Estrelas e gases da Nebulosa da Galinha Fugitiva

Para alguns, ela se parece com uma galinha gigante correndo através do céu. Para outros, ela se parece com uma nebulosa gasosa, onde a formação de estrelas ocorre.

© Andrew Campbell (IC 2944)

Catalogada como IC 2944, a Nebulosa da Galinha Fugitiva abrange cerca de 100 anos-luz e está situada a 6.000 anos-luz de distância na direção da constelação do Centauro (Centaurus).

A imagem em destaque, mostrada em cores cientificamente atribuídas, foi captada recentemente em uma exposição de 11 horas a partir de um quintal perto de Melbourne, Austrália.

Dois aglomerados estelares são visíveis: o aglomerado da Pérola visto na extrema esquerda, e Collinder 249 incorporado no gás brilhante da nebulosa. Embora difícil de discernir aqui, várias nuvens moleculares escuras com formas distintas podem ser encontradas dentro da nebulosa.

Fonte: NASA

Sinal de radar descobre registro de idade do gelo na calota polar de Marte

Usando dados de radar obtidos pela sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA, os cientistas encontraram um registo da mais recente era glacial marciana gravada na calota polar norte do planeta.

© NASA/JPL/U. Arizona/R. Luk (calotas polares de Marte)

A imagem acima é uma perpetiva tridimensional simulada, criada com dados de imagem captados pelo instrumento THEMIS a bordo da sonda Mars Odyssey da NASA.

Os novos resultados estão de acordo com os modelos anteriores que indicam que um período glacial terminou há cerca de 400.000 anos atrás, bem como previsões sobre a quantidade de gelo acumulada nos polos desde então.

Os resultados ajudam a refinar os modelos do clima passado e futuro do Planeta Vermelho, permitindo com que os cientistas determinem como é que os gelos se movem entre os polos e as latitudes médias, e em que volumes.

Marte tem brilhantes calotas polares de gelo que são facilmente visíveis através dos telescópios terrestres. Uma cobertura sazonal de dióxido de carbono gelado e neve pode ser observada por cima dos polos durante o ano marciano. Durante o verão no hemisfério norte do planeta, a totalidade da restante calota polar é água gelada; a calota polar sul possui também água gelada, mas permanece coberta por uma camada relativamente fina de dióxido de carbono gelado mesmo até durante o verão no hemisfério sul.

Mas Marte também sofre variações na sua inclinação e na forma da sua órbita ao longo de centenas de milhares de anos. Estas mudanças provocam alterações substanciais no clima do planeta, incluindo idades do gelo. A Terra tem fases parecidas, mas menos variáveis, a que damos o nome ciclos de Milankovitch.

Os cientistas usaram dados do instrumento SHARAD (Shallow Subsurface Radar) a bordo da MRO para produzir imagens chamadas radargramas que são como fatias verticais que atravessam as camadas de gelo e poeira que compõem os depósitos polares de gelo marciano. Para o novo estudo, os pesquisadores analisaram centenas destas imagens para procurar variações nas propriedades das camadas.

Foi identificado um limite no gelo que se estende por toda a calota polar norte. Acima deste limite, as camadas acumularam-se muito rapidamente e uniformemente, em comparação com as camadas abaixo.

"As camadas nas centenas de metros superiores mostram características indicativas de um período de erosão, seguido por um período de rápida acumulação que ainda ocorre hoje," afirma Isaac Smith, cientista planetário e autor principal do estudo. Smith liderou o trabalho enquanto estava no SwRI (Southwest Research Institute) em Boulder, Colorado, EUA, mas está agora no Planetary Science Institute em Tucson, Arizona, EUA.

Na Terra, as idades do gelo surgem quando as regiões polares e altas latitudes tornam-se mais frias do que o normal durante milhares de anos, fazendo com que os glaciares cresçam a latitudes médias. Em contraste, a variedade marciana ocorre quando - como resultado do aumento da inclinação do planeta - os seus polos tornam-se mais quentes do que as latitudes mais baixas. Durante estes períodos, as calotas polares podem recuar e o vapor de água migra para mais perto do equador, formando gelo no solo e glaciares a latitudes médias. À medida que o período polar quente termina, o gelo polar começa a acumular-se novamente, enquanto o gelo desaparece das latitudes médias. Esta retirada e novo crescimento do gelo polar é exatamente o que Smith e colegas viram no registo revelado pelas imagens de radar do SHARAD.

Um aumento no gelo polar, seguido por uma idade do gelo a latitudes médias, é também aquilo esperado a partir de modelos climáticos que mostram como é que o gelo se move com base nas propriedades orbitais de Marte, especialmente a sua inclinação. Estes modelos preveem que a última idade do gelo de Marte terminou há aproximadamente 400.000 anos atrás, à medida que os polos começaram a arrefecer em relação ao equador. Os modelos sugerem que, desde então, os depósitos polares engrossaram cerca de 300 metros.

A unidade superior identificada por Smith e colegas atinge uma espessura máxima de 320 metros por toda a calota polar, o equivalente a uma camada global de gelo com 60 centímetros de espessura. Isto é, essencialmente, o mesmo valor indicado pelas previsões dos modelos feitos por outros pesquisadores em 2003 e 2007.

"Isto sugere que identificamos o registo do mais recente período glacial de Marte e o novo crescimento do gelo polar desde então. Com estas medições, podemos melhorar a nossa compreensão da quantidade de água que se move entre os polos e as outras latitudes, possibilitando saber mais sobre o clima marciano," comenta Smith.

Depois de 10 anos em órbita, a sonda MRO e os seus seis instrumentos científicos ainda estão em excelente forma. "A longevidade da missão permitiu-nos a melhor e mais completa cobertura radar dos polos de Marte," explica Richard Zurek, cientista do projeto da missão no Jet Propulsion Laboratory da NASA em Pasadena, Califórnia. "A nossa vida longa em órbita e as ferramentas tridimensionais de análise estão permitindo com que os cientistas desvendem a história climática do passado de Marte."

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

O olho de gato arregalado e profundo

A Nebulosa do Olho de Gato (NGC 6543) é uma das nebulosas planetárias mais conhecida no céu.

© Josh Smith (Nebulosa do Olho de Gato)

Seus contornos familiares são vistos na região central mais brilhante da nebulosa nesta impressionante vista de grande angular. Mas a imagem composta combina muitas exposições curtas e longas para também revelar o halo exterior extremamente fraco. A uma distância estimada de 3.000 anos-luz, o halo exterior tênue tem mais de 5 anos-luz de diâmetro. As nebulosas planetárias têm sido muito apreciadas como uma fase final na vida de uma estrela parecida com o Sol. Mais recentemente, algumas nebulosas planetárias são encontradas com halos como este, provavelmente formados de material rejeitado durante os episódios anteriores na evolução da estrela. Enquanto a fase de nebulosa planetária ocorre durante cerca de 10.000 anos, estima-se que a idade das porções filamentares exteriores deste halo têm 50.000 a 90.000 anos. Visível no lado esquerdo, cerca de 50 milhões de anos-luz além da nebulosa planetária vigilante, reside a galáxia espiral NGC 6552.

Fonte: NASA

A Grande Nebulosa da Carina

Uma joia do céu do hemisfério sul da Terra, a Grande Nebulosa da Carina, também conhecida como NGC 3372, se espalha por mais de 300 anos-luz, e é uma das maiores regiões de formação de estrelas da nossa galáxia.

© Peter Ward (NGC 3372)

Localizada mais ao norte da Grande Nebulosa de Órion, a Nebulosa da Carina é facilmente visível a olho nu, apesar de estar a uma distância de 7.500 anos-luz da Terra, cinco vezes mais distante do que a Nebulosa de Órion. Essa bela imagem telescópica mostrada acima revela detalhes impressionantes dos filamentos brilhantes da região de gás interestelar e de nuvens de poeira escuras. Mais vasto do que o tamanho angular da Lua Cheia, o campo de visão se espalha por mais de 300 anos-luz através da nebulosa. A Nebulosa da Carina é o lar de estrelas extremamente massivas e jovens, incluindo a ainda enigmática estrela variável Eta Carinae, uma estrela com mais de 100 vezes a massa do Sol. A estrela Eta Carinae é a estrela mais brilhante localizada perto do centro da imagem, um pouco a esquerda da empoeirada Nebulosa do Buraco de Fechadura (NGC 3324). Enquanto que a própria Eta Carinae esteja talvez na eminência de uma explosão de supernova, imagens em raios X indicam que a Grande Nebulosa da Carina tem sido uma incrível fábrica de supernovas.

Fonte: NASA

Pistas de como os buracos negros gigantes se formaram tão depressa

Usando dados dos Grandes Observatórios da NASA, os astrônomos descobriram as melhores evidências, até à data, das sementes cósmicas no Universo primordial que cresceram para buracos negros supermassivos.

© NASA/CXC/STScI (ilustração do colapso de uma nuvem de gás produzindo um buraco negro)

Os pesquisadores combinaram dados do Observatório de raios X Chandra, do Telescópio Espacial Hubble e do Telescópio Espacial Spitzer para identificar estas possíveis sementes de buracos negros.

"A nossa descoberta, se confirmada, explica como é que estes buracos negros monstruosos nasceram," afirma Fabio Pacucci da SNS (Scuola Normale Superiore) em Pisa, Itália, que liderou o estudo. "Nós encontramos evidências de que as sementes de buracos negros podem formar-se diretamente a partir do colapso de uma nuvem de gás gigante, saltando quaisquer passos intermediários."

Acredita-se que um buraco negro supermassivo habita no centro de quase todas as grandes galáxias, incluindo a nossa própria Via Láctea. Eles descobriram que alguns destes buracos negros supermassivos, que contêm milhões ou até bilhões de vezes a massa do Sol, formaram-se menos de um bilhão de anos após o início do Universo, o Big Bang.

Uma teoria sugere que as sementes de buracos negros foram construídas puxando gás dos seus arredores e por fusões de buracos negros menores, um processo que deveria levar muito mais tempo do que aquele determinado para os buracos negros que se formam rapidamente.

Estas novas descobertas sugerem, ao invés, que alguns dos primeiros buracos negros formaram-se durante o colapso de uma nuvem de gás, ignorando quaisquer outras fases intermediárias, tais como a formação e posterior destruição de uma estrela massiva.

"Há muita controvérsia no que toca ao percurso que estes buracos negros tomam," afirma Andrea Ferrara, também da SNS. "O nosso trabalho sugere que estamos caminhando para uma descoberta, onde os buracos negros começam grandes e crescem a um ritmo normal, em vez de começarem pequenos e crescerem a um ritmo muito rápido."

Os pesquisadores usaram modelos de computador de sementes de buracos negros combinados com um novo método para selecionar candidatos para estes objetos a partir de imagens de longa exposição do Chandra, Hubble e Spitzer.

A equipe encontrou dois candidatos fortes para as sementes de buracos negros. Ambos combinam com o perfil teórico dos dados infravermelhos, inclusive são objetos muito vermelhos e também emitem raios X detectados com o Chandra. As estimativas da sua distância sugerem que podem ter sido formados quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos.

"As sementes de buracos negros são extremamente difíceis de encontrar e a confirmação da sua detecção é muito complexa," afirma Andrea Grazian, do Instituto Nacional de Astrofísica na Itália. "No entanto, pensamos que a nossa pesquisa descobriu os dois melhores candidatos até o momento."

A equipe planeja obter mais observações em raios X e no infravermelho para verificar se estes objetos têm mais das propriedades esperadas para as sementes dos buracos negros. Os próximos observatórios, como o Telescópio Espacial James Webb e o E-ELT (European Extremely Large Telescope), vão ajudar nos estudos futuros através da detecção da luz de buracos negros mais distantes e pequenos. Os cientistas estão atualmente construindo a estrutura teórica necessária para interpretar os próximos dados, com o objetivo de encontrar os primeiros buracos negros do Universo.

As descobertas serão publicadas num artigo da próxima edição da revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: NASA

Tsunamis antigos em Marte revelam potencial para a vida

A forma geológica do que já foram linhas costeiras nas planícies norte de Marte convence os cientistas de que dois grandes meteoritos, que atingiram o planeta com milhões de anos de diferença, desencadearam um par de mega-tsunamis.

© NASA/JPL-Caltech (tsunamis criados por impactos de meteoritos no Valle Marineris em Marte)

Estas ondas gigantescas marcaram para sempre a paisagem marciana e produziram evidências de oceanos frios e salgados, conducentes à manutenção da vida.

"Há cerca de 3,4 bilhões de anos, um grande impacto de meteorito desencadeou a primeira onda de tsunami. Esta onda era composta por água líquida. Formou canais generalizados que transportaram a água de volta para o oceano," afirma Alberto Fairén, cientista visitante de Cornell e pesquisador principal do Centro de Astrobiologia de Madrid.

Os cientistas descobriram evidências de outro grande impacto de meteorito, que desencadeou uma segunda onda de tsunami. Nos milhões de anos entre os dois impactos e os seus mega-tsunamis associados, Marte passou por uma fria mudança climática, a água transformou-se em gelo. "O nível do mar recuou desde a sua linha costeira original para formar uma segunda linha costeira, porque o clima tornou-se significativamente mais frio," disse Fairén.

O segundo tsunami formou lóbulos arredondados de gelo. "Estes lóbulos congelaram no solo à medida que atingiam o seu ponto máximo de extensão e o gelo nunca mais voltou para o oceano, o que implica que o oceano estava, pelo menos, parcialmente congelado no momento," explica Fairén. "O nosso estudo fornece evidências bastante sólidas para a existência de oceanos muito frios no passado de Marte. É muito difícil imaginar praias californianas no passado de Marte, mas tente imaginar os Grandes Lagos num inverno particularmente frio e longo; essa poderá ser uma imagem mais exata da água que formava mares e oceanos."

Estes lóbulos gelados mantiveram as suas fronteiras bem definidas e as suas formas relacionadas com o fluxo, comenta Fairén, sugerindo que o antigo oceano gelado era salgado. "As águas salgadas e frias podem oferecer refúgio a vida em ambientes extremos, pois os sais ajudam a manter a água líquida... se a vida já existiu em Marte, estes lóbulos gelados do tsunami são excelentes candidatos para a procura de bioassinaturas," conclui.

O trabalho foi publicado na Scientific Reports, uma publicação da revista Nature.

Fonte: Cornell University

Detectada a galáxia mais débil do início do Universo

Uma equipe internacional de cientistas detectou e confirmou a menor galáxia do Universo primordial através do observatório W. M. Keck no cume do Maunakea no Havaí.

© W. M. Keck Observatory/M. Bradáč (espectros da fonte)

A imagem colorida acima do aglomerado foi efetuada com o telescópio espacial Hubble através de três filtros diferentes que foram combinados para fazer uma imagem RGB. Na inserção, são vistos três espectros do sistema fotografado. Eles têm picos no mesmo comprimento de onda, mostrando que eles pertencem a uma mesma fonte.

Além de usar o telescópio mais poderoso do mundo, a equipe contou com lentes gravitacionais para ver o objeto incrivelmente fraco nascido logo após o Big Bang, observando uma galáxia como era há 13 bilhões de anos atrás.

A detecção foi feita usando o instrumento DEIMOS montado no telescópio de 10 metros do Keck II, e foi possível graças a um fenômeno previsto por Einstein em que um objeto é ampliado pela gravidade de outro objeto que está entre ele e o observador. Neste caso, a galáxia estava atrás do aglomerado de galáxias MACS2129.4-0741, que é enorme o suficiente para criar três imagens diferentes do objeto.

"Os telescópios do obervatório Keck são simplesmente os melhores do mundo para este trabalho," disse Marusa Bradáč, uma professora da Universidade da Califórnia, que liderou a equipe. "Seu poder, associado à força gravitacional de um conjunto massivo de galáxias, permite-nos ver realmente onde nenhum ser humano tenha visto antes."

"Por causa de serem vistos três deles com características exatamente idênticas, isso significa que a galáxia foi inflluenciada pelo efeito da lente gravitacional, " disse Marc Kassis, astrônomo do observatório Keck.

A galáxia encontra-se perto do final da época de reionização, um momento no início do Universo onde a maior parte do gás hidrogênio existente estre as galáxias estava passando pela transição de um gás neutro para um mais ionizado, que possibilitou acender as estrelas pela primeira vez.

"Temos agora boas restrições sobre quando o processo de reionização termina, pelo desvio para o vermelho em torno de 6 ou 12,5 bilhões de anos atrás, mas nós ainda não sabemos muitos detalhes sobre como isso aconteceu," disse Kuang-Han Huang da Universidade da Califórnia. "A galáxia detectada em nosso trabalho é provavelmente um membro da população de galáxias tênues que impulsionam o processo de reionização".

Esta galáxia possui uma massa estelar muito baixa, com apenas 1% da Via Láctea. Esta galáxia muito pequena e distante pode ajudar a compreender o processo de reionização, e as lentes gravitacionais são ferramentas essenciais para desvendar como era o Universo no seu início.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: W. M. Keck Observatory

IC 5067 na Nebulosa do Pelicano

O cume proeminente de emissão apresentado nesta nítida paisagem cósmica colorida é catalogado como IC 5067.

© Subaru/Roberto Colombari (IC 5067)

Parte de uma nebulosa de emissão de maior porte com uma forma distinta, popularmente chamada de Nebulosa do Pelicano, o cume se estende por cerca de 10 anos luz, seguindo a curva da cabeça e pescoço de um pelicano cósmico.

Esta visão de cores falsas traduz também o brilho penetrante das linhas de emissão estreitas originadas de átomos na nebulosa, mostrados em uma paleta de cores que se tornou popular em imagens do telescópio espacial Hubble, evidenciando regiões de formação de estrelas.

As fantásticas formas escuras que habitam esse campo largo de 1/2 grau são nuvens de gás frio e poeira esculpidas pelos ventos e radiação de estrelas quentes e massivas.

Imagens ampliadas de algumas das nuvens esculpidas mostram sinais claros de estrelas recém-formadas.

A Nebulosa do Pelicano está localizada a 2.000 anos luz da Terra. Para encontrá-la, procure a brilhante estrela Deneb na direção da constelação de Cygnus.

