A distribuição da matéria escura numa simulação do Universo

Será que o nosso Universo é um lugar assombrado? Pode parecer que sim se você olhar para este mapa, que é uma representação da distribuição da matéria escura no Universo.

© Tom Abel/Ralf Kaehler (matéria escura numa simulação do Universo)

A gravidade da matéria escura é a principal explicação de porque as galáxias giram tão rápidas dentro dos aglomerados, porque as lentes gravitacionais defletem tão intensamente a luz e porque a matéria visível é distribuída como é tanto no Universo local como na radiação cósmica de fundo de micro-ondas. A imagem acima é do Sapce Show Dark Universe que acontece no Hayden Planetarium do American Museum of Natural History e destaca um exemplo de quão penetrante a matéria escura pode ser e pode assombrar o Universo.

Esta imagem é uma simulação computacional, que mostra os complexos filamentos de matéria escura, mostrados em preto, espalhados sobre o Universo como se fossem teia de aranha, enquanto que aglomerações relativamente raras de matéria bariônica familiar são coloridas de laranja. Essas simulações têm um bom ajuste estatístico com as observações astronômicas.

Numa mudança de eventos talvez mais assustadora ainda, a matéria escura, embora seja muito estranha, não é considerada como sendo a fonte de gravidade mais estranha do Universo. Esta honra agora pertence à chamada energia escura, uma fonte mais uniforme de gravidade repulsiva que parece dominar a expansão do Universo.

Fonte: NASA

A nebulosa de reflexão NGC 1999

Esta visão assustadora, registrada pelo telescópio espacial Hubble, lembra muito uma neblina iluminada por luzes de postes numa rua, circundando uma forma que curiosamente lembra um buraco.

© Hubble (NGC 1999)

A neblina seria a poeira e o gás iluminado por uma estrela, e o buraco na verdade é uma região vazia do céu.

Quando esta região escura foi registrada pela primeira vez, foi assumido que ela era uma nuvem muito fria e densa de gás e poeira, muito espessa de modo que se tornava totalmente opaca para a luz visível, e bloqueando toda luz atrás dela. Em geral, estes glóbulos são conhecidos por serem pequenos casulos de formação de estrelas, mas graças ao observatório espacial Herschel da ESA, que é capaz de observar através das espessas nuvens de poeira e revelar pistas da formação de estrelas nos comprimentos de onda do infravermelho, nada foi revelado, e observações feitas com telescópios em terra não revelaram nada, ou seja, esta é uma região verdadeiramente vazia no céu.

Os astrônomos acreditam que ela foi formada quando jatos de gás e algumas estrelas jovens numa região maior perfuraram a cobertura de poeira e gás que forma a nebulosa. A poderosa radiação das estrelas maduras próximas também pode ter ajudado a limpar a área e deixar um verdadeiro buraco no céu.

A estrela brilhante vista nesta imagem é a V380 Orionis, uma estrela jovem, sendo 3,5 vezes mais massiva que o Sol. Ela aparece branca devido à alta temperatura na sua superfície, cerca de 10 mil graus Celsius, aproximadamente o dobro da temperatura do Sol. A estrela é tão jovem que ela ainda está circundada por uma nuvem de material remanescente da sua formação. Este material brilhante só é visível por conta da luz da estrela, ele não emite qualquer tipo de luz própria. Esta é uma assinatura de uma nebulosa de reflexão, que é conhecida como NGC 1999.

Fonte: ESA

O mais rico aglomerado do catálogo de Abell

O Universo contém alguns objetos verdadeiramente massivos.

© Hubble (Abell 665)

Embora ainda não tenhamos certeza de como estes objetos gigantescos se formam, a atual teoria estabelece um agrupamento hierárquico, pelo qual pequenas aglomerações de matéria colidem e se aglutinam crescendo cada vez mais. A história de 14 bilhões de anos do Universo mostrou a formação de algumas estruturas cósmicas enormes, incluindo grupos de galáxias, aglomerados e superaglomerados, as maiores estruturas conhecidas no cosmos!

Este aglomerado em particular é chamado Abell 665. Foi nomeado após seu descobridor, George O. Abell, que o incluiu em seu catálogo de aglomerados de 1958. O Abell 665 está localizado na bem conhecida constelação austral da Ursa Maior. Esta imagem incrível combina luz visível e infravermelha recolhida pelo telescópio espacial Hubble usando duas de suas câmeras: Advanced Camera for Surveys e Wide Field Camera 3.

O Abell 665 é o único aglomerado de galáxias no catálogo de Abell que pertence a classe de riqueza máxima, indicando que o aglomerado contém pelo menos 300 galáxias individuais. Por causa desta riqueza, o aglomerado foi estudado extensivamente em todos os comprimentos de onda, resultando em uma série de descobertas fascinantes, nele foi encontrado hospedando um halo de rádio gigante, poderosas ondas de choque, e foi usado para calcular uma atualização do valor da constante do Hubble (uma medida de quão rápido o Universo está se expandindo).

Fonte: ESA

Hubble descobre "galáxias oscilantes"

Usando o telescópio espacial Hubble, os astrônomos descobriram que as galáxias mais brilhantes dentro de aglomerados galácticos "oscilam" em relação ao centro de massa do aglomerado.

© Hubble (Abell S1063)

Este resultado inesperado é inconsistente com as previsões feitas pelo modelo padrão atual da matéria escura. Com uma análise mais aprofundada, pode fornecer informações sobre a natureza da matéria escura, talvez até indicando a presença de uma nova física.

A matéria escura constitui um pouco mais que 25% de toda a matéria no Universo, mas não pode ser observada diretamente, o que a torna num dos maiores mistérios da astronomia moderna. Halos invisíveis da elusiva matéria escura englobam tanto galáxias como aglomerados de galáxias. Estes últimos astros são agrupamentos gigantescos de até mil galáxias imersas em gás intergaláctico quente. Estes grupos têm núcleos muito densos, cada um contendo uma galáxia massiva chamada de Brightest Cluster Galaxy (BCG).

O modelo padrão da matéria escura (modelo da matéria escura fria) prevê que assim que um aglomerado galáctico regresse a um estado "relaxado" após sofrer turbulência de um evento de fusão, a BCG não se move do centro do aglomerado. É mantida no lugar pela enorme influência gravitacional da matéria escura.

Mas agora, uma equipe de astrônomos suíços, franceses e britânicos analisou dez aglomerados galácticos com o telescópio espacial Hubble e descobriu que as suas BCGs não estão fixas no centro como esperado.

Os dados do Hubble indicam que "oscilam" em torno do centro de massa de cada aglomerado muito tempo depois do aglomerado galáctico regressar a um estado relaxado após uma fusão. Por outras palavras, o centro das partes visíveis de cada aglomerado galáctico e o centro da massa total do aglomerado, incluindo o halo de matéria escura, não coincidem, até um máximo de 40.000 anos-luz.

"Descobrimos que as BCGs oscilam em torno do centro dos halos," explica David Harvey, astrônomo da EPFL (École Polytechnique Fédérale de Lausanne), na Suíça. "Iso indica que, ao invés de uma região densa no centro do aglomerado de galáxias, conforme previsto pelo modelo da matéria escura fria, há uma densidade central muito menor. Este é um sinal impressionante de formas exóticas da matéria escura no núcleo dos aglomerados galácticos."

A oscilação das BCGs só podia ser analisada caso os aglomerados galácticos estudados também atuassem como lentes gravitacionais. São tão massivos que distorcem o espaço-tempo o suficiente para curvar a luz de objetos mais distantes por trás. Este efeito, chamado lente gravitacional forte, pode ser usado para mapear a matéria escura associada com o aglomerado, permitindo que os astrônomos determinem a posição exata do centro de massa e depois meçam o deslocamento da BCG em relação a este centro.

Se esta "oscilação" não é um fenômeno astrofísico desconhecido e for, de fato, o resultado do comportamento da matéria escura, então é inconsistente com o modelo padrão da matéria escura e só pode ser explicado caso as partículas de matéria escura possam interagir umas com as outras, uma forte contradição da compreensão atual da matéria escura. Isto poderá indicar que é necessária uma nova física fundamental para resolver o mistério da matéria escura.

Fonte: École Polytechnique Fédérale de Lausanne

A Nebulosa do Pequeno Fantasma

A NGC 6369 é uma apagada aparição nos céus noturnos e é popularmente conhecida como a Nebulosa do Pequeno Fantasma.

© Hubble (NGC 6369)

Ela foi descoberta no século 18 pelo astrônomo Sir William Herschel, enquanto ele usava o seu telescópio para explorar a constelação de Ophiucus. Herschel historicamente classificou a nebulosa em forma de planeta, como uma nebulosa planetária. Mas as nebulosas planetárias não são relacionadas com os planetas, a não ser pela aparência. Elas são na verdade conchas gasosas criadas no final da vida de uma estrela parecida com o Sol, as camadas externas de uma estrela que está morrendo e que se expande no espaço, enquanto o seu núcleo se contrai tornando-se uma anã branca.

A estrela anã branca, vista perto do centro, irradia fortemente no comprimento de onda ultravioleta e isso energiza a nebulosa em expansão. Os detalhes complexos da estrutura da NGC 6369 são revelados nessa bela imagem feita pelo telescópio espacial Hubble. A estrutura principal da nebulosa no centro e na forma circular tem cerca de um ano-luz de diâmetro, e o brilho dos átomos ionizados de oxigênio, hidrogênio e nitrogênio, aparecem nas cores azul, verde e vermelho respectivamente. Localizada a aproximadamente 2.000 anos-luz de distância da Terra, a Nebulosa do Pequeno Fantasma oferece um vislumbre de como será o destino do nosso Sol, que se transformará em uma nebulosa planetária daqui a aproximadamente 5 bilhões de anos.

Fonte: NASA

O fantasma de Mirach

No que diz respeito aos fantasmas, o Fantasma de Mirach não é tão assustador.

© Kent Wood (Fantasma de Mirach)

O Fantasma de Mirach é apenas uma galáxia apagada e difusa, bem conhecida pelos astrônomos, que é vista quase ao longo da linha de visão de Mirach, uma estrela brilhante. Centrada neste campo estelar, Mirach, que é também conhecida como Beta Andromedae, está localizada a cerca de 200 anos-luz de distância da Terra. Mirach é uma estrela do tipo gigante vermelha, mais fria que o Sol, mas muito maior e intrinsicamente mais brilhante do que a nossa estrela.

Na maioria das visões telescópicas, o brilho e os spikes de difração, tendem a esconder as coisas que se localizam perto da estrela Mirach, e isso faz com que a galáxia apagada e difusa pareça uma reflexão interna fantasmagórica da luz da estrela. Na imagem galáxia está logo acima e a esquerda da estrela Mirach. O Fantasma de Mirach é uma galáxia catalogada como NGC 404 e estima-se que ela esteja a cerca de 10 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Fonte: NASA

Revelando segredos galáticos

Nesta enorme imagem podem ser vistas inúmeras galáxias do aglomerado de galáxias da Fornalha, algumas aparecendo apenas como pequenos pontos de luz, outras dominando o primeiro plano da imagem.

© ESO/VST/A. Grado/L. Limatola (NGC 1316)

Uma delas é a muito estudada galáxia lenticular NGC 1316, cujo passado turbulento lhe deu uma delicada estrutura de laços, arcos e anéis, da qual os astrônomos, com o auxílio do Telescópio de Rastreio do VLT (VST), instalado no Observatório do Paranal do ESO no Chile, captaram agora as imagens mais detalhadas obtidas até hoje. Esta imagem profunda revela os segredos dos membros luminosos do aglomerado da Fornalha, um dos aglomerados de galáxias mais ricos e próximos da Via Láctea. Esta imagem de 2,3 bilhões de pixels é uma das maiores divulgadas até hoje pelo ESO.

A NGC 1316 é uma galáxia que teve uma história bastante dinâmica, já que se formou a partir da fusão de várias galáxias menores. As distorções gravitacionais do passado aventureiro desta galáxia deixaram a sua marca na sua estrutura lenticular. As galáxias lenticulares são uma forma intermediária entre as galáxias elípticas difusas e as mais conhecidas galáxias espirais, como a Via Láctea. Os enormes laços, ondas e arcos inseridos no envelope exterior estrelado da NGC 1316 foram inicialmente observados nos anos 1970, permanecendo um assunto de estudo ativo para os astrônomos contemporâneos, que utilizaram as mais recentes tecnologias de telescópios para observar os mais finos detalhes da estrutura incomum desta galáxia, através de uma combinação de imagens e modelos.

As fusões que deram origem a NGC 1316 levaram a um influxo de gás, que alimentou o exótico objeto astrofísico situado no seu centro: um buraco negro supermassivo com uma massa de cerca de 150 milhões de vezes a do Sol. À medida que acreta material do meio ao seu redor, este monstro cósmico produz jatos de partículas de alta energia imensamente poderosos, que por sua vez dão origem aos característicos lóbulos de emissão observados nos comprimentos de onda do rádio, fazendo da NGC 1316 a quarta fonte rádio mais brilhante do céu.

Foi também em NGC 1316 que se observaram 4 eventos de supernovas de tipo Ia, os quais são muito importantes. As supernovas de tipo Ia têm uma luminosidade claramente definida, podendo por isso ser usadas para medir a distância à galáxia hospedeira; neste caso, 60 milhões de anos-luz. Estas “velas-padrão” são muito procuradas, já que são uma ferramenta excelente para medir de forma viável a distância a objeto remotos. De fato, estes objetos desempenharam um papel fundamental na descoberta revolucionária de que o nosso Universo se encontra em expansão acelerada.

As supernovas de tipo Ia ocorrem quando uma anã branca num sistema binário acreta matéria da sua companheira, ganhando massa lentamente até atingir um limite que dá origem à fusão nuclear do carbono. Durante um breve período de tempo, ocorre uma reação em cadeia que leva à eventual enorme liberação de energia: uma explosão de supernova. A supernova ocorre sempre para uma massa específica, o chamado limite de Chandrasekhar, produzindo uma explosão quase idêntica a cada vez que ocorre. A semelhança entre as supernovas de tipo Ia permite aos astrônomos usar estes eventos cataclísmicos para medir distâncias.

Este trabalho foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Uma bolha num mar cósmico

À deriva em um mar cósmico de estrelas e gás incandescente, aparece no centro desta imagem ampla a delicada e flutuante NGC 7635 (Sharpless 162 e Caldwell 11), a Nebulosa da Bolha.

© Rolf Geissinger (NGC 7635)

Com apenas 10 anos-luz de diâmetro, a pequena Nebulosa da Bolha foi soprada pelos ventos de uma estrela massiva. Encontra-se dentro de um complexo maior de nuvens de gás e nuvem interestelares, localizada a cerca de 11 mil anos-luz de distância da Terra, cruzando o limite entre as constelações parentais Cepheus e Cassiopeia.

Incluído na vista deslumbrante está o aglomerado aberto de estrelas M52 (lado inferior esquerdo), a cerca de 5.000 anos-luz de distância. Acima e à direita da Nebulosa da Bolha está uma região de emissão identificada como Sh2-157, também conhecida como Nebulosa da Garra. Construída a partir de 47 horas de exposições de banda estreita e banda larga, esta imagem abrange cerca de 3 graus no céu, correspondendo a uma largura de 500 anos-luz na distância estimada da Nebulosa da Bolha.

Fonte: NASA

MAVEN descobre que Marte tem uma "cauda" torcida

De acordo com uma nova pesquisa usando dados da sonda MAVEN da NASA, Marte tem uma "cauda" magnética invisível que é torcida pela interação com o vento solar.

© Goddard Space Flight Center (ilustração do campo magnético de Marte)

A imagem mostra o complexo ambiente do campo magnético de Marte. As linhas amarelas representam as linhas do campo magnético do Sol transportado pelo vento solar, as linhas azuis representam os campos magnéticos da superfície marciana, as faíscas brancas são atividade de reconexão e as linhas vermelhas são campos magnétcios reconectados que ligam a superfície ao espaço via magnetocauda marciana.

A sonda MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission) da NASA está em órbita do Planeta Vermelho recolhendo dados sobre o modo como Marte perdeu grande parte da sua atmosfera e da água, transformando-se de um mundo que poderia ter sustentado vida há bilhões de anos num lugar frio e inóspito hoje. Segundo a equipe, o processo que forma a cauda torcida também pode permitir que parte da já fina atmosfera de Marte escape para o espaço.

"Nós descobrimos que a cauda magnética de Marte, ou magnetocauda, é única no Sistema Solar," comenta Gina DiBraccio do Goddard Space Flight Center da NASA. "Não é como a magnetocauda de Vênus, um planeta sem campo magnético próprio, nem é como a da Terra, um planeta rodeado pelo seu próprio campo magnético gerado internamente. Ao invés, é um misto das duas." DiBraccio é cientista do projeto MAVEN e apresentou a sua pesquisa na 49.ª reunião anual da Divisão de Ciências Planetárias da União Astronômica Americana em Provo, no estado do Utah.

A equipe descobriu que um processo chamado "reconexão magnética" deve ter um papel importante na criação da magnetocauda marciana porque, ao ocorrer esta reconexão, esta faria uma torção na cauda.

"O nosso modelo previu que a reconexão magnética fará com que a magnetocauda marciana gire 45 graus em relação ao que se espera com base na direção do campo magnético transportado pelo vento solar," esclarece DiBraccio. "Quando comparamos estas previsões com os dados da MAVEN das direções dos campos magnéticos marciano e do vento solar, estas estavam em muito boa concordância."

Marte perdeu o seu campo magnético global há bilhões de anos e agora tem apenas campos magnéticos remanescentes e "fósseis" embutidos em certas regiões da sua superfície. De acordo com o novo trabalho, a magnetocauda de Marte é formada quando os campos magnéticos transportados pelo vento solar se juntam com os campos magnéticos embutidos na superfície marciana num processo chamado reconexão magnética. O vento solar é uma corrente de gás eletricamente condutor continuamente "soprado" da superfície do Sol para o espaço a cerca de 1,6 milhões de quilômetros por hora. Transporta com ele campos magnéticos do Sol. Se o campo do vento solar estiver orientado na direção oposta à do campo da superfície marciana, os dois campos juntam-se em reconexão magnética.

O processo de reconexão magnética também pode impulsionar parte da atmosfera de Marte para o espaço. A atmosfera superior de Marte tem partículas carregadas. Os íons respondem a forças elétricas e magnéticas e circulam pelas linhas do campo magnético. Uma vez que a magnetocauda marciana é formada pela ligação de campos magnéticos da superfície com campos do vento solar, os íons na atmosfera superior de Marte têm um caminho para o espaço se seguirem pela magnetocauda. Como um elástico subitamente adotando a sua forma original, a reconexão energética também libera energia, o que poderia impulsionar ativamente os íons na atmosfera marciana pela magnetocauda e para o espaço.

Dado que Marte possui diversos campos magnéticos à superfície, os cientistas suspeitam que a magnetocauda marciana seja um complexo híbrido entre a de um planeta sem campo magnético global e aquela encontrada por trás de um planeta com um campo magnético global. A órbita da MAVEN muda constantemente de orientação em relação ao Sol, permitindo a obtenção de medições em todas as regiões de Marte e a construção de um mapa da magnetocauda e da sua interação com o vento solar.

Os campos magnéticos são invisíveis, mas a sua direção e força podem ser medidas pelo magnetômetro a bordo da MAVEN. Os dados de outros instrumentos da MAVEN também serão utilizados para ver se as partículas que escapam correspondem às mesmas regiões onde são observados os campos magnéticos reconectados a fim de confirmar que a reconexão está contribuindo para a perda de atmosfera marciana. A equipe também pretende recolher mais dados com o magnetômetro ao longo dos próximos anos para ver como os vários campos magnéticos à superfície afetam a cauda à medida que o planeta gira. Esta rotação, juntamente com um campo magnético do vento solar em constante mudança, cria uma magnetocauda marciana extremamente dinâmica.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Novo estudo melhora a procura de mundos habitáveis

Uma nova pesquisa da NASA está ajudando a refinar a nossa compreensão de candidatos a exoplaneta que possam suportar vida.

© Goddard Space Flight Center (luz de uma estrela iluminando a atmosfera de um planeta)

"Usando um modelo que simula mais realisticamente as condições atmosféricas, descobrimos um novo processo que controla a habitabilidade dos exoplanetas, que irá guiar-nos na identificação de candidatos em estudos futuros," afirma Yuka Fujii do Goddard Space Flight Center da NASA e do Instituto de Tecnologia do Japão.

Os modelos anteriores simularam condições atmosféricas ao longo de uma dimensão, a vertical. Tal como em outros estudos recentes de habitabilidade, a nova peswisa usou um modelo para calcular condições em todas as três dimensões, permitindo que a equipe simulasse a circulação da atmosfera, o que os modelos unidimensionais não conseguem fazer. O novo trabalho vai ajudar os astrônomos a atribuir o escasso tempo de observação aos candidatos mais promissores para a habitabilidade.

A água líquida é necessária para a vida como a conhecemos, de modo que a superfície de um exoplaneta é considerada potencialmente habitável se a sua temperatura permitir que a água líquida esteja presente por tempo suficiente (bilhões de anos) para que a vida possa prosperar. Se o exoplaneta estiver muito longe da sua estrela principal, será demasiado frio e os seus oceanos congelam. Se o exoplaneta estiver muito próximo, a luz estelar será muito intensa e os oceanos acabarão por evaporar para o espaço. Isto acontece quando o vapor de água sobe para uma camada na atmosfera superior chamada estratosfera e é quebrado nos seus componentes elementares (hidrogênio e oxigênio) pela luz ultravioleta da estrela. Os átomos extremamente leves de hidrogênio podem então escapar para o espaço. Diz-se que os planetas no processo de perda dos seus oceanos entraram num efeito de estufa devido às suas estratosferas úmidas.

Para que o vapor de água suba à estratosfera, os modelos anteriores previam que as temperaturas de superfície a longo prazo deveriam ser maiores do que aqui na Terra, mais de 66º C. Estas temperaturas produziriam fortes tempestades convectivas; no entanto, verifica-se que estas tempestades não são a razão pela qual a água atinge a estratosfera para planetas com rotação lenta que entram num efeito de estufa úmido.

Para os exoplanetas que orbitam perto das suas estrelas progenitoras, a gravidade de uma estrela será forte o suficiente para diminuir a rotação de um planeta. Isso pode fazer com que sofra de efeito de bloqueio de maré, tendo o mesmo lado sempre apontado para a estrela - um dia eterno - e o outro sempre na direção oposta - noite eterna.

Quando isto acontece, formam-se nuvens espessas no lado diurno do planeta e agem como um guarda-sol para proteger a superfície de grande parte da luz estelar. Embora isto possa manter o planeta fresco e evitar que o vapor de água suba, a equipe descobriu que a radiação da estrela no infravermelho próximo pode fornecer o calor necessário para desencadear a entrada do planeta no efeito de estufa úmido. O infravermelho próximo é um tipo de luz invisível ao olho humano. A água como vapor no ar e as gotículas de água ou cristais de gelo nas nuvens absorvem fortemente a radiação no infravermelho próximo, aquecendo o ar. À medida que o ar aquece, sobe, transportando a água até à estratosfera onde forma o efeito de estufa úmido.

Este processo é especialmente relevante para os planetas ao redor de estrelas de baixa massa que são mais frias e muito mais fracas que o Sol. Para serem habitáveis, os planetas devem estar muito mais próximos destas estrelas do que a nossa Terra está do Sol. A uma distância tão curta, estes planetas provavelmente sofrem grandes efeitos de maré das suas estrelas, fazendo com que girem lentamente. Além disso, quanto mais fria for uma estrela, mais radiação no infravermelho próximo emite. O novo modelo demonstrou que dado que estas estrelas emitem a maior parte da sua luz nos comprimentos de onda no infravermelho próximo, daqui resultará um efeito de estufa úmido até em condições comparáveis ou um pouco mais quentes às dos trópicos da Terra. Para exoplanetas mais perto das suas estrelas foi descoberto que o processo conduzido pela radiação no infravermelho próximo aumentou a umidade na estratosfera. Assim sendo, é possível, ao contrário das previsões dos antigos modelos, que um exoplaneta mais próximo da sua estrela progenitora possa permanecer habitável.

Esta é uma observação importante para a procura de mundos habitáveis, uma vez que as estrelas de baixa massa são as estrelas mais comuns da Galáxia. Os seus números aumentam as hipóteses de que um mundo habitável possa ser encontrado, e o seu tamanho pequeno aumenta a probabilidade de detectar sinais planetários.

O novo trabalho ajudará na seleção dos candidatos mais promissores na busca por planetas que possam suportar vida. "Enquanto soubermos a temperatura da estrela, podemos estimar quais os planetas perto das suas estrelas com potencial para ter um efeito de estufa úmido," comenta Anthony Del Genio do Goddard Space Flight Center da NASA. "A tecnologia atual será empurrada até ao limite com o objetivo de detectar pequenas quantidades de vapor de água na atmosfera de um exoplaneta. Se houver água suficiente para ser detectada, isso provavelmente significa que o planeta tem um efeito de estufa úmido."

Neste estudo, os pesquisadores assumiram um planeta com uma atmosfera como a da Terra, mas coberto inteiramente por oceanos. Estes pressupostos permitiram que a equipe visse claramente como a mudança da distância orbital e o tipo de radiação estelar afetavam a quantidade de vapor de água na estratosfera. No futuro, a equipe planeja variar características planetárias como a gravidade, o tamanho, a composição atmosférica e a pressão superficial para ver como afetam a circulação de vapor de água e a habitabilidade.

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

Fonte: Goddard Space Flight Center

Novo estudo melhora a procura de mundos habitáveis

Uma nova pesquisa da NASA está ajudando a refinar a nossa compreensão de candidatos a exoplaneta que possam suportar vida.

© Goddard Space Flight Center (luz de uma estrela iluminando a atmosfera de um planeta)

"Usando um modelo que simula mais realisticamente as condições atmosféricas, descobrimos um novo processo que controla a habitabilidade dos exoplanetas, que irá guiar-nos na identificação de candidatos em estudos futuros," afirma Yuka Fujii do Goddard Space Flight Center da NASA e do Instituto de Tecnologia do Japão.

Os modelos anteriores simularam condições atmosféricas ao longo de uma dimensão, a vertical. Tal como em outros estudos recentes de habitabilidade, a nova peswisa usou um modelo para calcular condições em todas as três dimensões, permitindo que a equipe simulasse a circulação da atmosfera, o que os modelos unidimensionais não conseguem fazer. O novo trabalho vai ajudar os astrônomos a atribuir o escasso tempo de observação aos candidatos mais promissores para a habitabilidade.

A água líquida é necessária para a vida como a conhecemos, de modo que a superfície de um exoplaneta é considerada potencialmente habitável se a sua temperatura permitir que a água líquida esteja presente por tempo suficiente (milhares de milhões de anos) para que a vida possa prosperar. Se o exoplaneta estiver muito longe da sua estrela principal, será demasiado frio e os seus oceanos congelam. Se o exoplaneta estiver muito próximo, a luz estelar será muito intensa e os oceanos acabarão por evaporar para o espaço. Isto acontece quando o vapor de água sobe para uma camada na atmosfera superior chamada estratosfera e é quebrado nos seus componentes elementares (hidrogênio e oxigênio) pela luz ultravioleta da estrela. Os átomos extremamente leves de hidrogênio podem então escapar para o espaço. Diz-se que os planetas no processo de perda dos seus oceanos entraram num efeito de estufa devido às suas estratosferas úmidas.

Para que o vapor de água suba à estratosfera, os modelos anteriores previam que as temperaturas de superfície a longo prazo deveriam ser maiores do que aqui na Terra, mais de 66º C. Estas temperaturas produziriam fortes tempestades convectivas; no entanto, verifica-se que estas tempestades não são a razão pela qual a água atinge a estratosfera para planetas com rotação lenta que entram num efeito de estufa úmido.

Para os exoplanetas que orbitam perto das suas estrelas progenitoras, a gravidade de uma estrela será forte o suficiente para diminuir a rotação de um planeta. Isso pode fazer com que sofra de efeito de bloqueio de maré, tendo o mesmo lado sempre apontado para a estrela - um dia eterno - e o outro sempre na direção oposta - noite eterna.

Quando isto acontece, formam-se nuvens espessas no lado diurno do planeta e agem como um guarda-sol para proteger a superfície de grande parte da luz estelar. Embora isto possa manter o planeta fresco e evitar que o vapor de água suba, a equipe descobriu que a radiação da estrela no infravermelho próximo pode fornecer o calor necessário para desencadear a entrada do planeta no efeito de estufa úmido. O infravermelho próximo é um tipo de luz invisível ao olho humano. A água como vapor no ar e as gotículas de água ou cristais de gelo nas nuvens absorvem fortemente a radiação no infravermelho próximo, aquecendo o ar. À medida que o ar aquece, sobe, transportando a água até à estratosfera onde forma o efeito de estufa úmido.

Este processo é especialmente relevante para os planetas ao redor de estrelas de baixa massa que são mais frias e muito mais fracas que o Sol. Para serem habitáveis, os planetas devem estar muito mais próximos destas estrelas do que a nossa Terra está do Sol. A uma distância tão curta, estes planetas provavelmente sofrem grandes efeitos de maré das suas estrelas, fazendo com que girem lentamente. Além disso, quanto mais fria for uma estrela, mais radiação no infravermelho próximo emite. O novo modelo demonstrou que dado que estas estrelas emitem a maior parte da sua luz nos comprimentos de onda no infravermelho próximo, daqui resultará um efeito de estufa úmido até em condições comparáveis ou um pouco mais quentes às dos trópicos da Terra. Para exoplanetas mais perto das suas estrelas foi descoberto que o processo conduzido pela radiação no infravermelho próximo aumentou a umidade na estratosfera. Assim sendo, é possível, ao contrário das previsões dos antigos modelos, que um exoplaneta mais próximo da sua estrela progenitora possa permanecer habitável.

Esta é uma observação importante para a procura de mundos habitáveis, uma vez que as estrelas de baixa massa são as estrelas mais comuns da Galáxia. Os seus números aumentam as hipóteses de que um mundo habitável possa ser encontrado, e o seu tamanho pequeno aumenta a probabilidade de detectar sinais planetários.

O novo trabalho ajudará na seleção dos candidatos mais promissores na busca por planetas que possam suportar vida. "Enquanto soubermos a temperatura da estrela, podemos estimar quais os planetas perto das suas estrelas com potencial para ter um efeito de estufa úmido," comenta Anthony Del Genio do Goddard Space Flight Center da NASA. "A tecnologia atual será empurrada até ao limite com o objetivo de detectar pequenas quantidades de vapor de água na atmosfera de um exoplaneta. Se houver água suficiente para ser detectada, isso provavelmente significa que o planeta tem um efeito de estufa úmido."

Neste estudo, os pesquisadores assumiram um planeta com uma atmosfera como a da Terra, mas coberto inteiramente por oceanos. Estes pressupostos permitiram que a equipe visse claramente como a mudança da distância orbital e o tipo de radiação estelar afetavam a quantidade de vapor de água na estratosfera. No futuro, a equipe planeja variar características planetárias como a gravidade, o tamanho, a composição atmosférica e a pressão superficial para ver como afetam a circulação de vapor de água e a habitabilidade.

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

Fonte: Goddard Space Flight Center

Arqueologia cósmica

Esta imagem realizada pelo telescópio espacial Hubble está repleta de galáxias, cada ponto brilhante é uma galáxia diferente, exceto a luz brilhante no meio da imagem, que na verdade é uma estrela localizada na nossa galáxia.

© Hubble (aglomerado de galáxias WHL J24.3324-8.477)

No centro da imagem está algo especialmente interessante, o centro do enorme aglomerado de galáxias WHL J24.3324-8.477, incluindo a galáxia mais brilhante do aglomerado.

O Universo contém estruturas em várias escalas, planetas ao redor de estrelas, estrelas que se aglomeram e formam galáxias, galáxias que se aglomeram e formam grupos de galáxias, e grupos de galáxias que se juntam em aglomerados. Aglomerados de galáxias contêm centenas de milhares de galáxias unidas pela gravidade. A matéria escura e a energia escura desempenham uma função fundamental na formação e na evolução destes aglomerados, de modo que o estudo de massivos aglomerados de galáxias pode ajudar a revelar os mistérios destes fenômenos indescritíveis.

Esta imagem em infravermelho foi obtida com a Advanced Camera for Surveys do Hubble e com a Wide-Field Camera 3, como parte do projeto de observação denominado RELICS (Reionization Lensing Cluster Survey). O RELICS fez imagem de 41 aglomerados massivos de galáxias, com o objetivo de encontrar as galáxias mais brilhantes de cada aglomerado que serão posteriormente estudadas pelo telescópio espacial James Webb. Esta pesquisa nos informará mais sobre a nossa própria origem cósmica.

Fonte: NASA

Lynds Dark Nebula 183

A nebulosa negra Lynds Dark Nebula 183 (LDN 183) está localizada a apenas 325 anos-luz de distância da Terra e acima do plano da Via Láctea.

© Fabian Neyer (LDN 183)

Obscurecendo a luz das estrelas por trás dela quando vista em comprimentos de onda ópticos, a nuvem molecular escura aparece empobrecida de estrelas. Mas as explorações efetuadas no infravermelho distante revelam no seu interior grupos densos de estrelas nos estágios iniciais de formação, pois estas regiões da nuvem sofrem colapso gravitacional.

Uma das nuvens moleculares mais próximas, é vista na direção da constelação Serpens Caput (a Cabeça da Serpente). Este nítido retrato da nuvem cósmica abrange cerca de meio grau no céu, ou seja, cerca de 3 anos-luz de distância estimada da LDN 183.

Fonte: NASA

Potencial habitat humano localizado na Lua

Um estudo recente confirma a existência de um grande tubo de lava aberto na região de Montes Marius na Lua, que pode ser usado para proteger os astronautas de condições perigosas à superfície.

© NASA/U. Arizona (claraboia dos Montes Hills)

Ninguém já esteve na Lua mais de três dias, em grande parte porque não hám proteção dos astronautas devido às variações extremas de temperatura, à radiação e aos impactos de meteoritos. Ao contrário da Terra, a Lua não tem uma atmosfera ou um campo magnético para proteger os seus habitantes.

De acordo com o estudo, o local mais seguro para procurar abrigo é no interior de um tubo de lava intacto.

Os tubos de lava são canais naturais formados quando um fluxo de lava desenvolve uma crosta dura, que ganha espessura e forma um telhado acima do fluxo de lava que ainda flui por baixo. Assim que a lava deixa de fluir, o túnel às vezes é drenado, formando um vazio.

"É importante saber onde estão e quão grandes são os tubos de lava lunar, se queremos construir uma base," comenta Junichi Haruyama, pesquisador da JAXA, a agência espacial japonesa. "Mas conhecer estas coisas também é importante para a ciência básica. Podemos obter novos tipos de amostras rochosas, dados sobre fluxos de calor e dados de observação de sismos lunares."

A JAXA analisou dados de radar da sonda SELENE para detectar os tubos de lava subjacentes. Perto da "Claraboia" de Montes Hills, uma entrada para o tubo, encontraram um padrão distinto de eco: uma diminuição no poder de eco seguido por um segundo e grande pico de eco, que acreditam ser evidências de um tubo. Os dois ecos correspondem a reflexões de radar da superfície da Lua e do chão e teto do tubo aberto. A equipe encontrou padrões de eco similares em vários locais em torno do buraco, indicando que pode haver mais que um.

O sistema de radar da sonda SELENE não foi desenhado para detectar tubos de lava, foi construído para estudar as origens da Lua e a sua evolução geológica. Por estas razões, não voou perto o suficiente da superfície da Lua para obter informações extremamente precisas sobre o que está (ou não) por baixo.

Quando a equipe da JAXA decidiu usar os seus dados para tentar encontrar tubos de lava, consultaram cientistas da missão GRAIL, um esforço da NASA para recolher dados de alta qualidade do campo gravitacional da Lua. Ao investigar as áreas onda a GRAIL encontrou menos massa à superfície, reduziram os dados que precisavam analisar.

"O nosso grupo em Purdue usou dados de gravidade dessa área para inferir que a abertura fazia parte de um sistema maior. Ao usar esta técnica complementar de radar, conseguiram descobrir a profundidade e altura das cavidades," comenta Jay Melosh, professor de Ciências Terrestres, Atmosféricas e Planetárias da Universidade de Purdue.

Existem tubos de lava na Terra, mas os seus homólogos lunares são muito maiores. Para um tubo de lava ser detectável em dados de gravidade, teria que medir vários quilômetros em comprimento e ter pelo menos um quilômetro de altura e largura, o que significa que o tubo de lava perto dos Montes Hills é suficientemente espaçoso para abrigar uma grande cidade, caso os resultados de gravidade estejam corretos.

A existência de tubos de lava na Lua já foi especulada no passado, mas esta combinação de dados de radar e gravidade fornece a imagem mais clara do seu aspecto e do seu tamanho.

O  estudo publicado na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Purdue University

Observada a primeira luz de uma fonte de ondas gravitacionais

Os telescópios do ESO no Chile detectaram a primeira contrapartida visível de uma fonte de ondas gravitacionais.

© ESO/L. Calçada/M. Kornmesser (ilustração das estrelas de nêutrons coalescentes)

Estas observações históricas sugerem que este objeto único é o resultado de uma fusão entre duas estrelas de nêutrons. Os efeitos cataclísmicos deste tipo de fusão, eventos há muito previstos chamados quilonovas, dispersam no Universo elementos pesados, tais como o ouro e a platina. Esta descoberta mostra também a melhor evidência recolhida até agora de que explosões de raios gama de curta duração são causadas pela fusão de estrelas de nêutrons.

Astrônomos observaram pela primeira vez tanto ondas gravitacionais como luz (radiação eletromagnética) emitidas pelo mesmo evento, graças a um esforço de colaboração global e às reações rápidas das infraestruturas do ESO e de outras instituições em todo o mundo.

Em 17 de agosto de 2017, o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) trabalhando em sincronia com o interferômetro Virgo na Itália, detectou ondas gravitacionais passando pela Terra. Este evento, o quinto a ser detectado, recebeu o nome de GW170817. Cerca de dois segundos depois, dois observatórios espaciais, o Fermi Gamma-ray Space Telescope da NASA e o INTEGRAL (INTErnacional Gamma Ray Astrophysics Laboratory) da ESA, detectaram uma explosão de raios gama de curta duração com origem na mesma região do céu.

A rede LIGO-Virgo posicionou a fonte numa grande região do céu austral, com uma área correspondente a várias centenas de Luas Cheias, contendo milhões de estrelas. Quando a noite caiu no Chile, muitos telescópios observaram esta região do céu em busca de novas fontes. Entre estes telescópios encontravam-se o VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) e o VST (Telescópio de Rastreio do VLT) do ESO instalados no Observatório do Paranal, o telescópio REM (Rapid Eye Mount) no Observatório de La Silla do ESO, o telescópio LCO de 0,4 metros no Observatório Las Cumbres e o DECcam americano no Observatório Inter-americano de Cerro Tololo. O telescópio Swope de 1 metro foi o primeiro a anunciar um novo ponto de luz. Esta fonte aparecia muito próximo da NGC 4993, uma galáxia lenticular na constelação da Hidra (ou Cobra Fêmea), e as observações do VISTA localizaram esta fonte no infravermelho praticamente no mesmo instante. À medida que a noite progredia para oeste no globo terrestre, os telescópios Pan-STARRS e Subaru, instalados nas ilhas havaianas, também observaram esta fonte, vendo-a evoluir rapidamente.

© ESO/A.J. Levan/N.R. Tanvir (NGC 4993)

O ESO lançou uma das suas maiores campanhas de observação do objeto. O Very Large Telescope (VLT), o New Technology Telescope (NTT), o VST do ESO, o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros e o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) observaram o evento e os seus efeitos num grande domínio de comprimentos de onda. Cerca de 70 observatórios em todo o mundo observaram este evento, incluindo o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA.

As estimativas de distância, obtidas tanto a partir dos dados de ondas gravitacionais como de outras observações, concordam que GW170817 se encontrava à mesma distância que a NGC 4993, a cerca de 130 milhões de anos-luz da Terra, o que faz desta fonte o evento de ondas gravitacionais mais próximo detectado até hoje e também uma das fontes de explosões de raios gama mais próxima já observada.

As ondas no espaço-tempo chamadas ondas gravitacionais são criadas por massas em movimento, mas apenas as mais intensas, criadas por variações rápidas na velocidade de objetos muito massivos, é que conseguem ser atualmente detectadas. Um evento deste tipo tem origem na fusão de estrelas de nêutrons, os núcleos colapsados e extremamente densos de estrelas de elevada massa, que restam após uma explosão de supernova.

Quando estrelas de nêutrons orbitam uma em torno da outra num sistema binário, os objetos perdem energia ao emitir ondas gravitacionais e se aproximam. Quando finalmente se encontram, parte da massa destes restos estelares é convertida em energia numa violenta erupção de ondas gravitacionais, tal como descrito pela famosa equação de Einstein E=mc².

Estas fusões têm sido, até agora, a hipótese principal para explicar as explosões de raios gama de curta duração. Acredita-se que um evento explosivo, 1.000 vezes mais brilhante que uma nova típica, a chamada quilonova, siga este tipo de evento.

As detecções quase simultâneas das ondas gravitacionais e dos raios gama emitidos pela GW170817 fizeram pensar que este objeto seria na realidade uma quilonova, há muito procurada, e as observações obtidas nas infraestruturas do ESO revelaram propriedades notavelmente próximas das previsões teóricas. As quilonovas foram sugeridas há mais de 30 anos mas este trabalho marca a sua primeira observação confirmada.

Na sequência da fusão das duas estrelas de nêutrons, uma erupção de elementos químicos pesados em expansão rápida deixou a quilonova, movendo-se a uma velocidade de 1/5 da velocidade da luz. A cor da quilonova variou desde muito azul a muito vermelha em poucos dias, uma variação mais rápida do que a observada em qualquer outra explosão estelar.

Os espectros do ePESSTO (Public ESO Spectroscopic Survey of Transient Objects) e do instrumento X-shooter do VLT sugerem a presença de césio e telúrio, ejetados pelas estrelas de nêutrons coalescentes. Estes e outros elementos pesados, produzidos durante a fusão das estrelas, seriam lançados para o espaço pela quilonova subsequente. Estas observações apontam para a formação de elementos mais pesados que o ferro através de reações químicas ocorrendo no interior de objetos estelares de alta densidade, a chamada nucleossíntese de processo-r, algo que tinha apenas sido teorizado até hoje.

Este trabalho foi apresentado numa série de artigos científicos publicados nas revistas Nature, Nature Astronomy e Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Um vislumbre do futuro

Esta imagem, captada pelo telescópio espacial Hubble, mostra o que acontece quando duas galáxias se tornam uma.

© Hubble (Arp 243)

O nó cósmico torcido visto aqui é a NGC 2623 ou Arp 243, e está localizado a cerca de 250 milhões de anos-luz de distância na constelação de Câncer (O Caranguejo).

A NGC 2623 ganhou sua forma incomum e distintiva como resultado de uma colisão importante e subsequente fusão entre duas galáxias separadas. Este encontro violento fez com que as nuvens de gás dentro das duas galáxias se tornassem comprimidas e agitadas, provocando um pico acentuado da formação estelar. Esta formação ativa de estrelas é marcada por manchas salpicadas de azul brilhante; estes podem ser vistos agrupados no centro e ao longo das trilhas de poeira e gás que formam as curvas de varredura da NGC 2623 (conhecidas como caudas de maré). Estas caudas se estendem por aproximadamente 50 mil anos-luz de diâmetro. Muitas estrelas jovens, quentes e recém-nascidas se formam em aglomerados estelares brilhantes, pelo menos 170 destes aglomerados são conhecidos por existir dentro da NGC 2623.

A NGC 2623 está em um estágio tardio de fusão. Pensa-se que a Via Láctea eventualmente se assemelheará à NGC 2623 quando colidir com a galáxia Andrômeda, daqui a  quatro bilhões de anos.

Esta nova imagem contém dados de recentes observações de banda estreita e infravermelho que tornam visíveis mais recursos da galáxia.

Fonte: ESA

Apanhadas numa armadilha de poeira

Esta imagem obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra a V1247 Orionis, uma estrela quente e jovem rodeada por um anel dinâmico de gás e poeira, chamado disco circunstelar.

© ALMA (V1247 Orionis)

Este disco apresenta duas partes: um anel central de matéria claramente definido e uma delicada estrutura crescente situada mais longe.

Pensa-se que a região entre o anel e a estrutura crescente , visível como uma fita escura, tem origem num planeta jovem que “limpa” o seu caminho através do disco. À medida que o planeta orbita a sua estrela progenitora, o seu movimento dá origem a zonas de grande pressão de cada lado do caminho, semelhante às ondas da popa que um navio cria ao navegar na água. Estas áreas de alta pressão podem dar origem a barreiras protetoras em torno dos locais de formação de planetas; as partículas de poeira ficam presas no seu interior durante milhões de anos, permitindo assim que o tempo e o espaço a aglomere e as faça crescer.

A extraordinária resolução do ALMA permite aos astrônomos estudar pela primeira vez a estrutura intricada de tais armadilhas de poeira. A imagem revela não apenas a armadilha de poeira em forma de crescente na fronteira exterior da fita escura, mas também regiões de excesso de poeira no interior do anel, que indicam muito possivelmente uma segunda armadilha de poeira formada no interior da órbita do potencial planeta. Este resultado confirma anteriores previsões de simulações de computador.

As armadilhas de poeira são uma potencial solução a um grande obstáculo nas atuais teorias de formação planetária, que preveem que as partículas deveriam deslocar-se à deriva em direção à estrela central, sendo destruídas antes de terem tempo para crescer para tamanhos planetesimais (o problema da deriva radial).

Fonte: ESO

A atmosfera antiga da Lua

Estamos acostumados a imaginar a Lua como um lugar calmo de "magnífica desolação", a paz de outro mundo é perturbada apenas pelo impacto ocasional de meteoritos ou pelo desembarque terrestre de espaçonave. Mas 3 ou 4 bilhões de anos atrás, pode ter parecido muito diferente.

© NASA/MSFC (ilustração da erupção vulcânica no Mare Imbrium da Lua)

Depois de se formar a cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, a Lua anciã ainda estava resfriando e geologicamente ativa. As erupções vulcânicas em larga escala lançaram lava, encheu enormes bacias para formar mares, as regiões mais escuras que podemos ver a olho nu.

Um novo estudo revela que o intenso vulcanismo da Lua poderia ter liberado grandes quantidades de gás a um ritmo acelerado, o suficiente para envolver o satélite com uma atmosfera fina que sobreviveu milhões de anos antes de se perder para o espaço.

"O terreno teria parecido um mar de rocha fundida incandescente, com manchas de rochas mais escuras e frias formando uma crosta fraturada em cima da lava exposta à atmosfera em desenvolvimento," diz Debra Needham, do NASA Marshall Space Flight Center. "A atmosfera provavelmente teria sido uma neblina amarelada acastanhada, devido à concentração de enxofre, que teria sido visível da Terra".

Os pesquisadores usaram medidas atualizadas da extensão e profundidade dos mares lunares, obtidas por missões lunares, como GRAIL, LRO e o Moon Mineralogy Mapper, para determinar o volume de lava liberada durante as erupções. Combinaram esta informação com análises laboratoriais de rochas lunares coletadas durante as missões Apollo. Ao medir a quantidade de substâncias voláteis - substâncias susceptíveis de escapar na forma de gás - ainda presas nestas rochas, os pesquisadores estimaram a quantidade de gás vazado para a atmosfera.

Foi descoberto que durante as erupções formadoras de mares, uma enorme massa de gás também deveria ter sido liberada. Estima-se que, durante o pico da atividade vulcânica, cerca de 3,5 bilhões de anos atrás, a atmosfera lunar poderia ter sido até 1,5 vezes maior que a de Marte atual, atingindo uma pressão superficial de 0,01 atmosferas, ou 1% da pressão atmosférica da Terra ao nível do mar.

Tais condições podem ter durado até 70 milhões de anos. À medida que o interior da lua esfriou e sua atividade vulcânica diminuiu, ela deixou de produzir gases. A baixa gravidade não foi capaz de manter a atmosfera recém-criada, e foi perdida para o espaço.

Os pesquisadores também estimam que uma boa fração da atmosfera transitória da Lua poderia ter sido a água. Os vulcões poderiam ter liberado até o dobro do volume de água do lago Tahoe e, embora a maior parte provavelmente fosse perdida para o espaço, alguns depósitos poderiam ter sobrevivido na superfície lunar, particularmente em áreas sombreadas perto dos polos lunares.

No entanto, os novos resultados não significam que há mais água na superfície da Lua do que se pensava anteriormente. Os cientistas já sabem que há alguns depósitos ricos em hidrogênio nestas regiões. Mas é provável que eles foram trazido à superfície por fontes externas, como asteroides, cometas ou o vento solar. Os novos achados sugerem que pelo menos uma parte da água polar poderia ter sido produzida localmente, com erupções vulcânicas bombeando para fora das profundezas da própria Lua.

Esta pesquisa sugere um aspecto diferente do nosso único satélite, geralmente visto como uma rocha inativa desde o início do Sistema Solar. Pode também ter algumas implicações práticas para futuras missões tripuladas.

A superfície e a atmosfera lunares antigas eram mais dinâmicas do que se pensava. As pesquisas recentes mostram que a Lua foi uma vez magneticamente ativa, e seu campo magnético também pode ter afetado a atmosfera transitória. Poderia ter impactado a forma como as substâncias voláteis foram transportadas, perdidas ou depositadas em toda a geografia lunar.

Afinal, muitas ideias sobre o passado lunar podem ainda estar enterradas nas rochas trazidas de volta pelas missões Apollo, retiradas pela última vez quase a 45 anos atrás, em dezembro de 1972.

Fonte: Earth and Planetary Science Letter

O planeta anão Haumea tem um anel

Nos confins do Sistema Solar, para além da órbita de Netuno, existe um cinturão de objetos compostos por gelo e rochas, entre os quais se destacam quatro planetas anões: Plutão, Éris, Makemake e Haumea.

© Instituto de Astrofísica da Andaluzia (ilustração de Haumea com seu anel)

Este último é o menos conhecido dos quatro e foi recentemente o objeto de uma campanha de observação internacional que foi capaz de estabelecer as suas principais características físicas. O estudo, liderado por astrônomos do Instituto de Astrofísica da Andaluzia, revela a presença de um anel ao redor do planeta anão.

Os objetos transnetunianos (TNOs) são difíceis de estudar devido ao seu pequeno tamanho, ao seu baixo brilho e às enormes distâncias que nos separam. Um método muito eficiente, mas complexo, baseia-se no estudo de ocultações estelares, a passagem destes objetos em frente de uma estrela (como um pequeno eclipse). Permite a determinação das principais características físicas de um objeto (tamanho, forma e densidade) e foi aplicado com sucesso aos planetas anões Plutão, Éris e Makemake.

"Nós previmos que Haumea ia passar em frente de uma estrela no dia 21 de janeiro de 2017, e doze telescópios de dez diferentes observatórios europeus focaram-se no evento," afirma José Luis Ortiz, pesquisador do Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC), responsável pelo estudo.

Estas aplicações permitiram reconstruir, com uma precisão muito alta, a forma e o tamanho do planeta anão Haumea, e possibilitando descobrir que ele é consideravelmente maior e menos refletor do que se pensava anteriormente. É também muito menos denso do que era considerado, dizimando algumas perguntas que estavam pendentes acerca do objeto.

Haumea é um objeto interessante: gira em torno do Sol numa órbita elíptica que demora 284 anos para completar (atualmente está cinquenta vezes mais longe do Sol do que a Terra), e completa uma rotação sob si próprio a cada 3,9 horas, muito menos do que qualquer outro corpo com mais de 100 km de comprimento no Sistema Solar. Esta velocidade de rotação torna-o achatado, dando-lhe uma forma elipsoidal semelhante a uma bola de rugby. Os dados revelam que Haumea mede 2.320 km no seu eixo maior (quase o mesmo que Plutão), mas que não tem uma atmosfera global.

"Uma das descobertas mais interessantes e inesperadas foi a descoberta de um anel em torno de Haumea. Até alguns anos atrás, só conhecíamos a existência de anéis em torno dos planetas gigantes; recentemente, a nossa equipe descobriu que dois corpos pequenos situados entre Júpiter e Netuno, pertencentes a um grupo chamado centauros, têm anéis densos ao seu redor, o que se revelou uma grande surpresa. Agora descobrimos que corpos ainda mais distantes do que os centauros, maiores e com características gerais muito diferentes, também podem ter anéis," comenta Pablo Santos-Sanz, outro membro da equipe do IAA-CSIC.

De acordo com os dados obtidos a partir da ocultação estelar, o anel fica no plano equatorial do planeta anão, tal como o seu maior satélite, Hi'iaka, e exibe uma ressonância 3:1 em relação à rotação de Haumea, o que significa que as partículas geladas que compõem o anel giram três vezes mais devagar do que o planeta anão gira sob o seu próprio eixo.

"Existem diferentes explicações possíveis para a formação do anel; pode ser originário de uma colisão com outro objeto, ou da dispersão de material de superfície devido à alta velocidade de rotação do planeta anão," realça Ortiz (IAA-CSIC). É a primeira vez que um anel foi descoberto em torno de um objeto transnetuniano, e mostra que a presença de anéis pode ser muito mais comum do que se pensava anteriormente, tanto no nosso Sistema Solar como em outros sistemas planetários.

Oestudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Andalucía

Caçadores de exoplanetas gigantes: procurem discos de detritos

Não existe um mapa que mostre todos os bilhões de exoplanetas que se escondem na Via Láctea, estão tão distantes e são tão tênues em comparação com as suas estrelas, que é difícil encontrá-los. Agora, os astrônomos à procura de novos mundos estabeleceram um possível marcador para exoplanetas gigantes.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de corpos menores colidindo num dsco de poeira)

Um novo estudo descobriu que os exoplanetas gigantes que orbitam longe das suas estrelas são mais propensos a ser encontrados em torno de estrelas jovens que têm um disco de poeira e detritos do que aquelas sem discos. O estudo focou-se em planetas com mais de cinco vezes a massa de Júpiter. Este estudo é o maior, até à data, de estrelas com discos de detritos empoeirados, e encontrou as melhores evidências de que os planetas gigantes são responsáveis por manter este material sob controle.

Muitos dos planetas já descobertos através de imagens diretas estão em sistemas com discos de detritos, e agora o estudo indica que a poeira pode ser indicadora de mundos por descobrir.

Os astrônomos descobriram que a probabilidade de encontrar planetas gigantes de longo período é nove vezes superior para as estrelas com discos de detritos do que em estrelas sem discos.

Os cientistas combinaram dados de 130 sistemas estelares, compostos por uma estrela individual, com discos de detritos detectados pelo telescópio espacial Spitzer da NASA, e compararam-nos com 277 estrelas que parecem não hospedar discos. Os dois grupos estelares têm entre alguns milhões e bilhões de anos. Das 130 estrelas, 100 já tinham sido anteriormente examinadas à procura de exoplanetas. Como parte deste estudo, os pesquisadores estudaram as restantes 30 com o Observatório W. M. Keck no Havaí e com o VLT (Very Large Telescope) do ESO no Chile. Não detectaram quaisquer novos planetas nestes 30 sistemas, mas os dados adicionais ajudaram a caracterizar a abundância de planetas em sistemas com discos.

A pesquisa não resolve diretamente porque é que os exoplanetas gigantes causariam a formação de discos. Os autores sugerem que a enorme gravidade dos planetas gigantes faz com que corpos menores, denominado planetesimais, colidam violentamente em vez de formar planetas, e permaneçam em órbita como parte de um disco.

"É possível que não encontremos planetas pequenos nestes sistemas porque, ao início, estes corpos massivos destruíram os blocos de construção de planetas rochosos, enviando-os violentamente uns contra os outros a altas velocidades em vez de se combinarem gentilmente," afirma Dimitri Mawet, professor associado de astronomia no Caltech e pesquisador no Jet Propulsion Laboratory (JPL).

Por outro lado, os exoplanetas gigantes são mais fáceis de detectar do que os planetas rochosos, e é possível que existam alguns nestes sistemas onde não foram encontrados.

O nosso próprio Sistema Solar é o lar de gigantes gasosos responsáveis pela produção de "cinturão de detritos", o cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, esculpida por Júpiter, e o Cinturão de Kuiper, esculpida por Netuno. Muitos dos sistemas estudados também têm dois discos, mas também são muito mais jovens do que o nosso, até um bilhão de anos, em comparação com a idade atual de 4,5 bilhões de anos do Sistema Solar. A juventude destes sistemas explica em parte porque contêm muito mais poeira do que o nosso, resultante das colisões de corpos pequenos.

Um sistema discutido no estudo é o de Beta Pictoris, que foi fotografado diretamente com telescópios terrestres. Este sistema tem um disco de detritos, cometas e um exoplaneta confirmado. De fato, os cientistas previram a existência deste planeta bem antes de ser confirmado, com base na presença e estrutura do disco proeminente.

Num cenário diferente, a presença de dois cinturões de poeira num único disco de detritos sugere que existem, provavelmente, mais planetas no sistema cuja gravidade mantém estes cinturões, como é o caso do sistema HR 8799 que tem quatro planetas gigantes. As forças gravitacionais dos gigantes empurram cometas na direção da estrela, evento que poderá imitar o período da história do nosso Sistema Solar há cerca de 4 bilhões de anos conhecido como "Último Grande Bombardeamento". Os cientistas pensam que durante este período a migração de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno desviou poeira e corpos pequenos para o cinturão de asteroides e de Kuiper que vemos hoje. Quando o Sol era jovem, também havia muito mais poeira no nosso Sistema Solar.

O estudo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A magnífica galáxia NGC 1365

A galáxia espiral barrada NGC 1365 é uma verdadeira ilha majestosa do Universo.

© Dietmar Hager/Eric Benson/Torsten Grossmann (NGC 1365)

A galáxia NGC 1365 tem cerca de 200 mil anos-luz de diâmetro. Localizada a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Fornax, a NGC 1365 é um membro dominante do aglomerado de galáxias Fornax.

Esta impressionante imagem colorida e nítida mostra regiões de formação intensa de estrelas nas extremidades da barra e ao longo dos braços espirais, e detalhes das faixas de poeira que atravessam o núcleo brilhante da galáxia.

No núcleo desta galáxia encontra-se um buraco negro supermassivo. Os astrônomos acreditam que a proeminente barra da NGC 1365 desempenha um papel crucial na evolução da galáxia, extraindo gás e poeira do turbilhão de formação de estrelas e finalmente abastecendo de material o buraco negro central da galáxia.

Fonte: NASA

Morte prematura de estrela é confirmada

Um grupo de astrônomos brasileiros observou uma dupla de objetos celestes bastante rara na Via Láctea, composta por uma anã branca de baixíssima massa e uma anã marrom.

© UCL/Mark Garlick (ilustração de sistema binário contendo anã branca e anã marrom)

Ao analisá-las mais detidamente foi constatado algo incomum: a anã branca, que corresponde ao estágio final de uma estrela de massa intermediária (com aproximadamente 0,5 a 8 vezes a massa do Sol), teve sua trajetória interrompida precocemente por sua companheira, uma anã marrom, que a abateu prematuramente por perda de matéria.

As observações, realizadas entre 2005 e 2013 no Observatório do Pico dos Dias em Brazópolis (MG) e no banco de dados públicos do telescópio William Herschel, localizado nas Ilhas Canárias.

O sistema binário  HW Vir, HS 2231+2441, é relativamente raro, ele é composto por uma anã branca que tem entre dois e três décimos da massa do Sol e uma temperatura superficial de 28,5 mil Kelvin e uma anã marrom que possui massa entre 36 a 46 massas de Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar. Os pesquisadores derivaram duas soluções possíveis para HS 2231+2441, fornecendo as massas das componentes: M₁ = 0,19 M⊙ e M₂ = 0,036 M⊙ ou M₁ = 0,288 M⊙ e M₂ = 0,046 M⊙.

Este tipo de sistema binário fornece uma maneira direta de medir as propriedades fundamentais, tais como: as massas e osraios de seus componentes, portanto, são cruciais para estudar a formação de estrelas sdB (subanã de tipo espectral B) e anãs brancas de baixa massa, a fase de envelope comum e a pré-fase das variáveis ​​cataclísmicas.

Ela começou a interagir não só gravitacionalmente, mas também transferir massa para sua companheira. Esta transferência de massa da estrela mais massiva, que é o objeto primário, para sua companheira, que é o objeto secundário, ocorreu de forma desenfreada e instável e em um curto espaço de tempo. O objeto secundário foi atraído e englobado pela atmosfera do primário, chamada de envelope, onde começou a orbitar. Durante este processo de atração, o objeto secundário perdeu o momento angular orbital (grandeza física associada ao movimento de translação de um corpo) devido ao choque e ao atrito com o envelope do objeto primário, que foi transformado em energia cinética para o envelope.

Quando a energia transferida pelo objeto secundário chegou a um ponto em que superou a força gravitacional que mantinha o envelope preso ao núcleo do objeto primário, ocorreu uma grande ejeção de matéria do sistema, deixando o objeto primário despido, com apenas seu núcleo de hélio exposto. Como a matéria ejetada corresponde a uma grande parcela da massa do objeto primário, ela teve sua morte prematura decretada uma vez que, nesta condição, não conseguiu queimar mais hélio de seu núcleo e gerar luz própria. Por isso, passou a ser considerada uma anã branca.

A atual anã marrom, também deve ter ganhado um pouco de matéria quando dividiu o envelope com a anã branca, mas que não foi suficiente para chegar a ser uma nova estrela.

Antes de ser rebaixada a esta condição, a anã branca era uma estrela normal. Por ser mais massiva do que sua companheira ela evoluiu mais rapidamente, gerando um núcleo de hélio ao queimar hidrogênio durante sua existência. Durante a queima de hidrogênio de forma acelerada na camada que envolve o núcleo de hélio, a estrela caminhava rumo à categoria de gigantes vermelhas, que é a trajetória natural de estrelas do tipo solar, e pode ter atingido um raio maior que a distância da Terra ao Sol (cerca de 150 milhões de quilômetros).

A descoberta deste sistema binário, composto por um objeto com seu núcleo exposto orbitando em torno de outro objeto frio em um curto período de tempo, de aproximadamente três horas, poderá contribuir para entender melhor como objetos quentes e compactos como as anãs brancas de baixa massa, descobertas há pouco tempo, são gerados.

Esta classe de objetos mortos só pode ser formada dentro de sistemas binários, considerando a idade do Universo. Cerca da metade das estrelas de baixa massa na Via Láctea são sistemas binários. Entre as estrelas de alta massa, este índice chega a quase a totalidade e 75% deles vão interagir de alguma forma, como troca de matéria, acréscimo da velocidade de rotação das componentes e fusão. Por isso sistemas binários são cruciais para entendermos o ciclo de vida das estrelas.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Estudo de Marte fornece indícios sobre possível berço da vida

A descoberta de evidências de antigos depósitos hidrotermais em Marte identifica uma área no Planeta Vermelho que poderá fornecer pistas sobre a origem da vida na Terra.

© NASA/JPL-Caltech/Mars Reconnaissance Orbiter (região Eridania de Marte)

Um recente relatório internacional examina observações da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA de enormes depósitos numa bacia no sul de Marte. Os autores interpretam os dados como evidências de que estes depósitos foram formados por água aquecida por uma parte vulcanicamente ativa da crosta do planeta que penetrava no fundo de um grande mar há muito tempo atrás.

"Mesmo que nunca encontremos provas de vida em Marte, este local pode dizer-nos mais sobre o tipo de ambiente onde a vida pode ter começado na Terra," comenta Paul Niles do Centro Espacial Johnson da NASA, em Houston, EUA. "A atividade vulcânica, combinada com água parada, forneceram condições que provavelmente eram semelhantes às condições que existiam na Terra aproximadamente no mesmo momento, quando a vida estava se desenvolvendo aqui."

Marte hoje não tem águas paradas nem atividade vulcânica. Os pesquisadores estimam uma idade de aproximadamente 3,7 bilhões de anos para os depósitos marcianos atribuídos à atividade hidrotermal no fundo do mar. As condições hidrotermais submarinas na Terra, são um forte candidato para onde e quando a vida na Terra começou. A Terra ainda tem tais condições, onde muitas formas de vida prosperam graças à energia química extraída das rochas, sem luz solar. Mas devido à crosta ativa da Terra, o nosso planeta possui poucas evidências geológicas diretas preservadas destes tempos em que a vida começou. A possibilidade de atividade hidrotermal submarina no interior de luas geladas como Europa em Júpiter e Encélado em Saturno alimenta o seu interesse como destinos na procura por vida extraterrestre.

As observações do instrumento CRISM (Compact Reconnaissance Spectrometer for Mars) a bordo da MRO forneceram os dados para a identificação de minerais em depósitos massivos no interior da bacia Eridania de Marte, situada numa região com algumas das crostas expostas mais antigas do Planeta Vermelho.

"Este local dá-nos uma história convincente para um mar profundo e de longa duração e para um ambiente hidrotermal profundo," explica Niles. "Evoca os ambientes hidrotermais profundos da Terra, semelhantes aos ambientes onde a vida pode ser encontrada em outros mundos, vida que não precisa de uma atmosfera agradável ou de uma superfície temperada, mas apenas rochas, calor e água."

Os pesquisadores estimam que o antigo mar de Eridania continha cerca de 210.000 quilômetros cúbicos de água. Este valor é equivalente à soma de todos os outros lagos e mares no passado de Marte e cerca de nove vezes o volume total combinado dos Grandes Lagos da América do Norte. A mistura de minerais identificada a partir dos dados do espectrômetro, incluindo serpentina (silicato), talco e carbonato, e a forma e textura das espessas camadas rochosas, levaram à possível identificação de depósitos hidrotermais. A área tem fluxos de lava que sucedem ao desaparecimento do mar. Os cientistas citam-nos como evidências de que esta é uma área da crosta de Marte com uma suscetibilidade vulcânica que também terá produzido efeitos anteriores, quando o mar ainda estava presente.

O novo trabalho acrescenta à diversidade de tipos de ambientes molhados para os quais existem evidências em Marte, incluindo rios, lagos, deltas, mares, fontes termais, águas subterrâneas e erupções vulcânicas sob o gelo.

Os antigos depósitos hidrotermais no fundo do mar da bacia Eridania representam uma nova categoria de alvo astrobiológico em Marte. Os depósitos no fundo do mar de Eridania não são apenas de interesse para a exploração de Marte, também representam uma janela para o início da Terra. Isto porque as evidências mais antigas de vida na Terra vêm de depósitos marinhos de origem e idade semelhantes, mas o registo geológico destes antigos ambientes terrestres está muito pouco preservado.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A montanha Ahuna Mons em Ceres

O que criou esta montanha incomum?

© NASA/Dawn (montanha Ahuna Mons em Ceres)

A Ahuna Mons é a maior montanha conhecida do planeta anão Ceres do Sistema Solar, que orbita o Sol no cinturão principal de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter. A Ahuna Mons, não é parecida com nada que a humanidade viu antes. Isso por uma razão, suas encostas são decorados não com antigas crateras, mas com estruturas raiadas jovens.

Uma hipótese afirma que a Ahuna Mons é um vulcão de gelo formado pouco depois de um grande impacto ocorrido do lado oposto do planeta anão, e que soergueu o terreno com a propagação das ondas sísmicas. As raias brilhantes podem ser sais com alta reflectância, que são semelhantes a outros materiais encontrados nos famosos pontos brilhantes de Ceres.

A imagem digital acima foi construída através de mapas obtidos da superfície do de Ceres pela missão robótica Dawn da NASA, que teve a altura duplicada para realçar as características da montanha.

Fonte: NASA

O tamanho pode ser enganador

No que diz respeito às galáxias, o tamanho pode ser ilusório.

© Hubble (ESO 553-46)

Algumas das maiores galáxias do Universo estão dormentes, enquanto algumas galáxias anãs, como a ESO 553-46, retratada aqui pelo telescópio espacial Hubble, podem produzir estrelas a uma taxa elevada. A galáxia anã ESO 553-46 tem uma das maiores taxas de formação de estrelas de aproximadamente 1.000 galáxias mais próximas da Via Láctea. Uma grande proeza para uma galáxia tão diminuta!

Aglomerados de estrelas jovens e quentes estão presentes na galáxia, vistos com um azul brilhante. A intensa radiação que produzem também faz com que o gás circundante se acenda, visto em vermelho incandescente nesta imagem. A pequena massa e a coloração distinta das galáxias deste tipo levaram os astrônomos a classificá-las adequadamente como anãs compactas azuis (BCD).

Faltando o núcleo e a estrutura nítidos que muitas galáxias maiores possuem, como a Via Láctea, as BCDs como o ESO 553-46 são compostas por muitos aglomerados de estrelas unidos pela gravidade. Sua composição química é interessante, uma vez que elas contêm poeira relativamente pequena e poucos elementos mais pesados ​​do que o hélio, que são produzidos em estrelas e distribuídos por explosões de supernova. Tais condições são surpreendentemente semelhantes às que existiam no Universo primordial, quando as primeiras galáxias começaram a se formar.

Fonte: ESA

Encontrados pares de buracos negros gigantes

Astrônomos identificaram uma colheita abundante de buracos negros supermassivos duplos nos centros de galáxias.

© NASA/Chandra/A. Hobart (ilustração de um par de buracos negros supermassivos)

Esta descoberta pode ajudar na compreensão da maneira como os buracos negros gigantes crescem e como podem produzir as mais fortes ondas gravitacionais do Universo.

As novas evidências revelam cinco pares de buracos negros supermassivos, cada contendo milhões de vezes a massa do Sol. Estes pares de buracos negros formaram-se quando duas galáxias colidiram e se fundiram umas com as outras, forçando a aproximação entre os seus buracos negros supermassivos.

Os pares de buracos negros foram descobertos através da combinação de dados de vários observatórios, incluindo o observatório de raios X Chandra, do WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) e do LBT (Large Binocular Telescope).

"Os astrônomos já encontraram buracos negros individuais por todo o Universo," afirma Shobita Satyapal, da Universidade George Mason (EUA), que liderou um dos dois artigos que descreve estes resultados. "Mas, embora tenhamos previsto que cresçam rapidamente quando estão em interação, os buracos negros supermassivos duplos têm sido difíceis de serem encontrados."

Antes deste estudo conheciam-se menos de dez pares confirmados de buracos negros, graças a estudos de raios X e com base principalmente em detecções fortuitas. Para realizar uma pesquisa sistemática, a equipe teve que examinar cuidadosamente os dados de telescópios que detectam diferentes comprimentos de onda da luz.

Começando com o projeto Galaxy Zoo, os pesquisadores usaram dados ópticos do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) para identificar galáxias onde parecia que havia uma fusão entre duas galáxias menores. A partir deste conjunto, selecionaram objetos cuja separação entre os centros das duas galáxias nos dados do SDSS era inferior a 30.000 anos-luz, e cujas cores infravermelhas dos dados do WISE correspondiam àquelas previstas para um buraco negro supermassivo em rápido crescimento.

Com esta técnica, encontraram sete sistemas em fusão com pelo menos um buraco negro supermassivo. Dado que a forte emissão de raios X é uma característica dos buracos negros supermassivos em crescimento, os pesquisadores observaram estes sistemas com o Chandra. Encontraram pares íntimos de fontes de raios X em cinco destes sistemas, fornecendo evidências convincentes de que contêm dois buracos negros supermassivos em crescimento.

© Chandra/WISE/LBT/SDSS/A. Hobart (dois pares de buracos negros supermassivos)

Tanto os dados de raios X do Chandra como as observações infravermelhas sugerem que os buracos negros supermassivos estão "enterrados" em grandes quantidades de gás e poeira.

"O nosso trabalho mostra que a combinação de uma seleção infravermelha com acompanhamento de raios X é um procedimento muito eficaz para encontrar estes pares de buracos negros," comenta Sara Ellison da Universidade de Victoria, no Canadá. "Os raios X e a detecção infravermelha são capazes de penetrar as nuvens obscuras de gás e poeira que rodeiam estes pares de buracos negros, sendo depois necessária a visão nítida do Chandra para os separar."

A equipe usou dados ópticos adicionais do levantamento MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory) para identificar um dos novos pares de buracos negros. Um membro deste buraco negro binário é particularmente poderoso, tendo a maior luminosidade em raios X já observada, até à data, com o Chandra num par de buracos negros.

Este trabalho tem implicações para o campo crescente da astrofísica de ondas gravitacionais. Enquanto que os cientistas que utilizam o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) já detectaram sinais da fusão de buracos negros, estes buracos negros são da variedade menor, com massas entre oito e 36 vezes a massa do Sol.

Os buracos negros em fusão nos centros das galáxias são muito maiores. Quando estes buracos negros supermassivos se atraem uns aos outros, começam a produzir ondas gravitacionais. A eventual fusão de dois buracos negros supermassivos leva à formação de um buraco negro ainda maior. Este processo produziria uma quantidade surpreendente de energia quando parte da massa fosse convertida em ondas gravitacionais.

"É importante compreender quão comuns são os pares de buracos negros supermassivos, para ajudar a prever os sinais dos observatórios de ondas gravitacionais," comenta Satyapal. "Com as experiências já existentes e com as prestes a chegar, esta é um momento emocionante para investigar a fusão de buracos negros. Estamos nos estágios iniciais de uma nova era na exploração do Universo."

O LIGO não é capaz de dectetar ondas gravitacionais oriundas de pares de buracos negros supermassivos. Ao invés, redes como o NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves) estão atualmente realizando estas pesquisas. No futuro, o projeto LISA (Laser Interferometer Space Antenna) também poderá procurar estas ondas gravitacionais.

Quatro dos candidatos a buraco negro duplo foram divulgados num artigo por Satyapal et al., recentemente aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal. O outro candidato a buraco negro duplo foi divulgado num artigo por Ellison et al., publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics