo, e concluiu que uma parte importante da água no Sistema Solar poderá ter vindo de pequenos fragmentos de gelo de água formados no espaço interestelar. Esta descoberta sugere que a água é um ingrediente amplamente disponível para a formação de planetas, o que tem profundas implicações na abundância de sistemas planetários com planetas potencialmente habitáveis.

A água está em toda a parte no Sistema Solar. Podemos encontrá-la não só nos oceanos da Terra, mas também no interior de crateras permanentemente sombrias nas regiões polares de Mercúrio, no regolito da superfície da Lua, nas calotes polares de Marte, nas luas geladas dos gigantes gasosos, nos gelos dos cometas, ou nas rochas dos asteroides carbonáceos. Sendo os objetos mais primitivos do Sistema Solar, os cometas e os asteroides são particularmente interessantes porque retêm os traços gerais das condições presentes nos primórdios da formação dos planetas. Contudo, apesar de fornecerem informações inestimáveis acerca da distribuição de compostos voláteis logo após o nascimento do Sol, a origem da água nestes objetos permaneceu até hoje um mistério.

No início da formação do Sistema Solar, o Sol encontrava-se rodeado por um disco protoplanetário, a partir do qual viriam a emergir a Terra e os outros planetas. No entanto, até agora, os cientistas não sabiam se as partículas de gelo, que nesta época vagueavam ao redor do Sol, seriam as mesmas da nuvem molecular progenitora da nossa estrela, ou se esta água interestelar teria sido destruída e recriada por reações químicas no interior do disco protoplanetário.

“Porque é que isto é importante? Se nos primórdios do Sistema Solar, a água foi principalmente herdada do gelo proveniente do espaço interestelar, então é provável que gelos semelhantes, junto com a matéria orgânica prebiótica que contêm, sejam abundantes na maioria ou em todos os discos protoplanetários, em torno de estrelas em formação”, explicou Conel Alexander, pesquisador do Instituto Carnegie de Washington, nos Estados Unidos, e coautor deste trabalho. “Mas se a água presente nos primórdios do Sistema Solar foi, em grande parte, resultante de processamento químico local, durante o nascimento do Sol, então é possível que a abundância de água nos sistemas planetários em formação varie consideravelmente, o que obviamente teria implicações no potencial para o aparecimento de vida em outros locais.”

Para determinarem o cenário mais provável, os pesquisadores focaram-se no hidrogênio e no seu isótopo mais pesado, o deutério. A diferença de massa influencia de forma sutil no comportamento dos diferentes isótopos nas reações químicas, pelo que a razão de deutério/hidrogênio (D/H) nas moléculas de água varia de acordo com as condições em que estas são criadas.

Como no espaço interestelar a água é formada a temperaturas muito baixas e sob intensa radiação cósmica, as moléculas de água interestelares tendem a ter uma razão D/H cerca de seis vezes superior às encontradas na Terra e em outros corpos do Sistema Solar. Para esclarecerem a origem do deutério no Sistema Solar, os pesquisadores criaram modelos que simulam um disco protoplanetário desprovido de deutério. Partindo desta condição inicial, a equipe testou a formação de água com deutério, também conhecida por água pesada, durante um período de um milhão de anos. O objetivo deste exercício foi verificar se o sistema poderia atingir as razões D/H observadas em amostras de meteoritos, nos oceanos terrestres, e nos cometas.

“Deixamos a química evoluir ao longo de um milhão de anos, o tempo de vida típico de um disco protoplanetário, e descobrimos que os processos químicos no disco eram ineficientes na formação de água pesada por todo o Sistema Solar”, afirmou Ilsedore Cleeves, pesquisadora da Universidade de Michigan, nos Estados Unidos, e primeira autora do trabalho. “O que isto implica é que, se o disco planetário não produziu a água, então herdou-a. Consequentemente, uma fração da água no nosso Sistema Solar é mais antiga que o Sol.”

Cleeves e colegas estimaram que 7 a 50% da água presente nos nossos oceanos terá tido origem no meio interestelar! “Estes resultados têm implicações bastante emocionantes”, acrescenta Cleeves. “Se a formação da água fosse um processo local, a quantidade de água e de outros ingredientes químicos importantes, necessários para a formação da vida, poderia variar de sistema para sistema. No entanto, porque alguns dos gelos quimicamente ricos da nuvem molecular são diretamente herdados, os jovens sistemas planetários têm assim acesso a estes importantes ingredientes.”

Fonte: Science

Estudo observa que Titã brilha ao anoitecer e ao amanhecer

Novos mapas da lua de Saturno, Titã, revelam grandes manchas de gases que brilham perto dos pólos norte e sul. Estas regiões estão curiosamente desviadas dos pólos, para Este ou Oeste, quando o amanhecer surge na região a Sul e enquanto a noite cai na região a Norte.

© NRAO/AUI/NSF (zonas de dois gases brilham na atmosfera de Titã)

A imagem acima mostra no alto da atmosfera de Titã, grandes zonas de dois gases brilham perto do pólo norte, no lado do anoitecer da lua, e perto do pólo sul, no lado do amanhecer. As cores mais brilhantes indicam sinais mais fortes dos dois gases, HNC (esquerda) e HC3N (direita); os tons avermelhados indicam sinais menos pronunciados.

O par de manchas foi descoberto por uma equipe internacional de cientistas que investigavam a composição química da atmosfera de Titã.

"Esta é uma descoberta inesperada e potencialmente revolucionária," afirma Martin Cordiner, astroquímico que trabalha no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, autor principal do estudo. "Estes tipos de variações de leste para oeste nunca foram antes vistos nos gases atmosféricos de Titã. A explicação da sua origem apresenta-nos um novo e fascinante problema."

O mapeamento vem de observações feitas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), uma rede de antenas de alta precisão no Chile. Nos comprimentos de onda utilizados por essas antenas, as áreas ricas em gás da atmosfera de Titã brilham intensamente. E graças à sensibilidade do ALMA, os pesquisadores foram capazes de obter mapas espaciais dos elementos químicos na atmosfera de Titã a partir de uma observação "instantânea" que durou menos de 3 minutos.

Há muito que a atmosfera de Titã é de interesse, pois atua como uma fábrica química, usando a energia do Sol e do campo magnético de Saturno para produzir uma grande variedade de moléculas orgânicas, ou à base de carbono. O estudo desta química complexa pode fornecer mais dados sobre as propriedades da atmosfera primitiva da Terra, que pode ter partilhado muitas das características da atmosfera atual de Titã.

Neste estudo, os cientistas focaram-se em duas moléculas orgânicas, ácido isocianídrico (HNC) e cianoacetileno (HC3N), que são formadas na atmosfera de Titã. Em altitudes mais baixas, o HC3N aparece concentrado acima dos pólos norte e sul. Estes resultados são consistentes com observações feitas pela sonda Cassini, que encontrou uma zona nublada e altas concentrações de alguns gases sobre qualquer dos pólos que atravessa a estação de Inverno em Titã.

A surpresa surgiu quando os pesquisadores compararam as concentrações dos gases em diferentes níveis da atmosfera. Nas altitudes mais elevadas, as bolsas de gás pareciam desviar-se dos pólos. Estes locais desviados do pólo são inesperados porque os rápidos ventos na atmosfera média de Titã movem-se na direção Este-Oeste, formando zonas parecidas às bandas de Júpiter, embora muito menos pronunciadas. No interior de cada zona, os gases atmosféricos deviam, em grande parte, misturar-se completamente.

Os pesquisadores não têm ainda uma explicação óbvia para estas descobertas.

"Parece incrível que estes mecanismos químicos possam estar operarando em escalas de tempo rápidas o suficiente para provocar 'bolsas' reforçadas das moléculas observadas," comenta Conor Nixon, cientista planetário em Goddard e co-autor do estudo. "Seria de esperar que as moléculas fossem rapidamente misturadas ao redor do globo pelos ventos de Titã."

De momento, os cientistas estão considerando uma série de explicações possíveis, incluindo efeitos térmicos, padrões de circulação atmosférica até então desconhecidos, ou a influência do poderoso campo magnético de Saturno, grande o suficiente para englobar Titã.

Espera-se que mais observações melhorem a compreensão da atmosfera e dos processos em curso em Titã e em outros objetos do Sistema Solar.

O eswtudo foi publicado na edição online da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Encontradas duas famílias de cometas em torno de estrela próxima

O instrumento HARPS, em operação no Observatório de La Silla do ESO no Chile, foi utilizado no censo mais completo feito até hoje de cometas em torno de outra estrela.

© ESO/L. Calçada (ilustração de exocometas em torno de Beta Pictoris)

Uma equipe de astrônomos franceses estudaram quase 500 cometas individuais que orbitam a estrela Beta Pictoris e descobriram que estes objetos pertencem a duas famílias distintas de exocometas: exocometas velhos que fizeram já várias passagens próximo da estrela e exocometas mais jovens que se formaram provavelmente da recente destruição de um ou mais objetos maiores.

Beta Pictoris é uma estrela jovem situada a cerca de 63 anos-luz de distância do Sol. Tem apenas 20 milhões de anos de idade e encontra-se rodeada por um disco de material enorme, um sistema planetário jovem muito ativo onde o gás e a poeira são produzidos tanto pela evaporação de cometas como pela colisão de asteroides.
Flavien Kiefer (IAP/CNRS/UPMC), autor principal do novo estudo explica: ”Beta Pictoris é um alvo muito interessante! Observações detalhadas dos seus exocometas fornecem pistas que nos ajudam a compreender que processos ocorrem neste tipo de sistemas planetários jovens”.
Durante quase 30 anos os astrônomos observaram variações sutis na radiação emitida por Beta Pictoris, que se pensava serem causadas pela passagem de cometas em frente da própria estrela. Os cometas são corpos pequenos, com alguns quilômetros de tamanho, ricos em gelos que se evaporam quando o corpo se aproxima da estrela, produzindo enormes caudas de gás e poeira, que podem absorver alguma da radiação que passa através delas. A fraca luz emitida pelos exocometas é ofuscada pela radiação da estrela brilhante e por isso não se conseguem obter imagens diretas destes objetos a partir da Terra.
Para estudar os exocometas de Beta Pictoris, a equipe analisou mais de 1.000 observações obtidas entre 2003 e 2011 com o instrumento HARPS, montado no telescópio de 3,6 metros do ESO, no Observatório de La Silla, no Chile.
Os pesquisadores selecionaram uma amostra de 493 exocometas diferentes. Alguns exocometas foram observados por diversas vezes e durante algumas horas. Uma análise detalhada permitiu obter medições da velocidade e tamanho das nuvens de gás. Foram também deduzidas algumas das propriedades orbitais de cada um dos cometas, como a forma e orientação da órbita e a distância à estrela.
Este tipo de análise efetuada em várias centenas de exocometas pertencentes a um único sistema exoplanetário é única. O trabalho revelou a presença de dois tipos distintos de famílias de exocometas: uma família de exocometas cujas órbitas são controladas por um planeta de grande massa e outra família, provavelmente originada pela destruição recente de um ou mais objetos maiores. Um planeta gigante, Beta Pictoris b, foi descoberto em órbita a cerca de um bilhão de quilômetros da estrela e estudado através de imagens de alta resolução obtidas com ótica adaptativa. Diferentes famílias de cometas existem igualmente no Sistema Solar.
Os exocometas da primeira família apresentam uma variedade de órbitas e mostram atividade relativamente fraca com baixas taxas de produção de gás e poeira, o que sugere que estes cometas gastaram já o seu conteúdo em gelo durante múltiplas passagens perto de Beta Pictoris. Mais ainda, as órbitas destes cometas (excentricidade e orientação) são exatamente as previstas para cometas apanhados em ressonância orbital com um planeta de elevada massa. As propriedades dos cometas da primeira família mostram que este planeta em ressonância deve estar a cerca de 700 milhões de quilômetros da estrela, perto do local onde o planeta Beta Pictoris b foi descoberto.
Os exocometas da segunda família encontram-se muito mais ativos e deslocam-se em órbitas quase idênticas, o que sugere que os membros desta família têm todos a mesma origem: provavelmente a destruição de um objeto maior cujos fragmentos se encontram numa órbita rasante da estrela Beta Pictoris. O que os torna semelhantes aos cometas da família Kreutz do Sistema Solar, ou aos fragmentos do Cometa Shoemaker-Levy 9, que chocou com o planeta Júpiter em julho de 1994.
Flavien Kiefer conclui: “Esta é a primeira vez que um estudo estatístico determina a física e órbitas de um grande número de exocometas. Este trabalho dá-nos um olhar fantástico sobre os mecanismos que estavam presentes no Sistema Solar logo após a sua formação, há cerca de 4,5 bilhões de anos atrás”.

Os novos resultados serão publicados amanhã na revista Nature.

Fonte: ESO

Encontrada galáxia extremamente distante através de lente gravitacional

Espiando através de uma lupa cósmica gigante, o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA detectou uma galáxia pequena e tênue, uma das galáxias mais distantes já observadas.

© NASA/J. Lotz/STScI (aglomerado de galáxias Abell 2744)

O pequeno objeto está a uma distância estimada em mais de 13 bilhões de anos-luz. Esta galáxia fornece um olhar sobre os anos mais jovens do Universo e pode ser apenas a ponta do iceberg.

"Esta galáxia é um exemplo do que se suspeita ser uma população abundante e subjacente de objetos extremamente pequenos e tênues que existiam cerca de 500 milhões de anos após o Big Bang, o início do Universo," explica o líder do estudo Adi Zitrin do Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, no estado americano da Califórnia. "A descoberta diz-nos que galáxias tênues como esta existem, e que devemos continuar à sua procura e à procura de objetos ainda mais fracos, a fim de podermos entender como as galáxias e o Universo têm evoluído ao longo do tempo."

A galáxia foi detectada pelo programa Frontier Fields, um esforço ambicioso de três anos que junta o Hubble a outros grandes observatórios, o telescópio espacial Spitzer e o observatório de raios X Chandra, para examinar o Universo primordial ao estudar grandes aglomerados de galáxias. Estes aglomerados são tão maciços que a sua gravidade curva a luz que passa por eles, ampliando, iluminando e distorcendo objetos de fundo num fenômeno chamado lente gravitacional. Estas lentes poderosas permitem encontrar muitas estruturas tênues e distantes que de outra forma seriam demasiado fracas para observar.

A descoberta foi feita usando o poder de lente do gigantesco aglomerado de galáxias Abell 2744, apelidado de Aglomerado de Pandora, que produziu três imagens ampliadas da mesma galáxia tênue. Cada imagem ampliada torna a galáxia 10 vezes maior e mais brilhante do que seria sem as qualidades de ampliação do aglomerado.

A galáxia mede uns meros 850 anos-luz de diâmetro, 500 vezes mais pequena que a nossa Via Láctea, e tem uma massa estimada correspondente a apenas 40 milhões de sóis. A nossa Galáxia, em comparação, tem uma massa estelar de várias centenas de bilhões de sóis. E a galáxia forma aproximadamente uma estrela a cada três anos, ao passo que a Via Láctea forma aproximadamente uma estrela por ano. No entanto, tendo em conta o seu tamanho pequeno e baixa massa, Zitrin realça que a galáxia minúscula na verdade está evoluindo rapidamente e formando estrelas de modo eficiente.

Os astrônomos acreditam que galáxias como esta são, provavelmente, pequenos aglomerados de matéria que começou a formar estrelas e a brilhar, mas ainda sem uma forma definida. É possível que o Hubble esteja apenas detectando um aglomerado brilhante devido ao efeito de lente. Isto explicaria porque é que o objeco é mais pequeno que as galáxias típicas dessa época.

A equipe de Zitrin avistou a galáxia gravitacionalmente multiplicada em imagens do aglomerado obtidas no infravermelho próximo e no visível, captadas pelas câmaras WFC3 (Wide Field Camera 3) e ACS (Advanced Camera for Surveys) do Hubble. Mas eles precisavam de medir quão longe estava da Terra.

Normalmente, os astrônomos conseguem determinar a distância de um objeto através da sua luz "esticada" à medida que o Universo se expande lentamente. Este efeito é medido com precisão através de espectroscopia, que caracteriza a luz de um objeto. Mas esta galáxia e outros objetos ampliados pelo efeito de lente gravitacional, encontrados neste período jovem do Universo, estão demasiado distantes e são muito tênues para a espectroscopia, por isso utiliza-se a cor de um objeto para estimar a sua distância. A expansão do Universo torna o objeto mais avermelhado de forma previsível possibilitando sua medida.

A equipe de Zitri aplicou a técnica de análise de cor e aproveitou as múltiplas imagens produzidas pela lente gravitacional para confirmar independentemente a estimativa de distância do grupo. Os astrônomos mediram a separação angular entre as três imagens ampliadas da galáxia nas fotos do Hubble. Quanto maior a separação angular devido ao efeito de lente, mais distante está o objeto da Terra.

Para testar este conceito, foi comparada as três imagens ampliadas com as posições de outros objetos de fundo mais próximos e também multiplicados no aglomerado de Pandora. A distância angular entre as imagens ampliadas de galáxias mais próximas era menor.

"Estas medições sugerem que, dada a grande separação angular entre as três imagens da nossa galáxia de fundo, o objeto deve estar muito longe," explica Zitrin. "Também coincide com a estimativa de distância que foi calculada, com base na técnica de análise de cor. Temos uma confiança de 95% na distância deste objeto remoto, com um 'redshift' de 10, uma medida da expansão do espaço desde o Big Bang. A lente tira qualquer dúvida de que este possa ser um objeto próximo altamente avermelhado, que se mascara como um objeto muito mais distante."

Os astrônomos debatem há muito tempo se essas galáxias iniciais podem ter fornecido radiação suficiente para aquecer o hidrogênio que arrefeceu logo após o Big Bang. Pensa-se que este processo, chamado reionização, ocorreu 200 milhões até um bilhão de anos após o nascimento do Universo. A reionização tornou o Universo transparente à luz, permitindo sua observação muito atrás no tempo sem encontrar uma "névoa" de hidrogêio frio.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Mimas pode esconder um oceano

Um novo estudo focado no interior da lua gelada de Saturno, Mimas, sugere que a sua superfície craterada esconde uma de duas possibilidades intrigantes: ou o núcleo gelado da lua tem uma forma parecida com uma bola de futebol americano, ou o satélite tem um oceano de água líquida.

© NASA/Cassini (Mimas)

Os pesquisadores usaram várias imagens de Mimas, captadas pela missão Cassini da NASA, para determinar quanto a lua oscila à medida que orbita Saturno. Em seguida, avaliaram vários modelos possíveis para a constituição do seu interior, encontrando duas possibilidades que se encaixam nos seus dados.

"Os dados sugerem que algo não está certo, por assim dizer, dentro de Mimas," afirma Radwan Tajeddine, associado de pesquisa da Cassini e da Universidade de Cornell, em Ithaca, Nova Iorque, autor principal do estudo. "A quantidade de oscilação que medimos é duas vezes superior ao que estava previsto."

De acordo com Tajeddine, qualquer uma das duas possibilidades para o interior de Mimas seria interessante, tendo em conta que a aparência exterior altamente craterada da lua não sugere qualquer coisa invulgar por baixo da sua superfície. Dado que Mimas formou-se há mais de quatro bilhões de anos, os cientistas esperam que o seu núcleo já tenha relaxado para uma forma mais ou menos esférica. Por isso, se o núcleo de Mimas tiver uma forma oblonga, provavelmente representa um registo da formação da lua, congelado no tempo.

Caso Mimas possua um oceano, juntar-se-á a um clube exclusivo de "mundos oceânicos" que já contém várias luas de Júpiter e duas outras luas de Saturno, Encelado e Titã. Um oceano global seria surpreendente, comenta Tajeddine, tendo em conta que a superfície de Mimas não exibe sinais de atividade geológica.

Tal como muitas das luas no Sistema Solar, incluindo a nossa, Mimas mostra essencialmente sempre a mesma face ao seu planeta. O que quer dizer que a sua rotação está sincronizada com a sua órbita em torno de Saturno. Tal como a Lua da Terra, Mimas demora o mesmo tempo para girar completamente sobre o seu eixo que demora ao orbitar o seu planeta.

A órbita de MImas está esticada muito ligeiramente, formando uma elipse e não um círculo perfeito. Este ligeiro desvio faz com que o ponto na superfície de Mimas orientado para Saturno varie um bocado ao longo de uma órbita; um observador em Saturno veria Mimas oscilar ligeiramente durante a sua órbita, fazendo com que pequenas quantidades de terreno no limbo se tornassem visíveis. Este efeito é chamado libração e a Lua da Terra também o faz.

"A observação da libração pode fornecer informações úteis sobre o que está acontecendo dentro de um corpo," acrescenta Tajeddine. "Neste caso, diz-nos que esta pequena lua craterada pode ser mais complexa do que pensávamos."

Os modelos desenvolvidos por Tajeddine e co-autores franceses e belgas indicam que, caso Mimas esconda de fato um oceano de água líquida, este encontra-se entre 24 e 31 km por baixo da superfície. Com 396 quilômetros de diâmetro, Mimas é demasiado frio para reter aquecimento interno da sua formação, de modo que alguma outra fonte de energia será necessária para manter um oceano subterrâneo. Os cientistas realçam que existem evidências de que a órbita atual e alongada de Mimas pode ter sido mais esticada no passado, o que pode ter criado aquecimento de maré suficiente para produzir um oceano.

Embora um oceano dentro de Mimas fosse considerado uma surpresa, os autores descobriram que o modelo interior que consideraram para um núcleo oblongo daria à lua uma forma ligeiramente diferente do que é observado. Eles sugerem o desenvolvimento de outros modelos para explicar a libração observada da lua, e que são necessárias mais medições da Cassini para ajudar a determinar qual dos modelos é provavelmente o mais correto.

O estudo foi publicado na edição da revista Science.

Fonte: NASA

Segredos de construção de uma metrópole galática

Astrônomos utilizaram o telescópio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) para investigar um enorme aglomerado de galáxias, que está se formando no Universo primordial, e revelaram que boa parte da formação estelar que está ocorrendo não apenas se encontra escondida pela poeira, mas também acontece em locais inesperados.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração de um protoaglomerado)

Esta é a primeira vez que se consegue realizar um censo completo da formação estelar em tais objetos.

Os aglomerados de galáxias são os maiores objetos do Universo unidos pela força da gravidade, no entanto a sua formação ainda não é completamente compreendida. A Galáxia da Teia de Aranha (conhecida pelo nome formal de MRC 1138-262), e seus arredores, é estudada há vinte anos, tanto com telescópios do ESO como com outros telescópios. A Galáxia da Teia de Aranha contém um buraco negro supermassivo e é uma poderosa fonte de ondas rádio, precisamente o que chamou a atenção dos astrônomos inicialmente. Pensa-se que este objeto é um dos melhores exemplos de um protoaglomerado no processo de se juntar, há mais de dez bilhões de anos atrás.
No entanto, Helmut Dannerbauer (Universidade de Viena, Áustria) e a sua equipe suspeitavam que esta explicação estaria muito aquém da realidade. A equipe pretendia investigar o lado escuro da formação estelar e descobrir quanta formação estelar escondida por trás de poeira estava ocorrerendo no aglomerado da Galáxia da Teia de Aranha.

© ESO/APEX (imagem da região em torno da Galáxia da Teia de Aranha)

Esta imagem APEX no sub-milímetro mostra a região em torno da Galáxia da Teia de Aranha. Alguns das manchas na imagem correspondem a galáxias poeirentas, pertencentes ao protoaglomerado, que estão formando estrelas e que não são visíveis na radiação óptica devido à absorção pela poeira. As manchas mais tênues são artefatos originados pelo difícil processamento de imagens APEX.

A equipe utilizou a câmera LABOCA montada no telescópio APEX no Chile, para observar durante 40 horas este aglomerado nos comprimentos de onda do milímetro, comprimentos de onda que são suficientemente longos para permitir espreitar através da maioria das espessas nuvens de poeira. A LABOCA tem um campo largo, tornando-se no instrumento perfeito para este tipo de rastreio.
Carlos De Breuck, cientista do projeto do APEX no ESO e co-autor do novo estudo, enfatiza: “Esta é uma das observações mais profundas executadas pelo APEX e que levou este telescópio aos seus limites tecnológicos, tendo levado igualmente aos limites a resistência do pessoal que trabalha no local do APEX a elevada altitude, 5.050 metros acima do nível do mar”.
As observações APEX revelaram que existiam cerca de quatro vezes mais fontes na região da Teia de Aranha do que no meio circundante. Depois de comparar detalhadamente os novos dados com observações complementares obtidas a comprimentos de onda diferentes, a equipe pôde confirmar que muitas destas fontes se encontravam à mesma distância que o aglomerado de galáxias e por isso deviam fazer parte do aglomerado em formação.
Helmut Dannerbauer explica: “As novas observações APEX acrescentaram a peça final que precisávamos para realizar um censo completo de todos os habitantes desta megacidade estelar. Estas galáxias estão no processo de formação e por isso, tal como um estaleiro na Terra, encontram-se muito empoeiradas”.
Mas uma surpresa esperava a equipe quando foi investigado onde é que a nova formação estelar detectada estava ocorrerendo. Os astrônomos esperavam encontrar estas regiões de formação estelar nos grandes filamentos que ligam as galáxias mas, em vez disso, encontraram-nas concentradas principalmente numa única região, sendo que esta região nem sequer se encontra centrada na Galáxia da Teia de Aranha, central no protoaglomerado. Pensa-se que estas formações estelares explosivas poeirentas evoluam para galáxias elípticas, como as que são observadas atualmente em aglomerados de galáxias próximos de nós.
Helmut Dannerbauer conclui: ”Esperávamos encontrar formação estelar escondida no aglomerado da Teia de Aranha - e conseguimos - no entanto, desenterramos ao mesmo tempo um novo mistério no processo; esta formação estelar não está ocorrerendo onde esperávamos! A megacidade está se desenvolvendo de modo assimétrico”.
Para que esta história se desenvolva novas observações são necessárias, e o ALMA será o instrumento perfeito para dar os próximos passos no estudo destas regiões empoeiradas com muito mais detalhes.

Este trabalho foi descrito no artigo científico, “An excess of dusty starbursts related to the Spiderweb galaxy”, de Dannerbauer, Kurk, De Breuck et al., que foi publicado online hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Sonda encontra evidências de vulcanismo lunar jovem

A sonda LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) da NASA forneceu fortes indícios de que a atividade vulcânica da Lua diminuiu gradualmente em vez de parar abruptamente há um bilhão de anos atrás.

© NASA/GSFC/Arizona State University (região Maskelyne)

A imagem acima mostra a região chamada Maskelyne, que é um dos muitos depósitos vulcânicos e jovens recentemente descobertos na Lua. Pensa-se que estas áreas irregulares sejam remanescentes de pequenas erupções basálticas que ocorreram muito tempo depois do fim aceito para o vulcanismo lunar, entre 1 e 1,5 bilhões de anos atrás.

Dezenas de depósitos rochosos distintos observados pela LRO têm uma idade estimada inferior a 100 milhões de anos. Este período de tempo corresponde ao Período Cretáceo da Terra, o auge dos dinossauros. Algumas áreas podem ter menos que 50 milhões de anos.

"Esta descoberta é o tipo de ciência que obriga, literalmente, a que os geólogos reescrevam os livros sobre a Lua," afirma John Keller, cientista do projeto LRO do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA.

Os depósitos estão espalhados pelas planícies vulcânicas escuras da Lua e são caracterizados por uma mistura de montes arredondados, lisos e rasos perto de terrenos mais ásperos. Devido a esta combinação de texturas, os cientistas referem-se a estas áreas invulgares como IMPs (Irregular Mare Patches).

As características são demasiado pequenas para serem vistas da Terra, em média com menos de 500 metros de diâmetro. Uma das maiores, uma área bem estudada chamada Ina, foi fotografada a partir de órbita lunar pelos astronautas da Apollo 15.

Ina parecia ser uma característica única até que cientistas da Universidade Estatal do Arizona em Tempe, EUA, e da Universidade de Münster, Alemanha, avistaram muitas regiões semelhantes em imagens de alta-resolução obtidas pelas duas câmaras de ângulo estreito que fazem parte do instrumento LROC (Lunar Reconnaissance Orbiter Camera). A equipe identificou um total de 70 IMPs nos mares do lado visível da Lua.

Este grande número de características e a sua ampla distribuição sugerem fortemente que a atividade vulcânica nos seus últimos estágios não foi uma anomalia, mas uma parte importante da história geológica da Lua.

Os números e tamanhos das crateras dentro destas áreas indicam que os depósitos são relativamente recentes. Com base numa técnica que une estas medições de crateras com as idades das amostras recolhidas pelas missões Apollo e Luna, pensa-se que três das zonas têm menos de 100 milhões de anos, e talvez menos de 50 milhões de anos no caso de Ina. As encostas íngremes que descem das camadas de rochas macias até ao terreno acidentado são consistentes com as estimativas de idade jovem.

Em contraste, as planícies vulcânicas que rodeiam estas regiões distintas são atribuídas à atividade vulcânica que começou há 3,5 bilhões de anos atrás e que terminou há cerca de um bilhão de anos. Pensava-se que, nesse ponto, toda a atividade vulcânica na Lua tinha cessado.

Vários estudos anteriores sugeriram que Ina era muito jovem e poderia ter-se formado devido a atividade vulcânica localizada. No entanto, na ausência de outras características similares, Ina não foi considerada como indicação de vulcanismo generalizado.

Os resultados têm implicações importantes para o quão quente se pensa ser o interior da Lua.

"A existência e a idade das áreas irregulares nos mares diz-nos que o manto lunar teve que permanecer quente o suficiente para fornecer magma às erupções de pequeno volume que criaram estas invulgares características jovens," afirma Sarah Braden, da Universidade Estatal do Arizona e autora principal do estudo.

A nova informação é difícil de conciliar com o que atualmente se sabe sobre a temperatura do interior da Lua.

"Estes aspectos vulcânicos recentes são os principais alvos para a exploração futura, tanto robótica como humana," afirma Mark Robinson, pesquisador principal do LROC da Universidade Estatal do Arizona.

Os detalhes do estudo foram publicados online na revista Nature Geoscience.

Fonte: NASA

Visão sem precedentes de duzentas galáxias no Universo local

A equipe internacional do projeto CALIFA (Calar Alto Integral Field Area Survey), da qual fazem parte Polychronis Papaderos e Jean Michel Gomes do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) do Centro de Astrofísica da Universidade do Porto (CAUP), observaram mais de 200 galáxias relativamente próximas, com detalhes sem precedentes.

© CALIFA (composição de 169 das galáxias observadas)

A imagem acima mostra a composição de 169 das galáxias observadas pelo CALIFA, escolhidas ao acaso. O conjunto da direita tem a imagem de cada uma destas galáxias, enquanto o da esquerda contêm informação acerca da distribuição de velocidades dessas mesmas galáxias.

Graças à técnica de unidades de campo integral para espectroscopia 3D, também conhecida como espectroscopia Integral Field Unit (IFU), conseguiram obter 1,5 milhões de espectros individuais, de galáxias situadas entre 70 milhões e 450 milhões anos-luz de distância.

Segundo Papaderos, um pesquisador da Fundação para a Ciência e a Tecnologia de Portugal trabalhando no IA/CAUP, “No âmbito do projeto CALIFA, os pesquisadores do IA/CAUP elaboram estudos detalhados das fontes de energia nas galáxias (tais como Núcleos Ativos de Galáxias, alimentados pela acreção de matéria para o buraco negro supermassivo central) e a história de formação dos componentes das galáxias. Estes estudos tornaram-se possíveis graças ao Porto3D, o sistema de análise automática de IFU desenvolvido no IA.”

Criado no Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), as observações do projeto CALIFA são feitas no Observatório de Calar Alto (Almería, Espanha), com o instrumento PMAS/PPAK (Potsdam Multi-Aperture Spectrophotometer/Pmas fiber PAcK). Com observações 3D de seiscentas galáxias, este projeto procura fazer uma espécie de arqueologia galáctica, pois os dados dão informações acerca da evolução destas galáxias (por exemplo, quanto gás tem a galáxia, quando é que este foi convertido em estrelas, e como é que cada zona da galáxia evoluiu ao longo de dezenas de bilhões de anos).

Para Gomes, “os dados de alta qualidade processados pelo Porto3D possibilitaram as primeiras deteções de emissões muito tênues, proveniente de gás ionizado, de quase toda a extensão de galáxias elípticas. Isto era algo que se pensava não existir! A nossa análise do movimento do gás e das estrelas revelou ainda importantes pistas sobre a formação destas gigantescas galáxias.”

O estudo da formação e evolução de galáxias é o objetivo principal do projeto FCT do CAUP, denominado: Uma investigação da história de formação de galáxias através de uma nova abordagem de síntese espectral auto-consistente (FADO).

Os dados do CALIFA também forneceram pistas sobre como se formam as galáxias, os processos físicos envolvidos nas colisões galácticas, e até observou a última geração de estrelas nascendo, ainda envoltas nos seus casulos de gás. Foi ainda possível determinar que galáxias mais massivas crescem mais depressa que as menos massivas, e que a região central se forma primeiro que as regiões exteriores.

Sebastián Sánchez (Instituto de Astronomia, UNAM), o pesquisador principal do projeto acrescenta: “Com mais de trinta artigos publicados em revistas científicas, mais de cem contribuições em conferências e cinco teses de doutoramento defendidas, este projeto é o mais produtivo desenvolvido em Calar Alto. Esta nova emissão de dados é um marco na história do projeto, que já é uma referência internacional na área das pesquisas em astronomia extragaláctica.

O artigo “CALIFA, the Calar Alto Legacy Integral Field Area survey III. Second public data release” foi submetido para publicação à revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Centro de Astrofísica da Universidade do Porto

Cromodinâmica galática

A fotografia colorida abaixo parece uma pintura abstrata ou mesmo um vitral contemporâneo. Na realidade, trata-se de uma vista incomum de uma galáxia obtida com o novo instrumento MUSE, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO (cromodinâmica galática)

As cores nas imagens astronômicas estão geralmente relacionadas com a cor real do objeto em questão. No entanto, nesta imagem as cores representam o movimento das estrelas que compõem a galáxia elíptica gigante Messier 87 (M87), uma das galáxias mais brilhantes do Aglomerado da Virgem, que se situa a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância.
O vermelho indica que as estrelas nessa região do objeto estão, modo geral, se afastando de nós, enquanto o azul significa que as estrelas se aproximam de nós, com o amarelo e o verde no meio.
Este novo mapa da M87 obtido pelo MUSE mostra estas tendências mais claramente do que nunca. O mapa revela uma rotação lenta deste objeto massivo, a região a azul (em cima à esquerda) desloca-se na nossa direção e a região vermelha (embaixo à direita) afasta-se de nós. O mapa mostra também algumas características inesperadas, por exemplo a inversão das cores no centro da imagem, com a cor azulada na parte inferior central e o amarelo-alaranjado na parte superior, o que sugere que a M87 pode ter tido um passado mais dramático do que o que era suposto, podendo bem ser o resultado da fusão de várias galáxias.
Estas observações estão descritas num artigo científico escrito por uma equipe liderada por Eric Emsellem, Chefe do Gabinete de Ciência do ESO, e que será publicado nas cartas da revista da especialidade Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Descoberta estrela morta excepcionalmente brilhante

Astrônomos descobriram uma estrela morta e pulsante com uma energia de aproximadamente 10 milhões de sóis.

© NASA/JPL-Caltech (galáxia M82 e o pulsar)

Esta imagem da galáxia Messier 82 (M82) em vários comprimentos de onda, pode ser visto um pulsar poderoso e raro (cor-de-rosa, no centro e seção ampliada).

Este é o pulsar mais brilhante já registado, um remanescente estelar denso deixado para trás após uma explosão de supernova. A descoberta foi feita com o NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA.

"Podemos pensar deste pulsar como o 'Super-Rato' dos remanescentes estelares," afirma Fiona Harrison, pesquisadora principal do NuSTAR no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, EUA. "Tem todo o poder de um buraco negro, mas com muito menos massa."

Esta descoberta surpreendente está ajudando os astrônomos a melhor compreender as fontes misteriosas de raios X ofuscantes, denominadas ULXs (UltraLuminous X-ray sources). Até agora, pensava-se que todas as ULXs eram buracos negros. Os novos dados do NuSTAR mostram que pelo menos uma ULX, a cerca de 12 milhões de anos-luz de distância na galáxia M82, é na verdade um pulsar.

"O pulsar parece estar comendo o equivalente à dieta de um buraco negro," afirma Harrison. "Este resultado vai ajudar-nos a compreender como é que os buracos negros devoram matéria e crescem tão rapidamente, um evento importante na formação das galáxias e estruturas no Universo."

Pensa-se que as ULXs são geralmente buracos negros que se alimentam de estrelas companheiras, um processo chamado acreção. Também são suspeitas de serem os há muito procurados buracos negros de "massa intermédia", elos perdidos entre os buracos negros estelares mais pequenos e os buracos negros gigantescos que dominam os núcleos da maioria das galáxias. Mas a investigação sobre a verdadeira natureza das ULXs continua em direção a respostas mais definitivas.

© NASA/JPL-Caltech (núcleo da galáxia M82)

Esta imagem mostra o núcleo da galáxia M82, onde duas fontes ultraluminosas de raios X, ou ULXs, residem (X-1 e X-2).

O NuSTAR inicialmente não se propôs a estudar asEsta imagem mostra o núcleo da galáxia M82, onde duas fontes ultraluminosas de raios-X, ou ULXs, residem (X-1 e X-2). duas ULXs na M82. Os astrônomos estavam observando uma supernova recente na galáxia quando por acaso notaram pulsos brilhantes em raios X oriundos da ULX conhecida como M82 X-2. Os buracos negros não pulsam, os pulsares sim.

Os pulsares pertencem a uma classe de estrelas chamadas estrelas de nêutrons. Tal como os buracos negros, as estrelas de nêutrons são os núcleos remanescentes de estrelas que explodiram, mas com uma massa insignificante em comparação. Os pulsares enviam feixes de radiação que variam desde ondas de rádio até raios gama altamente energéticos. À medida que a estrela gira, estes feixes interceptam a Terra como as luzes de um farol, produzindo um sinal pulsado.

"Nós assumimos que as poderosas ULXs deviam ser buracos negros massivos," afirma o autor principal do estudo, Matteo Bachetti, da Universidade de Toulouse na França. "Quando vimos pela primeira vez os pulsos nos dados, pensamos que deviam ser de outra fonte."

O Observatório de raios X Chandra e o satélite Swift também analisaram M82 para estudar a mesma supernova, e confirmaram que os intensos raios X de M82 X-2 originavam de um pulsar.

"O fato de termos um leque diversificado de telescópios no espaço significa que estes se podem ajudar uns aos outros," afirma Paul Hertz, diretor da divisão de astrofísica da NASA em Washington. "Quando um telescópio faz uma descoberta, outros com capacidades complementares podem ser chamados a investigar o mesmo objeto em diferentes comprimentos de onda."

A chave para a descoberta do NuSTAR foi a sua sensibilidade a raios X altamente energéticos, bem como a sua capacidade para medir com precisão os tempos dos sinais, o que permitiu a medida da taxa de pulso de 1,37 segundos. Também foi medida uma produção de energia equivalente a 10 milhões de sóis, ou 10 vezes mais do que o observado em outros pulsares de raios X. Este valor é elevado para algo com aproximadamente a massa do nosso Sol e o tamanho de uma cidade.

Como é que esta estrela morta e insignificante irradia tão ferozmente?

Os astrônomos não têm a certeza, mas dizem que provavelmente é devido a um grande banquete cósmico. Tal como os buracos negros, a gravidade de uma estrela de nêutrons pode puxar matéria de estrelas companheiras. À medida que a matéria é arrastada para a estrela de nêutrons, aquece e brilha em raios X. Se o pulsar está realmente se alimentando da matéria circundante, está a fazê-lo com um ritmo extremo.

Os astrônomos estão planjando mais observações com o NuSTAR, o Swift e o Chandra para descobrir uma explicação para o comportamento bizarro do pulsar. A equipe do NuSTAR também vai analisar mais ULXs, o que significa que podem vir a descobrir que são também pulsares e não buracos negros. Neste momento, não se sabe se M82 X-2 é um objeto raro ou se outras ULXs batem com o pulso de estrelas mortas.

"Recentemente, vimos que outra fonte de raios X excepcionalmente brilhantes na galáxia M82 parece ser um buraco negro de tamanho médio," afirma Jeanette Gladstone da Universidade de Alberta, no Canadá, que não está ligada ao estudo. "Agora, descobrimos que a segunda fonte de raios X brilhantes em M82 não é um buraco negro. Isto vai desafiar os teóricos e pavimentar o caminho para uma nova compreensão da diversidade destes objetos fascinantes."

O NuSTAR, um telescópio relativamente pequeno, descobriu um grande mistério cósmico.

A descoberta aparece num novo trabalho publicado na revista Nature.

Fonte: NASA

Mapa da temperatura do ar e vapor de água de um exoplaneta extremo

Uma equipe de cientistas, usando o telescópio espacial Hubble da NASA, fez o mapa global mais detalhado até agora de um planeta turbulento localizado além do nosso Sistema Solar, revelando os seus segredos de temperatura do ar e vapor de água.

© NASA/ESA (mapa de temperatura do exoplaneta WASP-43b)

As observações do Hubble mostram que o exoplaneta, chamado WASP-43b, não é propriamente um lar acolhedor. É um mundo de extremos, onde ventos ardentes uivam à velocidade do som com temperaturas que rondam os 1.600 graus Celsius no lado diurno, quente o suficiente para derreter aço, até um lado noturno onde as temperaturas mergulham abaixo dos 540 graus Celsius.

Os astrônomos mapearam as temperaturas em diferentes camadas da atmosfera do planeta e traçaram a quantidade e distribuição do vapor de água. Os resultados têm implicações para a compreensão da dinâmica atmosférica e de como os planetas gigantes como Júpiter são formados.

"Estas medições abriram as portas para um novo tipo de comparações das propriedades de diferentes tipos de planetas," afirma o líder da equipe Jacob Bean, da Universidade de Chicago, EUA.

Descoberto em 2011, o WASP-43b está localizado a 260 anos-luz de distância. O planeta está demasiado distante para ser fotografado, mas dado que a sua órbita atravessa a estrela, do ponto de vista da Terra, os astrônomos podem detectá-lo observando a diminuição do brilho estelar quando o planeta passa à sua frente.

"As nossas observações são a primeira do seu tipo no que corresponde a fornecer um mapa bidimensional na longitude e altitude da estrutura térmica do planeta, mapa este que pode ser usado para restringir a circulação e modelos dinâmicos para exoplanetas quentes," afirma Kevin Stevenson, membro da equipe e também da mesma universidade.

Como uma bola quente predominantemente de hidrogênio gasoso, não existem características de superfície, como oceanos ou continentes que podem ser usados para seguir a sua rotação. Somente a diferença de temperatura entre os lados diurno e noturno pode ser usada por um observador remoto para marcar a passagem de um dia neste mundo.

O planeta é aproximadamente do mesmo tamanho que Júpiter, mas tem quase duas vezes a sua densidade. O planeta está tão perto da sua estrela progenitora, uma anã alaranjada, que completa uma órbita em apenas 19 horas. O planeta está também bloqueado gravitacionalmente, e assim sendo mantém sempre o mesmo hemisfério voltado para a estrela, tal como a Lua mostra sempre a mesma face à Terra.

Esta foi a primeira vez que os astrônomos foram capazes de observar três rotações completas em qualquer exoplaneta, o que ocorreu ao longo de quatro dias. Os cientistas combinaram dois métodos anteriores de análise exoplanetária numa técnica sem precedentes para estudar a atmosfera do WASP-43b. Usaram espectroscopia, dividindo a luz do planeta nas suas cores componentes, para determinar a quantidade de água e temperaturas da atmosfera. Ao observar a rotação do planeta, foi possível medir com precisão a forma como a água é distribuída em diferentes longitudes.

Dado que não existe nenhum planeta com estas condições no nosso Sistema Solar, a caracterização da atmosfera de um mundo tão bizarro como este fornece um laboratório único para melhor compreender a formação de planetas e a física planetária.

"O planeta é tão quente que toda a água na sua atmosfera é vaporizada, em vez de se condensar em nuvens geladas como em Júpiter," afirma Laura Kreidberg, pertencente à equipe e da Universidade de Chicago.

A quantidade de água nos planetas gigantes do Sistema Solar é pouco conhecida, porque a água que se precipitou para fora da atmosfera superior de planetas gigantes e gasosos como Júpiter está sob a forma de gelo. Mas nos chamados "Júpiteres quentes", gigantes de gás que têm temperaturas elevadas porque orbitam muito perto das suas estrelas, a água está em vapor e pode ser facilmente rastreada.

"Pensa-se que a água desempenhe um papel importante na formação dos planetas gigantes, já que corpos parecidos com cometas bombardeiam planetas jovens, entregando a maior parte da água e outras moléculas que podemos observar," afirma Jonathan Fortney, membro da equipe e da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz, EUA.

A fim de compreender como é que os planetas gigantes se formam, os astrônomos querem saber como é que são enriquecidos com elementos diferentes. A equipe descobriu que o WASP-43b tem aproximadamente a mesma quantidade de água que seria de esperar para um objeto com a mesma composição química que o Sol, lançando luz sobre a sua formação. A equipe pretende fazer medições da abundância de água em outros planetas.

Os resultados foram apresentados em dois artigos, um publicado na revista The Astrophysical Journal Letters no dia 12 de Setembro e o outro online ontem na Science Express.

Fonte: NASA

Swift observa grandes proeminências em pequena estrela

No dia 23 de Abril, o satélite Swift da NASA detectou a sequência de erupções estelares mais forte, mais quente e de mais longa duração alguma vez observada de uma anã vermelha próxima.

© Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger (ilustração do sistema binário DG Canum Venaticorum)

A explosão inicial desta série recorde foi até 10.000 vezes mais poderosa que a maior erupção solar já registada.

"Costumávamos pensar que os grandes episódios de atividade das anãs vermelhas não duravam mais que um dia, mas o Swift detectou pelo menos sete erupções poderosas durante um período de cerca de duas semanas," afirma Stephen Drake, astrofísico do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, que deu uma palestra sobre a "super-erupção" na reunião de Agosto da Divisão de Astrofísica de Alta Energia da Sociedade Astronômica Americana.

No seu auge, a proeminência atingiu temperaturas na ordem dos 200 milhões de graus Celsius, superior a 12 vezes a temperatura no centro do Sol.

A "super-erupção" veio de uma das estrelas num sistema binário próximo conhecido como DG Canum Venaticorum, ou DG CVn, situado a cerca de 60 anos-luz de distância. Ambas as estrelas são anãs vermelhas tênues com 1/3 da massa e tamanho do Sol. Orbitam-se uma à outra a cerca de três vezes a distância média entre a Terra e o Sol, uma separação demasiado pequena para o Swift determinar qual das estrelas libertou a proeminência.

"Este sistema é pouco estudado porque não se encontrava na nossa lista de observação de estrelas capazes de produzir grandes proeminências," afirma Rachel Osten, astrônoma do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore, EUA, e cientista adjunta do projeto do telescópio espacial James Webb da NASA, agora em construção.

A maioria das estrelas situadas até 100 anos-luz do Sistema Solar são, como o Sol, de meia-idade. Mas mais ou menos um milhar de anãs vermelhas jovens nascidas noutros lugares vagueiam por esta região, e estas estrelas fornecem a melhor oportunidade para estudar detalhadamente a atividade de alta-energia que normalmente acompanha a juventude estelar. Estima-se que DG CVn nasceu há cerca de 30 milhões de anos, o que faz com que tenha menos de 0,7% da idade do Sistema Solar.

As estrelas produzem proeminências pela mesma razão que o Sol. Ao redor de regiões ativas da atmosfera de uma estrela, os campos magnéticos tornam-se torcidos e distorcidos. Tal como ao torcer e esticar um elástico, estes permitem com que os campos acumulem energia. Eventualmente um processo denominado reconexão magnética destabiliza os campos, resultando na libertação explosiva da energia armazenada que vemos como uma proeminência. A erupção emite radiação em todo o espectro electromagnético, desde o rádio, passando pelo visível, ultravioleta e raios X.

Às 18:07 do dia 23 de Abril (horário de Brasília), a onda crescente de raios X da super-erupção da DG CVn acionou o instrumento BAT (Burst Alert Telescope) do Swift. Poucos segundos depois da detecção de uma forte libertação de radiação, o BAT calcula a posição inicial, decide se a atividade merece ser investigada por outros instrumentos e, em caso afirmativo, envia a posição ao satélite. Neste caso, o Swift virou-se para observar a fonte em maior detalhe e, ao mesmo tempo, notificou os astrônomos em todo o mundo da existência de um poderoso evento em progresso.

"Durante cerca de três minutos após o alarme do BAT, o brilho da proeminência em raios X foi maior do que a luminosidade combinada de ambas as estrelas em todos os comprimentos de onda em condições normais," comenta Adam Kowalski, também de Goddard que lidera o estudo detalhado do evento. "As erupções deste tamanho, oriundas de anãs vermelhas, são muito raras."

O brilho da estrela no visível e no ultravioleta, medido tanto por observatórios terrestres como pelo telescópio óptico/ultravioleta do Swift, subiu 10 e 100 vezes, respectivamente. A produção inicial de raios X, medida pelo telescópio de raios X do Swift, arrasa a mais intensa atividade solar já registada.

As maiores explosões estelares são classificadas como extraordinárias, ou classe X, proeminências solares com base na sua emissão em raios X. "A maior proeminência solar já registada ocorreu em Novembro de 2003 e está classificada como X 45," explica Drake. "A proeminência de DG CVn, se fosse observada à mesma distância que a Terra está do Sol, teria sido cerca de 10.000 vezes mais poderosa, com uma classificação de aproximadamente X 100.000."

Mas ainda não tinha acabado. Três horas depois da explosão inicial, já numa fase decrescente de raios X, o sistema explodiu com outra proeminência quase tão intensa como a primeira.

Durante os 11 dias seguintes, o Swift detectou uma série de erupções sucessivamente mais fracas. Osten compara a sequência decrescente de proeminências com réplicas que se seguem após um grande sismo. Ao todo, a estrela demorou um total de 20 dias a voltar ao seu nível normal de emissão de raios X.

Como é que uma estrela com apenas 1/3 do tamanho do Sol consegue produzir uma erupção assim tão poderosa? O fator-chave é a sua rápida rotação, um ingrediente crucial para amplificar campos magnéticos. A estrela em DG CVn tem um período de rotação inferior a um dia, cerca de 30 vezes mais rápido que o do nosso Sol. O Sol também girava muito mais depressa na sua juventude e pode muito bem ter produzido as suas próprias super-proeminências mas, felizmente [para nós], parece já não ser capaz de o fazer.

Os astrônomos estão agora analisando os dados das proeminências de DG CVn para melhor compreender o evento em particular e as estrelas jovens no geral. Eles suspeitam que o sistema provavelmente desencadeia inúmeras erupções mais pequenas mas mais frequentes e planejam vigiar erupções futuras com a ajuda do Swift.

Fonte: NASA

Nuvem rodopiante no pólo de Titã é fria e tóxica

Cientistas que analisavam dados da missão Cassini da NASA descobriram que uma nuvem tóxica e gigante paira sobre o pólo sul da maior lua de Saturno, Titã, após a atmosfera aí ter arrefecido drasticamente.

© Cassini (vórtice no pólo sul de Titã)

Os cientistas descobriram que este vórtice polar gigante contém partículas geladas do composto tóxico cianeto de hidrogênio (HCN).

"A descoberta sugere que a atmosfera do hemisfério sul de Titã arrefece muito mais rapidamente do que esperávamos," afirma Remco de Kok do observatório Leiden e do instituto holandês para pesquisa espacial SRON, autor principal do estudo.

Titã é a única lua no Sistema Solar envolta numa atmosfera densa. Tal como o nosso planeta Terra, Titã tem estações. À medida que completa a sua órbita de 29 anos em torno do Sol, juntamente com Saturno, cada estação dura cerca de sete anos terrestres. A mudança sazonal mais recente ocorreu em 2009, quando o Inverno deu lugar à Primavera no hemisfério norte e o Verão passou para Outono no hemisfério sul.

Em Maio de 2012, enquanto era Outono no hemisfério sul de Titã, as imagens da Cassini revelaram uma enorme nuvem rodopiante, com várias centenas de quilômetros de diâmetro, que tomava forma por cima do pólo sul de Titã. Este vórtice polar parece ser um efeito da mudança de estação.

Um detalhe intrigante acerca da nuvem rodopiante é a sua altitude, cerca de 300 km por cima da superfície de Titã, onde os cientistas pensavam que a temperatura era demasiado quente para a formação de nuvens. "Nós realmente não esperávamos ver uma nuvem tão grande e alta na atmosfera," comenta de Kok.

Com o desejo de compreender o que poderia dar origem a esta nuvem misteriosa, os cientistas analisaram as observações da Cassini e encontraram uma pista importante no espectro da luz solar refletida pela atmosfera de Titã.

O espectro divide a luz de um corpo celeste nas suas cores constituintes, revelando assinaturas dos elementos e moléculas presentes. O instrumento VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) da Cassini mapeia a distribuição dos compostos químicos na atmosfera de Titã e à sua superfície.

"A luz que vem do vórtice polar mostra uma notável diferença em relação a outras partes da atmosfera de Titã," realça de Kok. "Podemos ver claramente a assinatura das moléculas de HCN geladas."

Como um gás, o HCN está presente em pequenas quantidades na atmosfera rica em nitrogênio de Titã. A descoberta destas moléculas sobre a forma de gelo é surpreendente, pois o HCN pode condensar para formar partículas congeladas apenas se a temperatura atmosférica for de pelo menos 148 graus Celsius negativos. Isto é cerca de 100 graus Celsius mais frio do que as previsões dos modelos teóricos atuais da atmosfera superior de Titã.

Para verificar se tais temperaturas baixas são realmente possíveis, a equipe analisou as observações do instrumento CIRS (Composite Infrared Spectrometer) da Cassini, que mede a temperatura atmosférica em diferentes altitudes. Estes dados mostram que o hemisfério Sul de Titã tem arrefecido rapidamente, e que é possível atingir as temperaturas baixas necessárias para formar a nuvem tóxica gigante vista no pólo sul.

A circulação atmosférica vem atraindo grandes massas de gás para o sul desde a mudança de estação em 2009. À medida que o HCN se torna aí mais concentrado, as suas moléculas brilham em comprimentos de onda infravermelhos, arrefecendo o ar circundante no processo. Outro fator que contribui para este arrefecimento é a menor exposição à luz do Sol no hemisfério sul de Titã à medida que o Inverno se aproxima.

"Estes resultados fascinantes de um corpo cujas estações são medidas em anos em vez de meses, fornecem mais um exemplo da longevidade da incrível sonda Cassini e dos seus instrumentos," comenta Earl Maize, gestor do projeto Cassini no Jet Propulsion Laboratory da NASA. "Estamos ansiosos por novas revelações à medida que nos aproximamos do solstício de Verão no sistema de Saturno em 2017."

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: NASA