Fonte: NASA

Novas descobertas nos discos de restos

Com o auxílio de 39 das 66 antenas do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), situado a 5.000 metros de altitude no planalto do Chajnantor nos Andes chilenos, os astrônomos conseguiram detectar monóxido de carbono (CO) no disco de restos situado em torno de uma estrela de tipo F.

© ESO/ALMA (HD 181327)

Embora o monóxido de carbono seja a segunda molécula mais comum no meio interestelar, depois do hidrogénio molecular, esta é a primeira vez que foi detectado CO em torno de uma estrela deste tipo. A estrela, chamada HD 181327, é um membro do grupo em movimento Beta Pictoris, localizado a quase 170 anos-luz de distância da Terra.

Até agora, a presença de CO tinha sido apenas detectada em torno de algumas estrelas de tipo A, as quais são substancialmente mais massivas e luminosas que a HD 181327. Utilizando a excelente resolução espacial e sensibilidade oferecidas pelo observatório ALMA, os astrônomos foram agora capazes de capturar este extraordinário anel de gás e mapear a densidade de CO no interior do disco.

O estudo de discos de restos é um dos modos de caracterizar sistemas planetários e os resultados da formação planetária. Descobriu-se que o gás de CO se encontra no mesmo local que os grãos de poeira no anel de restos e que este gás  foi produzido recentemente.

Colisões destrutivas de planetesimais gelados existentes no disco são fontes possíveis do reabastecimento contínuo de gás de CO. Para que haja colisões nos discos de restos é normalmente necessário que os corpos gelados sofram perturbações gravitacionais por parte de objetos maiores, de modo a atingirem velocidades de colisão suficientes. Adicionalmente, a composição de CO encontrada nos planetesimais gelados do disco é consistente com a dos cometas do nosso Sistema Solar. Esta possível segunda origem para o gás de CO sugere que os cometas gelados possam ser comuns em torno de estrelas semelhantes ao nosso Sol, o que tem fortes implicações para a adaptabilidade da vida em exoplanetas do tipo terrestre.

Estes resultados foram publicados num artigo intitulado “Exocometary gas in the HD 181327 debris ring” na revista da especialidade Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

LL Orionis: quando ventos cósmicos colidem

O que teria criado este grande arco no espaço?

© Hubble (LL Orionis)

Esta graciosa estrutura arqueada é, na verdade, um arco de choque com cerca de meio ano-luz de diâmetro, criado quando o vento da jovem estrela LL Orionis colide com o fluxo da Nebulosa de Órion.

À deriva no nascedouro estelar de Órion, e ainda em seus anos de formação, a estrela variável LL Orionis produz um vento mais energético do que o vento de nosso Sol de meia idade.
À medida  que o veloz vento estelar vai em direção ao gás em movimento lento, forma-se uma frente de choque, análoga à onda de um remo em uma barco movendo-se pela água, ou um avião viajando a velocidade supersônica.
O gás mais lento está fluindo do quente aglomerado estelar central da Nebulosa de Órion, o Trapézio, localizado fora da borda inferior direita da imagem. Em três dimensões, a envolvente onda de choque de LL Orionis tem a forma de uma tijela que parece mais brilhante quando vista ao longo da borda "inferior".
O complexo nascedouro estelar em Órion mostra uma miríade de formas fluidas similares associadas à formação estelar, incluindo o arco de choque circundando uma esmaecida estrela no alto, à direita. Parte de um mosaico que cobre a Grande Nebulosa em Órion, esta imagem colorida composta foi registrada em 1995 pelo telescópio espacial Hubble.

Fonte: NASA

Novo retrato de Marte obtido pelo Hubble

Calotas polares brilhantes e geladas, e nuvens por cima de uma paisagem da cor da ferrugem, mas vívida, revelam Marte como um planeta sazonal e dinâmico nesta imagem captada pelo telescópio espacial Hubble da NASA no dia 12 de maio de 2016, quando Marte estava a 80,4 milhões de quilômetros da Terra.

© Hubble (Marte)

A imagem do Hubble revela detalhes tão pequenos quanto 32 a 48 km de comprimento.

A grande região escura na seção direita extrema é Syrtis Major Planitia, uma das primeiras características identificadas à superfície do planeta por observatórios do século XVII. Christiaan Huygens usou esta característica para medir a rotação de Marte (um dia marciano corresponde a aproximadamente 24 horas e 37 minutos). Hoje sabemos que Syrtis Major é um antigo e inativo vulcão escudo. Na imagem, as nuvens ao final da tarde cercam o seu pico.

Uma grande característica oval a sul de Syrtis Major é a brilhante bacia Hellas Planitia. Com mais ou menos 1.770 km de diâmetro e 8 de profundidade, foi formada há cerca de 3,5 bilhões de anos atrás pelo impacto de um asteroide.

A área laranja no centro da imagem é Arabia Terra, uma vasta região de terras altas no norte de Marte que cobre aproximadamente 4.500 km. A paisagem está densamente craterada e fortemente erodida, indicando que poderá estar entre os terrenos mais antigos do planeta. Gargantas de rios secos (demasiado pequenas para serem vistas aqui) serpenteiam pela região e desaguam nas grandes planícies norte.

A sul de Arabia Terra, correndo de leste para oeste ao longo do equador, encontram-se as características escuras e longas conhecidas como Sinus Sabaeus (a leste) e Sinus Meridiani (a oeste). Estas regiões mais escuras estão cobertas por rocha escura e depósitos de areia fina "moída" por fluxos de lava antigos e outras características vulcânicas. Estes grãos de areia são mais grosseiros e menos refletivos do que a poeira fina que dá às regiões mais brilhantes de Marte a sua aparência avermelhada. Os primeiros observadores de Marte mapearam estas regiões.

Por cima da região polar sul encontra-se um manto enorme de nuvens. A calota polar norte recuou para um tamanho comparativamente pequeno porque nesse hemisfério o verão está chegando ao fim. O Hubble fotografou uma nuvem lateral e fina da tarde que se prolongava por pelo menos 1.600 km a latitudes médias a norte. As primeiras nuvens e névoas da manhã estendem-se ao longo do limbo ocidental.

Este hemisfério de Marte contém os locais de pouso de várias missões robóticas da NASA, incluindo a Viking 1 (1976), a Mars Pathfinder (1997) e o ainda operacional rover Opportunity. Os locais de pouso dos rovers Spirit e Curiosity estão localizados no outro lado do planeta.

Esta observação foi feita apenas alguns dias antes de Marte alcançar a oposição de dia 22 de maio, quando o Sol e Marte estarão exatamente nos lados opostos da Terra, e quando Marte estiver a uma distância de 75,3 milhões de quilômetros. Marte é especialmente fotogênico durante a oposição porque pode ser visto totalmente iluminado pelo Sol a partir da Terra.

As aproximações bienais entre Marte e a Terra não são todas iguais. A órbita de Marte em torno do Sol é marcadamente elíptica; as aproximações à Terra podem variar entre os 56,3 e os 101,3 milhões de quilômetros.

Ocorrem porque a cada dois anos a órbita da Terra "alcança" a órbita de Marte, alinhando o Sol, a Terra e Marte numa linha reta, de modo que Marte e o Sol estão em lados "opostos" da Terra. Este fenômeno é o resultado da diferença de períodos orbitais entre a órbita da Terra e a órbita de Marte. Enquanto a Terra demora os normais 365 dias a completar uma volta em torno do Sol, Marte leva 687 dias terrestres a fazer uma volta em torno da nossa estrela. Como resultado, a Terra completa quase duas órbitas completas no tempo que Marte leva a fazer apenas uma, resultando na ocorrência de oposições de Marte mais ou menos a cada 26 meses.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Cinturão de cometas ao redor de sistema multiplanetário

Usando o observatório ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no Chile, os astrónomos fizeram a primeira imagem de alta-resolução do cinturão de cometas (uma região análoga ao Cinturão de Kuiper no nosso próprio Sistema Solar, onde Plutão e muitos outros objetos mais pequenos se encontram) em torno de HR 8799, a única estrela onde vários planetas foram fotografados diretamente.

© NRAO/ESO/NAOJ/ALMA (estrela HR 8799)

A imagem acima obtida pelo ALMA mostra a estrela HR 8799 (centro) e dos seus arredores. A inserção mostra a estrela e os quatro exoplanetas observados diretamente. O disco, juntamente com as suas irregularidades recentemente descobertas, pode ser visto em tons de azul. A linha branca indica uma distância de 100 UA (unidade astronômica), em que 1 UA é a distância média entre a Terra e o Sol.

A forma deste disco de poeira, particularmente a sua orla interna, é surpreendentemente inconsistente com as órbitas dos planetas, sugerindo que ou mudaram de posição com o passar do tempo ou que existe pelo menos mais um planeta ainda por descobrir.

"Estes dados permitem-nos ver, pela primeira vez, a margem interna deste disco," explica Mark Booth da Pontificia Universidad Católica do Chile e autor principal do estudo. "Ao estudarmos as interações entre os planetas e o disco, esta nova observação mostra que ou os planetas que vemos já tiveram órbitas diferentes no passado, ou que existe pelo menos um outro planeta no sistema que é demasiado pequeno para ser detectado."

O disco, que cobre uma região entre 150 a 420 vezes a distância Sol-Terra, é produzido pelas colisões de corpos cometários nos confins deste sistema estelar. O ALMA foi capaz de obter imagens da emissão de pedaços de detritos milimétricos no disco; segundo os cientistas, o pequeno tamanho destes grãos de poeira sugere que os planetas no sistema são maiores que Júpiter. As observações anteriores com outros telescópios não detectaram esta discrepância no disco.

Não se sabe se esta diferença é devida à baixa resolução das observações anteriores ou se devida aos diferentes comprimentos de onda que são sensíveis aos diferentes tamanhos dos grãos, que seriam distribuídos de forma ligeiramente diferente. A HR 8799 é uma estrela jovem com aproximadamente 1,5 vezes a massa do Sol localizada a 129 anos-luz da Terra na direção da constelação de Pégaso.

"Esta é a primeira vez que um sistema multiplanetário com poeira em órbita é fotografado, permitindo a comparação direta com a formação e dinâmica do nosso próprio Sistema Solar," explica Antonio Hales, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory) em Charlottesville, no estado americano de Virginia.

Os seus resultados foram divulgados num artigo publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Primeiros dados científicos de objeto pós-Plutão

Aproximando-se de uma possível missão prolongada enquanto acelera pelo espaço profundo, a sonda New Horizons já observou duas vezes o objeto 1994 JR1, um objeto do Cinturão de Kuiper com 145 km de diâmetro que orbita a mais de 5 bilhões de quilômetros do Sol.

 

  © NASA/JHUAPL/SwRI (movimento do objeto 1994 JR1)

As primeiras duas de 20 observações que a New Horizons fez de 1994 JR1 em abril de 2016. O objeto do Cinturão de Kuiper é o ponto que se move, indicado pela seta. Os pontos que não se movem são estrelas de fundo. A característica em cima e à esquerda é o reflexo interno da câmara (uma espécie de selfie), provocado pela iluminação de uma estrela muito brilhante mesmo para além do campo de visão do instrumento LORRI (Long Range Reconnaissance Imager); mostra os três braços que suportam o espelho secundário do LORRI.

Os membros da equipe científica usaram estas observações para revelar novos fatos acerca deste remanescente distante do início do Sistema Solar.

Captadas com o instrumento LORRI da sonda nos dias 7 e 8 de abril, a uma distância de 111 milhões de quilômetros, as imagens quebram o próprio recorde da sonda para as imagens mais próximas de sempre deste KBO, em novembro de 2015, quando a New Horizons detetou JR1 a 280 milhões de quilômetros de distância.

Simon Porter, membro da equipe científica da New Horizons e do SwRI (Southwest Research Institute) em Boulder, no estado americano do Colorado, disse que as observações contêm vários achados valiosos. "A combinação das observações de novembro de 2015 com as de abril de 2016 permitiu-nos identificar a localização de JR1 até 1.000 km, muito melhor do que qualquer outro KBO pequeno," acrescentando que a órbita mais precisa também permite com que uma teoria seja dissipada, sugerida há vários anos atrás, de que JR1 era um possível satélite de Plutão.

Do ponto de vista das observações de abril de 2016, também foi determinado o período de rotação do objeto, observando as mudanças na luz refletida da superfície de JR1 para determinar que completa uma rotação a cada 5,4 horas. "É relativamente rápido para um KBO," afirma John Spencer, membro da equipe científica, também do SwRI.

Spencer acrescentou que estas observações são um grande treino para possíveis olhares, de perto, de aproximadamente outros 20 KBO ainda mais antigos que podem surgir durante os próximos anos, caso a NASA aprove a extensão da missão. A New Horizons passou pelo sistema de Plutão no dia 14 de julho de 2015, fazendo as primeiras observações, de perto, do planeta anão e das suas cinco luas. A nave dirige-se para mais uma passagem rasante por outro objeto do Cinturão de Kuiper, 2014 MU69, a realizar-se no dia 1 de janeiro de 2019.

Fonte: NASA

Ocultações estelares pela atmosfera de Plutão

Cientistas da equipe da New Horizons da NASA dizem que a sonda conseguiu observar as primeiras ocultações de estrelas ultravioletas pela atmosfera de Plutão, uma meta importante da missão.

© NASA/JHUAPL/SwRI (ilustração da passagem de duas estrelas atrás de Plutão)

Esta ilustração mostra como o espectrômetro Alice da New Horizons "observou" a passagem de duas estrelas por trás de Plutão e da sua atmosfera. A luz de cada estrela diminuiu enquanto passava por camadas cada vez mais profundas da atmosfera, absorvida por vários gases e neblinas.

Estes dados, armazenados na memória digital da New Horizons desde o encontro do último verão e só recentemente transmitidos para a Terra, confirmam várias grandes descobertas sobre a atmosfera de Plutão.

Aproximadamente quatro horas depois da maior aproximação da New Horizons por Plutão, no dia 14 de julho de 2015, quando estava aproximadamente 320.000 km para lá do planeta anão, o espectrômetro ultravioleta Alice a bordo da sonda captou a passagem de duas estrelas ultravioletas brilhantes por trás de Plutão e da sua atmosfera. A luz de cada estrela diminuiu enquanto passava pelas camadas cada vez mais profundas da atmosfera de Plutão, absorvida por vários gases e neblinas.

Tal como a ocultação solar que o espectrômetro Alice observou meras horas antes, quando usou a luz solar para fazer observações parecidas, estas ocultações estelares forneceram informações acerca da composição e estrutura da atmosfera de Plutão. Ambas as ocultações estelares revelaram impressões digitais espectrais de nitrogênio, hidrocarbonetos como metano e acetileno, e até mesmo neblina, como a ocultação solar pouco tempo antes.

Os resultados da ocultação solar e das duas ocultações estelares também são consistentes em termos de pressão vertical e estrutura de temperatura da atmosfera superior de Plutão. Isto significa que os perfis verticais da atmosfera superior de nitrogênio, metano e os hidrocarbonetos observados são semelhantes ao longo de muitas localizações em Plutão.

Estes resultados confirmam os achados da ocultação solar do instrumento Alice, que a temperatura da atmosfera superior é 25% mais fria e, portanto, mais compacta do que os cientistas previram antes do encontro da New Horizons. Isto também confirma, ainda que indiretamente, o resultado da análise e modelagem da observação solar de que a velocidade de fuga do nitrogênio é cerca de 1.000 vezes menor do que o esperado antes do voo rasante.

Fonte: NASA

Um belo exemplo de ornamentação estelar

Nesta imagem obtida com o Very Large Telescope (VLT) do ESO, a luz emitida por estrelas azuis resplandecentes energiza o gás que restou da sua recente formação.

© ESO/VLT (nebulosa de emissão LHA 120-N55)

O resultado é esta colorida nebulosa de emissão, chamada LHA 120-N55, na qual as estrelas se encontram “adornadas” por um manto de gás brilhante. Os astrônomos estudam este tipo de fenômeno para aprender mais sobre as condições existentes nos locais onde novas estrelas se desenvolvem.

A LHA 120-N55, ou N55 como é normalmente conhecida, é uma nuvem de gás brilhante situada na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea localizada a cerca de 163 mil anos-luz de distância. A N55 situa-se no interior de uma enorme concha, ou superbolha, chamada LMC 4. As superbolhas, muitas vezes com centenas de anos-luz de dimensão, formam-se quando ventos fortes lançados por estrelas recém formadas e ondas de choque de explosões de supernovas trabalham em uníssono, soprando para longe a maioria do gás e poeira que originalmente as rodeava e criando assim enormes cavidades em forma de bolha.

O material possibilitou a N55 sobreviver como um pequeno envelope de restos de gás e poeira. É agora uma nebulosa isolada no interior da superbolha. Houve também um grupo de estrelas brilhantes azuis e brancas, denominado LH 72, que conseguiu se formar centenas de milhões de anos após os eventos que originalmente “sopraram” esta bolha. As estrelas de LH 72 têm apenas alguns milhões de anos de idade, não tendo por isso contribuído para esvaziar o espaço em torno de N55. Estas estrelas representam sim, o segundo episódio de formação estelar na região.

O recente aumento da população de estrelas também explica as cores evocativas que rodeiam as estrelas da imagem. A intensa radiação emitida pelas potentes estrelas azuis-esbranquiçadas está retirando os elétrons dos átomos de hidrogênio próximo que se encontra em N55, fazendo com que o gás brilhe no óptico com um característico tom rosado. Os astrônomos reconhecem esta assinatura do gás de hidrogênio brilhante em todas as galáxias como um sinal de formação estelar recente.

Embora as coisas pareçam por agora calmas na região de formação estelar N55, esperam-se enormes mudanças. Daqui a milhões de anos, algumas das estrelas mais massivas e brilhantes da associação estelar LH 72 irão explodir sob a forma de supernovas, espalhando assim o conteúdo de N55. De fato, irá ser soprada uma bolha no interior da superbolha e o ciclo de finais e inícios estrelados continuará nesta vizinhança próxima da nossa Galáxia.

Fonte: ESO

Pequena galáxia azul pode fornecer pistas sobre o Big Bang

A imagem abaixo mostra um amontoado de estrelas, uma galáxia que contém os níveis mais baixos de elementos pesados já detectados nesse tipo de conjunto de estrelas.

© Hubble (galáxia AGC 198691)

A maior parte dos objetos visíveis no Universo, como as estrelas, as galáxias, as nuvens de poeira interestelares, estão na forma de hidrogênio e hélio. Astrônomos encontraram a galáxia mais pobre em metal já descoberta, uma galáxia azul apagada, localizada a somente 30 milhões de anos-luz de distância da Terra e localizada na direção da constelação de Leão Menor. Essa galáxia pode fornecer novas pistas e ideias sobre o Big Bang.

Essa galáxia tem o nome oficial de AGC 198691, mas foi apelidada de Leoncino, ou O Pequeno Leão. O astrônomo John Salzer da Universidade de Indiana, disse que “Encontrar uma galáxia pobre em metal é muito animador, já que isso poderia contribuir para um teste quantitativo do Big Bang. Existem poucas maneiras de explorar as condições do nascimento do Universo, mas as galáxias pobres em metal, estão entre os métodos mais promissores,” disse o astrônomo John Salzer da Universidade de Indiana.

Isso acontece, pois no modelo atualmente aceito do Big Bang, o evento que os astrônomos acreditam tenha criado o Universo, é possível fazer uma previsão sobre a quantidade de hélio e de hidrogênio gerado no momento do Big Bang. A baixa abundância de metal é essencialmente um sinal que uma atividade estelar muito baixa aconteceu, se comparado com a maior parte das galáxias, ou seja, a galáxia é relativamente original. Assim, a razão de átomos em galáxias pobres em metal fornece um teste direto do atual modelo do Big Bang.

A constituição elementar das galáxias pobres em metal é bem próxima da constituição do Universo no seu início.

Entretanto, para encontrar essas galáxias pobres em metal é preciso olhar para longe daqui. A nossa própria Via Láctea é uma fonte pobre de dados devido ao alto nível de elementos mais pesados, criados com o tempo pelo processamento estelar, onde as estrelas forjam elementos mais pesados por meio da nucleossíntese e então redistribuem esses átomos de volta na galáxia quando elas explodem em supernovas.

A Leoncino, é considerada uma galáxia do Universo local, uma região do espaço dentro de um raio de cerca de 1 bilhão de anos-luz da Terra. Estima-se que nessa região próxima do espaço, existam milhões de galáxias, das quais somente uma pequena porção tem sido catalogada.

Uma galáxia pobre em metal foi reconhecida anteriormente em 2005, porém a Leoncino tem uma abundância de metais 29% menor do que essa outra galáxia.

Além dos níveis baixos de elementos pesados, a Leoncino é única em outros aspectos. Ela é considerada uma galáxia anã, com somente 1.000 anos-luz de diâmetro e milhões de estrelas. A Via Láctea, só por comparação, contém entre 200 a 400 bilhões de estrelas. A Leoncino é uma galáxia azulada, devido à presença de estrelas quentes recém-formadas, mas é surpreendentemente apagada, com o nível de luminosidade mais baixo já observado para esse tipo de sistema. As galáxias pobres em metal são extremamente raras e sua exploração é muito importante para compreendê-las.

Fonte: Indiana University

Detritos em expansão de uma explosão estelar

Em 1572, a estrela que explodiu para criar este remanescente de supernova era tão brilhante que até se via de dia.

© Chandra/DSS/VLA (evolução do remanescente de supernova de Tycho)

E apesar de não ter sido a primeira ou a única pessoa a observar este espetáculo estelar, o astrônomo dinamarquês Tycho Brahe escreveu um livro sobre as suas extensas observações do evento, ficando assim o astro com o seu nome.

Nos tempos modernos, os astrônomos têm observado o campo de destroços desta explosão, que é hoje conhecido como remanescente de supernova de Tycho, usando dados do observatório de raios X Chandra da NASA, do VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e muitos outros telescópios. Atualmente, é conhecido que o remanescente de Tycho foi criado pela explosão de uma anã branca, tornando-se parte da chamada classe de supernovas do Tipo Ia, usadas para acompanhar a expansão do Universo.

Dado que grande parte do material arremessado para fora da estrela moribunda foi aquecido por ondas de choque, parecidas com os estrondos sônicos dos aviões supersônicos, passando por ele, o remanescente brilha fortemente em raios X. Agora, foram usadas observações do Chandra de 2000 a 2015 para criar o filme mais longo da evolução de raios X do remanescente Tycho ao longo do tempo, usando cinco imagens diferentes. Esta mostra que a expansão da explosão ainda continua cerca de 450 anos mais tarde, a partir do ponto de vista da Terra a cerca de 10.000 anos-luz de distância.

Combinando dados de raios X com mais ou menos 30 anos de observações no rádio pelo VLA, foi produzido também um filme, usando três imagens diferentes. Foram utilizados estes dados de raios X e rádio para aprender mais sobre esta supernova e sobre o seu remanescente.

 

  © NSF/NRAO/VLA (expansão do remanescente de supernova de Tycho)

Os pesquisadores mediram a velocidade da onda de choque em muitos locais diferentes do remanescente. O grande tamanho do remanescente permite a medição deste movimento com uma precisão relativamente elevada. Embora o remanescente seja aproximadamente circular, existem diferenças claras na velocidade da onda de choque em diferentes regiões. A velocidade nas direções inferior e inferior direita é cerca de duas vezes maior do que a velocidade nas direções superior e superior esquerda. Esta diferença já tinha sido vista em observações anteriores.

Esta gama de velocidades no movimento externo da onda de choque é provocada por diferenças na densidade do gás que rodeia o remanescente de supernova. Isto provoca um deslocamento na posição do local da explosão em relação ao centro geométrico, determinado pela localização do centro no remanescente circular. Os astrónomos descobriram que o deslocamento corresponde a cerca de 10% do raio atual do remanescente, para cima e para a esquerda do centro geométrico. A equipe também descobriu que a velocidade máxima da onda de choque é de cerca de 19,3 milhões de quilômetros por hora.

Deslocamentos como este, entre o centro da explosão e o centro geométrico, podem também existir em outros remanescentes de supernova. A compreensão da posição do centro da explosão para as supernovas do Tipo Ia é importante porque limita a região de pesquisa de uma estrela sobrevivente companheira. Qualquer estrela sobrevivente ajudaria a identificar o mecanismo de gatilho da supernova, mostrando que a anã branca puxou material da estrela companheira até atingir uma massa crítica e explodir. A ausência de uma estrela companheira favorece o outro mecanismo de gatilho, em que duas anãs brancas se fundem fazendo com que a massa crítica seja ultrapassada, não deixando nenhuma estrela para trás.

O deslocamento significativo do centro da explosão em relação ao centro geométrico do remanescente é um fenômeno relativamente recente. Para as primeiras centenas de anos do objeto, o choque da explosão foi tão poderoso que a densidade do gás por onde passava não afetava o seu movimento. A discrepância de densidades, do lado esquerdo para o lado direito, aumentou à medida que a onda de choque se deslocava para fora, fazendo com que o deslocamento da posição entre o centro da explosão e o centro geométrico crescesse com o tempo. Por isso, se os astrônomos futuramente fizerem a mesma observação, daqui a 1.000 anos, devem encontrar um deslocamento muito maior.

O artigo que descreve estes resultados foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A nebulosa de Órion no visível e infravermelho

A grande nebulosa em Órion (M42, NGC 1976) é um lugar colorido.

© Spitzer/Observatório Siding Spring/Oliver Czernetz (nebulosa de Órion)

Visível a olho nu, ela aparece como uma pequena mancha difusa na constelação de Órion. Em longa exposição, as imagens em vários comprimentos de onda da nebulosa de Órion mostram um local movimentado de estrelas jovens, gás quente e poeira escura. Esta composição digital caracteriza não apenas três cores da luz visível, mas quatro cores da luz infravermelha obtida pelo telescópio espacial Spitzer da NASA. O brilho por trás da nebulosa de Órion (M42) é o Trapézio, um aglomerado estelar aberto de recente formação, devido ao asterismo das suas quatro estrelas principais, que são as mais brilhantes da nebulosa. Muitas das estruturas filamentosas visíveis são na verdade ondas de choque, que se movem com rapidez encontrando com o gás da nebulosa. A nebulosa de Órion se estende por cerca de 40 anos-luz e está localizado a cerca de 1.500 anos-luz de distância no mesmo braço espiral de nossa galáxia.

Fonte: NASA

Nuvens da Nebulosa Carina

Que formas obscuras espreitam as brumas da Nebulosa Carina?

© John Ebersole (Nebulosa Carina)

As formas sinistras são na realidade nuvens moleculares, nós de gás molecular e poeira tão espessos que se tornaram opacos. No entanto, se comparadas com a atmosfera da Terra, estas nuvens são tipicamente muito menos densas. A imagem acima mostra o núcleo da Nebulosa Carina, uma parte onde as nuvens de gás escuras e coloridas e poeira são particularmente proeminentes. A imagem foi captada no mês passado no observatório Siding Spring na Austrália. Embora a nebulosa é composta predominantemente de gás hidrogênio (em verde), foram atribuídas cores de modo que a luz emitida por vestígios de enxofre e oxigênio aparecem em vermelho e azul, respectivamente. A Nebulosa Carina, catalogada como NGC 3372, se estende por mais de 300 anos-luz e está situada a 7.500 anos-luz de distância na constelação de Carina. Eta Carinae, a estrela mais energética da nebulosa, foi uma das estrelas mais brilhantes no céu na década de 1830, mas depois perdeu o brilho dramaticamente.

Fonte: NASA

Missão Kepler anuncia a maior coleção de planetas já descoberta

A missão Kepler da NASA verificou 1.284 novos planetas, a maior descoberta de planetas até à data.

© NASA/W. Stenzel (ilustração das descobertas planetárias realizadas pelo telescópio espacial Kepler)

"Este anúncio mais do que duplica o número de planetas confirmados pelo Kepler," afirma Ellen Stofan, cientista-chefe na sede da NASA em Washington, EUA. "Isto dá-nos esperança de que lá fora, ao redor de uma estrela muito parecida com a nossa, podemos, eventualmente, descobrir outra Terra."

A análise teve por base o catálogo de julho de 2015 composto por candidatos a planeta do telescópio espacial Kepler, que identificou 4.302 potenciais planetas. Para 1.284 dos candidatos, a probabilidade de ser planeta é superior a 99%, o mínimo necessário para receber o estatuto de "planeta". Outros 1.327 candidatos adicionais são provavelmente planetas reais, mas não atingem o patamar dos 99% e necessitam de estudos adicionais. Os restantes 707 são provavelmente outros fenômenos astrofísicos. Esta análise também validou 984 candidatos previamente verificados por outras técnicas.

"Antes do lançamento do telescópio espacial Kepler, nós não sabíamos se os exoplanetas eram raros ou comuns na Galáxia. Graças ao Kepler e à comunidade científica, sabemos agora que podem haver mais planetas do que estrelas," afirma Paul Hertz, diretor da Divisão de Astrofísica na sede da NASA. "Este conhecimento informa as missões futuras que serão necessárias para nos levar cada vez mais perto de descobrir se estamos sozinhos no Universo."

O Kepler captura os sinais discretos de planetas distantes, diminuições de brilho que ocorrem quando os planetas passam em frente, ou transitam, as suas estrelas; tal como o trânsito de Mercúrio pelo Sol ocorrido no último dia 9 de maio. Desde a descoberta dos primeiros planetas para além do nosso Sistema Solar, há mais de duas décadas, que os pesquisadores recorrem a um laborioso processo de verificação de suspeitos planetas.

No entanto, este último anúncio baseia-se num método de análise estatística que pode ser aplicado simultaneamente a muitos candidatos a planeta. Timothy Morton, pesquisador associado da Universidade de Princeton em Nova Jersey, EUA, utilizou uma técnica que atribui a cada candidato a planeta do Kepler uma porcentagem probabilística, o primeiro cálculo automatizado nesta escala, dado que as técnicas estatísticas anteriores se focaram apenas em subgrupos dentro da maior lista de candidatos a planeta identificados pelo Kepler.

"Podemos pensar dos candidatos a planeta como migalhas de pão," afirma Morton. "Se deixamos cair algumas migalhas grandes no chão, podemos apanhá-las uma a uma. Mas se derramamos um saco inteiro de migalhas pequenas, vamos precisar de uma vassoura. Esta análise estatística é a nossa vassoura."

No lote recém-validado de planetas, quase 550 podem ser planetas rochosos como a Terra, tendo por base o seu tamanho. Nove destes orbitam a sua estrela-mãe na zona habitável, o intervalo de distâncias a uma estrela onde os planetas podem ter temperaturas superficiais que permitem a existência de água líquida. Além destes nove, outros 21 exoplanetas já são conhecidos como membros deste grupo exclusivo.

"Eles dizem para não contar com os ovos que ainda estão dentro da galinha, mas é exatamente isto o que estes resultados nos permitem fazer com base nas probabilidades de a galinha pôr os ovos," afirma Natalie Batalha, cientista da missão Kepler no Ames Research Center da NASA em Moffett Field, no estado americano da Califórnia. "Este trabalho vai ajudar o Kepler a alcançar o seu pleno potencial, permitindo uma compreensão mais profunda do número de estrelas que abrigam planetas potencialmente habitáveis, planetas do tamanho da Terra, um número que é necessário para projetar missões futuras em busca de ambientes habitáveis e mundos com vida."

Dos cerca de 5.000 candidatos a planeta encontrados até à data, mais de 3.200 foram agora verificados e 2.325 foram descobertos pelo Kepler. Lançada em março de 2009, a missão Kepler é a primeira missão da NASA a encontrar planetas potencialmente habitáveis do tamanho da Terra. Durante quatro anos, o Kepler monitorou 150.000 estrelas numa única zona do céu, medindo as diminuições reveladoras no brilho estelar que podem ser produzidas por um planeta em trânsito. Em 2018, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA irá usar o mesmo método para estudar 200.000 estrelas próximas brilhantes à procura de planetas, com foco nas super-Terras e em exoplanetas do tamanho da Terra.

Um artigo científico sobre a coleção de planetas foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Ames Research Center

Estrela tem quatro mini-Netunos em ressonância orbital

Um sistema com quatro planetas, observado há vários anos atrás pelo telescópio Kepler, é verdadeiramente raro: os planetas, todos mini-Netunos situados perto da estrela, orbitam numa ressonância única bloqueada há bilhões de anos.

© W. Rebel/Wikimedia Commons (ressonância orbital dos quatro mini-Neptunos)

A cada três órbitas do planeta mais exterior, o segundo orbita quatro vezes, o terceiro seis vezes e o mais interior oito vezes.

Estas ressonâncias orbitais não são incomuns, o nosso próprio planeta anão, Plutão, orbita o Sol duas vezes durante o mesmo período que Netuno leva para completar três órbitas, mas uma ressonância entre quatro planetas não é muito comum.

Astrônomos da Universidade de Chicago e da Universidade da Califórnia, Berkeley, estão particularmente interessados neste sistema estelar porque pensa-se que os quatro planetas gigantes do nosso Sistema Solar - Júpiter, Saturno, Urano e Netuno - já tiveram órbitas ressonantes que foram perturbadas em algum lugar durante a sua história de 4,5 bilhões de anos.

De acordo com Howard Isaacson, astrônomo de Berkeley, o sistema Kepler-223 pode ajudar-nos a entender como o nosso Sistema Solar e outros sistemas estelares descobertos nas últimas décadas se formaram. Em particular, pode ajudar a resolver se os planetas ficam no mesmo lugar em que se formam ou se se movem para mais perto ou mais longe da estrela ao longo do tempo.

"Basicamente, este sistema é tão peculiar no modo em que está bloqueado em ressonâncias que sugere fortemente que a migração é o método pelo qual os planetas se formam, isto é, migrando para o interior depois de se formarem mais longe," afirma.

A missão Kepler da NASA revelou muitos cenários alternativos para a forma como os planetas se formam e migram num sistema planetário diferente do nosso.

"Antes de descobrirmos exoplanetas, pensávamos que cada sistema se formava como o nosso," explica Isaacson. "Graças ao Kepler, temos agora Júpiteres quentes, muitos planetas que estão mais perto da sua estrela que Mercúrio ou com um tamanho entre a Terra e Netuno.

Isaacson obteve um espectro de Kepler-223 em 2012 usando o espectrômetro HIRES (High-Resolution Echelle Spectrometer) acoplado ao telescópio Keck-1 de 10 metros situado no topo de Mauna Kea, Havaí. O espectro revelou uma estrela muito semelhante em tamanho e massa com o Sol, mas mais antiga, com mais de 6 bilhões de anos.

"Nós precisamos de saber o tamanho exato da estrela para fazer a análise dinâmica e de estabilidade, que envolve estimativas da massa dos planetas," comenta.

Sean Mills, estudante graduado da Universidade de Chicago, e seus colaboradores, usaram em seguida dados de brilho do telescópio Kepler para analisar como os quatro planetas bloqueiam a luz estelar e mudam as órbitas uns dos outros, inferindo assim os tamanhos e massas dos planetas. A equipe realizou simulações numéricas de migração planetária que poderia ter gerado a arquitetura atual do sistema.

"Exatamente como e onde se formam planetas é uma questão importante na ciência planetária," comenta Mills. "O nosso trabalho testa essencialmente um modelo de formação planetária para um tipo de planeta que não temos no nosso Sistema Solar." A ressonância pode ter sido criada em apenas 100.000 anos, à medida que cada planeta migrava para suficientemente perto dos outros para ser capturado. Os astrônomos suspeitam da existência de circunstâncias especiais que permitiram com que a ressonância persistisse por 6 milhões de anos.

"Estas ressonâncias são extremamente frágeis," afirma Daniel Fabricky da Universidade de Chicago. "Se corpos estavam voando ao redor e batendo uns nos outros, então teriam desalojado os planetas dessa ressonância."

Os cientistas suspeitam que os planetas gigantes do nosso Sistema Solar podem ter saído de ressonâncias parecidas com a de Kepler-223, possivelmente depois de interagir com inúmeros asteroides e planetas pequenos ou planetesimais. Outros processos, incluindo forças de maré que flexionam os planetas, também podem provocar a separação de ressonâncias.

"Muitos dos sistemas multiplanetários podem começar com uma cadeia de ressonâncias como esta, apesar de frágeis, o que significa que estas correntes normalmente se partem em longas escalas de tempo parecidas com aquelas inferidas para o Sistema Solar," conclui Fabrycky.

A descoberta foi relatada na edição online de 11 de maio da revista Nature.

Fonte: Universidade de Chicago e Universidade da Califórnia

Jatos de Encélado: surpresas na luz de uma estrela

Durante uma recente sessão de observação, a sonda Cassini da NASA viu uma estrela brilhante passando por trás da pluma de gás e poeira expelida da lua gelada de Saturno, Encélado.

 

© NASA/JPL-Caltech (pluma em Encélado)

A atração gravitacional de Saturno muda a quantidade de partículas expelidas a partir do polo sul da lua Encélado em diferentes pontos da sua órbita. Mais partículas tornam a pluma mais brilhante na imagem infravermelha à esquerda.

A observação conduziu a uma nova pista surpreendente sobre a incrível atividade geológica de Encélado: parece que pelo menos alguns dos jatos estreitos libertados a partir da superfície da lua são expelidos com mais fúria quando esta está mais longe de Saturno.

Exatamente como ou porque é que isto acontece está ainda longe de se saber com certeza, mas a observação fornece aos teóricos novas possibilidades para refletir sobre as voltas e reviravoltas da "canalização" que existe por baixo da superfície gelada da lua. Os cientistas estão ansiosos por descobrir tais pistas porque, por baixo da concha gelada de gelo, Encélado é um mundo oceânico que poderá abrigar ingredientes propícios à vida.

Durante os seus primeiros anos depois de chegar a Saturno em 2004, a Cassini descobriu que Encélado "vomita" continuamente uma grande pluma de gás e grãos de gelo a partir da região em torno do seu polo sul. Esta pluma estende-se por várias centenas de quilômetros para o espaço e tem várias vezes a largura da própria lua. Dezenas de jatos estreitos irrompem da superfície ao longo de grandes fraturas conhecidas como "listras de tigre" e contribuem para a pluma. A atividade é originária do oceano de água líquida e salgada por baixo da superfície, que está saindo para o espaço.

A Cassini mostrou que mais de 90% do material na pluma é vapor de água. Este gás empurra grãos de poeira para o espaço, onde a luz solar os espalha, tornando-os visíveis às câmaras da sonda. A Cassini até recolheu algumas destas partículas expelidas de Encélado e analisou a sua composição.

Observações anteriores da Cassini mostraram que as erupções pulverizavam três vezes mais poeira gelada para o espaço quando Encélado estava no seu ponto mais distante da órbita elíptica em torno de Saturno. Mas, até agora, os cientistas não tinham tido oportunidade de ver se a parte gasosa das erupções, que constitui a maioria da massa da pluma, também aumentava neste ponto.

Por isso, no dia 11 de março de 2016, durante uma sessão de observação cuidadosamente planejada, a Cassini focou-se na estrela Epsilon Orionis, a estrela central do Cinturão de Órion. Na hora marcada, a pluma de Encélado passou em frente da estrela. O instrumento UVIS, o espectrômetro ultravioleta de imagem da Cassini, mediu o modo como o vapor de água na pluma enfraqueceu a luz ultravioleta da estrela, revelando a quantidade de gás contida na pluma. Considerando que uma quantidade adicional de poeira aparece neste ponto orbital da lua, os cientistas esperavam medir muito mais gás na pluma, empurrando a poeira para o espaço.

Mas em vez do enorme aumento esperado na produção de vapor de água, o instrumento apenas viu um aumento ligeiro, na ordem dos 20% no valor total de gás.

Candy Hansen, cientista da Cassini, começou logo a tentar descobrir o que se passava. Hansen, que faz parte da equipe científica do UVIS no Instituto de Ciência Planetária em Tucson, Arizona, EUA, liderou o planejamento da observação. "Nós seguimos primeiro a explicação mais óbvia, mas os dados disseram-nos que era necessário um olhar mais profundo," comenta.

Hansen e colegas focaram-se num jato conhecido informalmente como "Baghdad I". Os pesquisadores descobriram que, ao passo que a quantidade de gás na pluma geral não muda muito, este jato em particular era quatro vezes mais ativo do que em outros momentos na órbita de Encélado. Em vez de fornecer apenas 2% do vapor de água total da pluma, tal como a Cassini tinha observado anteriormente, fornecia agora 8% do gás da pluma.

Segundo Larry Esposito, líder da equipe UVIS na Universidade do Colorado em Boulder, EUA, esta informação revelou algo sutil, mas importante. "Nós pensávamos que a quantidade de vapor de água na pluma em geral, em toda a área polar sul, era fortemente afetada pelas forças de maré de Saturno. Ao invés, descobrimos que o que muda são os jatos de pequena escala". Este aumento na atividade dos jatos é o que faz com que existam mais grãos de água gelada, onde as câmaras da Cassini os podem ver.

As novas observações fornecem restrições úteis sobre o que poderá estar acontecendo com a "canalização" subterrânea, fendas e fissuras através das quais a água do oceano subsuperficial potencialmente habitável da lua está fazendo o seu caminho para o espaço.

Com os novos dados da Cassini, Hansen está pronta para passar a vez aos teóricos. "Dado que nós só conseguimos ver o que está acima da superfície, cabe aos modeladores através dos dados descobrir o que está a acontecendo no subsolo."

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Hidra, a lua gelada de Plutão

A sonda New Horizons da NASA enviou os primeiros dados de composição de quatro dos satélites de Plutão. Os novos dados mostram que a superfície de Hidra, a lua mais exterior de Plutão, é dominada por água gelada quase pura, confirmando indícios que os cientistas descobriram em imagens da New Horizons que mostravam a superfície altamente refletiva de Hidra.

© NASA/JHUAPL/SwRI (Hidra)

Os novos dados de composição, recentemente recebidos na Terra, foram recolhidos pelo instrumento LEISA (Ralph/Linear Etalon Imaging Spectral Array) no dia 14 de julho de 2015, a uma distância de 240.000 quilômetros.

O espectro infravermelho mostra a assinatura inconfundível de água gelada cristalina: uma absorção ampla entre os 1,50 e os 1,60 micrômetros e uma característica espectral mais estreita de gelo a 1,65 micrômetros. O espectro de Hidra é parecido com o da maior lua de Plutão, Caronte, que é também dominada por água gelada cristalina. Mas as bandas de absorção do gelo de Hidra são ainda mais profundas do que as de Caronte, sugerindo que os grãos de gelo à superfície de Hidra ou são maiores ou refletem ainda mais luz em determinados ângulos do que os grãos em Caronte. Pensa-se que Hidra tenha sido formada num disco de detritos gelados, produzido quando os mantos ricos em água foram removidos dos dois corpos que colidiram para formar o binário Plutão-Caronte há cerca de 4 bilhões de anos atrás. As profundas bandas da água e a alta reflectância implicam relativamente pouca contaminação por material mais escuro que se acumulou à superfície de Caronte com o passar do tempo.

Os cientistas da missão estão pesquisndo porque é que o gelo de Hidra parece ser mais limpo do que o de Caronte. "Talvez impactos de micrometeoritos refresquem continuamente a superfície de Hidra," afirma Simon Porter, membro da equipe científica da New Horizons e do SwRI (Southwest Research Institute) em Boulder, no estado americano do Colorado. "Este processo pode ser ineficaz na muito maior lua Caronte, cuja gravidade retém todos os detritos criados por esses impactos."

A equipe científica da New Horizons está ansiosa para a obtenção de espectros semelhantes de outras pequenas luas de Plutão, para comparação com a Hidra e Caronte.

Fonte: NASA

Um atropelamento cósmico

A imagem abaixo mostra a galáxia em anel da Vela, visível como um núcleo brilhante rodeado por um halo azul.

© ESO/Jean-Christophe Lambry (galáxia em anel da Vela)

Como o nome sugere, esta galáxia em anel, situada na constelação austral da Vela, é notável devido ao seu núcleo compacto e ao grande cinto circular de gás e estrelas que o rodeia.
Pensa-se que as galáxias em anel são formadas quando galáxias maiores são penetradas por um agressor galático menor que, ao passar pelo coração da sua vítima, desencadeia uma onda de choque que se propaga para o exterior. Esta onda empurra o gás para a periferia da galáxia, onde este começa a colapsar, formando novas estrelas. A galáxia em anel da Vela é incomum no sentido em que exibe pelo menos dois anéis, sugerindo que a colisão não aconteceu recentemente.
Esta fotografia também mostra a galáxia conhecida por ESO 316-33, a qual pode ser observada acima e à esquerda da galáxia em anel da Vela, assim como a estrela brilhante HD 88170.

Fonte: ESO

A galáxia Seyfert NGC 6814

As galáxias espirais juntamente com as galáxias irregulares compõem cerca de 60% das galáxias no Universo local. No entanto, apesar de sua prevalência, cada galáxia espiral é única, como flocos de neve, não há dois iguais.

© Hubble (NGC 6814)

Isto é demonstrado pela impressionante galáxia espiral NGC 6814, vista na imagem acima, situada a 74,4 milhões de anos-luz na direção da constelação da Águia. Esta imagem da NGC 6814 foi feita a partir de exposições separadas tomadas nas regiões visível e infravermelho do espectro com a Wide Field Camera 3 (WFC3), instalada no telescópio espacial Hubble.

O núcleo da NGC 6814, também conhecida como LEDA 63545 ou 2MASX J19424057-1019255, é extremamente brilhante, um sinal revelador de que a galáxia é uma galáxia Seyfert. No século passado, o astrônomo americano Carl Keenan Seyfert observou que a NGC 6814 apresentava linhas espectrais de emissão (indicando a presença de nuvens de gás muito quente) muito largas (indicando que as nuvens se deslocavam a grande velocidade). Observações subsequentes mostraram que o núcleo da NGC 6814 emitia grande quantidade de raios ultravioleta e raios X, um sinal inequívoco da presença de um objeto altamente energético, ou seja,  um quasar.

A NGC 6814 mostra um comportamento periódico muito estável na forma de erupções repetidas de raios X, fazendo com que provavelmente ela hospede um buraco negro supermassivo com uma massa de 18 milhões de massas solares.

Como NGC 6814 é uma galáxia muito ativa, muitas regiões com gás ionizado estão presentes ao longo de seus braços espirais. Nessas grandes nuvens de gás, uma explosão de formação estelar ocorreu recentemente, forjando as estrelas azuis brilhantes que são visíveis espalhadas por toda a galáxia.

Fonte: Astronomy Now

A exclusiva interação de Plutão com o vento solar

No que se refere ao modo como interage com o vento solar (o fluxo contínuo de partículas carregadas do Sol), Plutão comporta-se menos do que o esperado como um cometa e mais como um planeta como Marte ou Vênus.

 

  © NASA (Plutão)

Usando dados do instrumento SWAP (Solar Wind Around Pluto) a bordo da New Horizons durante o voo rasante de julho de 2015, os cientistas observaram pela primeira vez material saindo da atmosfera de Plutão e estudaram como interage com o vento solar, levando a mais uma surpresa de Plutão.

"Este é um tipo de interação que nunca tínhamos visto antes em qualquer lugar do nosso Sistema Solar," afirma David J. McComas, autor principal do estudo. McComas é professor de ciências astrofísicas na Universidade de Princeton e vice-presidente do Laboratório de Física de Plasmas de Princeton.

Os astrofísicos dizem que têm agora um tesouro de informações sobre o modo como a atmosfera de Plutão interage com o vento solar. O vento solar é o plasma libertado pelo Sol e viaja a 160 milhões de quilômetros por hora, banhando planetas, asteroides, cometas e o espaço interplanetário numa sopa constituída principalmente por prótons e elétrons.

Anteriormente, a maioria dos pesquisadores pensava que Plutão era caracterizado mais como um cometa, que tem uma grande região onde o vento solar desacelera suavemente, em oposição ao desvio abrupto que o vento solar encontra num planeta como Marte ou Vênus. Em vez disso, Plutão é um híbrido.

"Estes resultados salientam o poder da exploração. Mais uma vez, fomos a um novo tipo de lugar e descobrimos inteiramente novos tipos de expressão na natureza," afirma o pesquisador Alan Stern do SwRI (Southwest Research Institute) em San Antonio, no estado americano do Texas.

Considerando que está tão longe do Sol, média de 5,9 bilhões de quilômetros, e é tão pequeno, os cientistas pensavam que a gravidade de Plutão não era forte o suficiente para manter os íons pesados na sua atmosfera estendida. Mas, "a gravidade de Plutão é claramente suficiente para manter material relativamente confinado," afirma McComas.

Usando o instrumento SWAP, foi possível separar os íons pesados do metano, o principal gás que escapa da atmosfera de Plutão, dos íons leves de hidrogênio que vêm do Sol.

Entre as descobertas adicionais de Plutão:

• Tal como a Terra, Plutão tem uma longa cauda de íons, que se estende na direção do vento a pelo menos uma distância de aproximadamente 100 raios de Plutão (118.700 km, quase três vezes a circunferência da Terra), carregada com íons pesados da atmosfera e com uma "estrutura considerável";
• A obstrução do vento solar por Plutão, na direção oposta à do vento, é mais pequena do que se pensava. O vento solar só é bloqueado a cerca de dois raios de Plutão (3.000 km);
• Plutão tem um limite muito fino na sua cauda de íons pesados e no revestimento do vento solar que aí choca e que constitui um obstáculo ao seu fluxo.

Heather Elliott, astrofísica do SwRI, explica: "a comparação da interação entre o vento solar e Plutão e a interação do vento solar com os outros planetas e corpos é interessante porque as condições físicas são diferentes para cada um, e os processos físicos dominantes dependem dessas condições."

Estas descobertas fornecem pistas sobre os plasmas magnetizados que se poderão encontrar em torno de outras estrelas. "A gama de interação com o vento solar é bastante diversificada, e isso dá-nos alguma comparação para nos ajudar a melhor compreender as ligações no nosso Sistema Solar e além,"comenta McComas.

Este estudo foi publicado no periódico Journal of Geophysical Research.

Fonte: Princeton University

Planeta Nove: Um mundo que não devia existir

No início deste ano os cientistas divulgaram evidências teóricas para um nono planeta no Sistema Solar, um planeta com a massa de Netuno numa órbita altamente elíptica com 10 vezes a distância entre Plutão e o Sol.

© Caltech/R. Hurt (Planeta Nove)

Desde então, os teóricos têm estudado como é que este Planeta Nove pode ter assentado numa órbita tão distante.

Uma nova análise efetuada por astrônomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) que examinaram uma série de cenários e descobriram que a maioria destes têm baixa probabilidade. Portanto, a presença do Planeta Nove continua sendo um pouco misteriosa.

"As evidências apontam para a existência do Planeta Nove, mas não conseguimos explicar, com certeza, como é que foi formado," afirma Gongjie Li, astrônoma do CfA.

O Planeta Nove orbita o nosso Sol a uma distância muito excêntrica entre 400 a 1.500 UA (Unidade Astronômica, é a distância média entre a Terra e o Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros). Isto coloca-o muito além de todos os planetas do nosso Sistema Solar. A questão torna-se: será que se formou aí, ou será que se formou noutro lugar e mais tarde vagueou para a sua órbita invulgar?

Li e Fred Adams (Universidade de Michigan) realizaram milhões de simulações de computador a fim de considerar três possibilidades. A primeira e mais provável envolve a passagem de uma estrela que puxa o Planeta Nove para fora. Este tipo de interação não só desloca o planeta para uma órbita mais larga, mas também torna essa órbita mais elíptica. E dado que o Sol se formou num aglomerado com vários milhares de vizinhos, estes encontros estelares eram mais comuns no início da história do nosso Sistema Solar.

No entanto, é mais provável que a passagem de uma estrela expulsasse completamente o Planeta Nove do Sistema Solar. Li e Adams calcularam uma probabilidade de 10%, na melhor das hipóteses, para que o Planeta Nove "pousasse" na sua órbita atual. Além disso, o planeta também teria de formar-se a grandes distâncias.

O astrônomo Scott Kenyon, também do CfA, acredita que pode ter a solução para esta dificuldade. Em dois artigos submetidos à revista The Astrophysical Journal, Kenyon e Benjamin Bromley (Universidade do Utah) usaram simulações para construir cenários plausíveis para a formação do Planeta Nove numa órbita tão larga.

"A solução mais simples é o Sistema Solar formar um gigante gasoso extra," afirma Kenyon.

Eles propõem que o Planeta Nove se formou muito mais perto do Sol e, mais tarde, interagiu com os outros gigantes gasosos, principalmente Júpiter e Saturno. Uma série de impulsos gravitacionais pode, em seguida, ter deslocado o planeta para uma órbita maior e mais elíptica ao longo do tempo.

Kenyon e Bromley também examinaram a possibilidade do Planeta Nove se ter formado, para começar, a grandes distâncias. Eles acham que uma combinação ideal de massa e vida útil do disco inicial poderia, potencialmente, criar o Planeta Nove no tempo que demoraria para ser empurrado pela passagem da estrela que Li estudou.

"A vantagem destes cenários é que são testáveis observacionalmente," salienta Kenyon. "Um gigante gasoso empurrado vai parecer-se com um frio Netuno, enquanto um planeta formado nesse local vai ser parecido com um Plutão gigante e sem gás."

O trabalho de Li também ajuda a restringir a data de formação ou migração do Planeta Nove. O Sol nasceu num aglomerado onde os encontros com outras estrelas eram mais frequentes. A órbita alongada do Planeta Nove iria deixá-lo vulnerável a expulsão durante tais encontros. Portanto, o Planeta Nove é provavelmente um retardatário que alcançou a sua órbita atual depois do Sol ter saído do aglomerado onde nasceu.

Finalmente, Li e Adams estudaram outras duas possibilidades mais radicais: que o Planeta Nove é um exoplaneta que foi capturado a partir de um sistema estelar de passagem, ou um planeta que flutuava livremente e que foi capturado quando passou demasiado perto do nosso Sistema Solar. No entanto, eles concluem que as probabilidades destes cenários são inferiores a 2%.

Um artigo foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics