Descobertas duas super-Terras em órbita de anã vermelha próxima

Os exoplanetas mais próximos fornecem-nos as melhores oportunidades para estudos detalhados, incluindo a busca por evidências de vida localizadas além do Sistema Solar.

© Mark Garlick (ilustração do sistema multiplanetário Gliese 887)

Uma pesquisa liderada pela Universidade de Göttingen, Alemanha, por astrônomos do projeto RedDots, detectou um sistema de super-Terras em órbita da estrela próxima Gliese 887, a anã vermelha mais brilhante do céu. As super-Terras são exoplanetas com uma massa maior do que a da Terra, mas substancialmente inferior às dos nossos gigantes gelados locais, Urano e Netuno. As super-Terras recém-descobertas ficam perto da zona habitável da anã vermelha, onde a água pode existir no estado líquido, e podem ser mundos rochosos.

A equipe de astrônomos do RedDots monitorou a anã vermelha usando o espectrógrafo HARPS do ESO no Chile. Usaram uma técnica chamada "oscilação Doppler", que lhes permite medir as pequenas oscilações da estrela provocadas pela atração gravitacional dos planetas. Os sinais regulares correspondem a órbitas de apenas 9,3 e 21,8 dias, indicando duas super-Terras, Gliese 887b e Gliese 887c, ambas maiores que a Terra e movendo-se rapidamente, muito mais depressa que Mercúrio. Os cientistas estimam que a temperatura de Gliese 887c seja de aproximadamente 70ºC.

Gliese 887 é uma das estrelas mais próximas do Sol, a cerca de 11 anos-luz de distância. É muito mais tênue e tem aproximadamente metade do tamanho do nosso Sol, o que significa que a zona habitável está muito mais próxima de Gliese 887 do que a distância Terra-Sol. 

O RedDots descobriu mais dois fatos interessantes sobre Gliese 887. O primeiro é que a anã vermelha tem muito poucas manchas estelares, ao contrário do nosso Sol. Se Gliese 887 fosse tão ativa quanto o nosso Sol, é provável que um vento estelar forte, ou seja, o fluxo de material que pode erodir a atmosfera de um planeta, simplesmente varresse as atmosferas dos planetas. Isto significa que os planetas recém-descobertos podem reter as suas atmosferas ou ter atmosferas mais espessas que a da Terra, e potencialmente hospedar vida, mesmo que GJ887 receba mais luz do que a Terra. O outro aspecto interessante é que o brilho de Gliese 887 é quase constante. Portanto, será relativamente fácil detectar as atmosferas do sistema de super-Terras, tornando-o um alvo principal do telescópio espacial James Webb, o sucessor do telescópio espacial Hubble.

A Dra. Sandra Jeffers, da Universidade de Göttingen e autora principal do estudo, conclui: "Estes planetas vão fornecer as melhores possibilidades para estudos mais detalhados, incluindo a busca por vida fora do nosso Sistema Solar."

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: University of Göttingen

Galáxia espiral "floculenta"

O padrão espiral mostrado pela galáxia nesta imagem do telescópio espacial Hubble é impressionante devido à sua natureza delicada e emplumada.

© Hubble (NGC 2775)

Esses braços espirais "floculentos" indicam que a história recente da formação de estrelas da galáxia, conhecida como NGC 2775, tem sido relativamente silenciosa. Não há praticamente nenhuma formação estelar na parte central da galáxia, que é dominada por uma protuberância galáctica incomumente grande e relativamente vazia, onde todo o gás foi convertido em estrelas há muito tempo.

A NGC 2275 é classificada como uma galáxia espiral "floculenta", localizada a 67 milhões de anos-luz de distância na constelação de Câncer.

Milhões de estrelas azuis jovens e brilhantes brilham nos complexos braços em espiral em forma de pena, entrelaçados com faixas escuras de poeira. Pensa-se que complexos dessas estrelas azuis quentes desencadeiam a formação de estrelas nas nuvens de gás próximas. Os padrões gerais em espiral dos braços em forma de pena são formados pelo cisalhamento das nuvens de gás à medida que a galáxia gira. A natureza floculenta da espiral contrasta com as espirais das galáxias de aspecto grandioso, que têm braços espirais proeminentes e bem definidos.

Fonte: NASA

O curioso movimento da estrela Bat Shadow

A jovem estrela HBC 672 é conhecida pelo apelido de Bat Shadow por causa de sua sombra em forma de asa.

© Hubble (Bat Shadow)

O telescópio espacial Hubble agora observou pela primeira vez um curioso movimento da sombra no disco da estrela. A estrela reside em um viveiro estelar chamado Nebulosa da Serpente, a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra.

O Hubble captou uma impressionante imagem do disco invisível e formador de planetas da estrela em 2018. Este disco lança uma sombra enorme através de uma nuvem mais distante em uma região formadora de estrelas, como uma mosca vagando no feixe de uma lanterna projetando em uma parede.

Agora, os astrônomos observaram por acaso os movimentos da Bat Shadow. Eles combinaram as imagens antigas e novas, a sombra parecia ter se movido.

A sombra é tão grande, cerca de 200 vezes o diâmetro do nosso Sistema Solar, que a luz não viaja instantaneamente através dela. De fato, leva cerca de 45 dias para a luz viajar da estrela até a borda mais bem definida da sombra.

Os pesquisadores calculam que um planeta que deforma o disco orbitará sua estrela em nada menos que 180 dias. Eles estimam que seria a mesma distância da estrela que a Terra está do Sol. A forma de seus dois picos e dois mergulhos explicaria o movimento da sombra. Especula-se que um planeta está incorporado no disco, inclinado ao plano do disco. Se não for um planeta, uma explicação menos provável é uma companheira estelar de menor massa orbitando a HBC 672 fora do plano do disco. Provavelmente, este não seja o motivo, com base na espessura do disco, e também não há evidências atuais para uma companheira binária.

O disco é uma estrutura circular de gás, poeira e rocha, e é pequeno e distante demais para ser visto, mesmo pelo Hubble. No entanto, com base na sombra projetada, os cientistas sabem que sua relação altura/raio é de 1:5.

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Descoberto um exoplaneta em órbita de jovem estrela única

Há mais de uma década que os astrônomos procuram planetas em órbita de AU Microscopii, uma estrela próxima ainda rodeada por um disco de detritos deixado para trás durante a sua formação.

© NASA/Chris Smith (ilustração do planeta AU Mic b)

Agora, os cientistas usaram dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e do aposentado telescópio espacial Spitzer para relatar a descoberta de um planeta tão grande quanto Netuno que completa uma órbita em torno da jovem estrela em pouco mais de uma semana.

O sistema, conhecido pela abreviação AU Mic, fornece um laboratório único para estudar como os planetas e as suas atmosferas se formam, evoluem e interagem com as suas estrelas.

AU Mic é uma estrela anã vermelha e fria, com uma idade estimada entre 20 a 30 milhões de anos, sendo pelo menos 150 vezes mais nova que o nosso Sol. A estrela é tão jovem que brilha principalmente do calor gerado quando a sua própria gravidade a puxou para dentro e comprimiu. Menos de 10% da energia da estrela vem da fusão do hidrogênio em hélio no seu núcleo, o processo que alimenta estrelas como o nosso Sol.

O sistema está localizado a 31,9 anos-luz de distância na direção da constelação do hemisfério sul de Microscópio. Faz parte de uma coleção próxima de estrelas chamada Grupo Móvel de Beta Pictoris, cujo nome refere-se a uma estrela maior e mais quente, do tipo-A, que abriga dois planetas e também é rodeada por um disco de detritos.

Embora os sistemas tenham a mesma idade, os seus planetas são marcadamente diferentes. O planeta AU Mic b quase que abraça a sua estrela, completando uma órbita a cada 8,5 dias. Tem menos de 58 vezes a massa da Terra, colocando-o na categoria de mundos semelhantes a Netuno. Beta Pictoris b e c, no entanto, são pelo menos 50 vezes mais massivos do que Au Mic b e levam 21 e 3,3 anos, respetivamente, orbitando a sua estrela.

Pensa-se que AU Mic b se formou longe da estrela e migrou para dentro até à sua órbita atual, algo que pode acontecer à medida que os planetas interagem gravitacionalmente com um disco de gás ou com outros planetas. Por outro lado, a órbita de Beta Pictoris b não parece ter migrado muito. As diferenças entre estes sistemas com idades semelhantes podem mostrar a formação e migração dos planetas.

A detecção de planetas em torno de estrelas como AU Mic representa um desafio particular. Estas estrelas tempestuosas possuem fortes campos magnéticos e podem estar cobertas por manchas estelares, ou seja, regiões mais frias, mais escuras e altamente magnetizadas parecidas com as manchas solares, que frequentemente desencadeiam fortes explosões estelares. Tanto as manchas como as suas proeminências contribuem para as mudanças de brilho da estrela.

Em julho e agosto de 2018, quando o TESS estava observando AU Mic, a estrela produziu várias erupções, algumas das quais eram mais poderosas do que as mais fortes já registadas no Sol. Os pesquisadores realizaram uma análise detalhada para remover estes efeitos dos dados do TESS.

Quando um planeta passa em frente da sua estrela, da perspetiva da Terra, um evento denominado trânsito, a sua passagem provoca uma distinta queda de brilho estelar. O TESS monitora grandes áreas do céu durante 27 dias de cada vez. Durante este longo olhar, as câmaras da missão captaram regularmente instantâneos que permitem com que os cientistas rastreiem alterações no brilho estelar.

Quedas regulares no brilho de uma estrela assinalam a possibilidade de um planeta em trânsito. Geralmente, são necessários pelo menos dois trânsitos observados para reconhecer a presença de um planeta.

Como a quantidade de luz bloqueada por um trânsito depende do tamanho do planeta e da sua distância orbital, os trânsitos observados pelo TESS e pelo Spitzer forneceram uma medição direta do tamanho de AU Mic b. A análise destas medições mostra que o planeta é aproximadamente 8% maior do que Netuno.

Observações com instrumentos acoplados a telescópios terrestres fornecem limites superiores para a massa do planeta. À medida que um planeta se desloca, a sua gravidade puxa a estrela hospedeira, que se move levemente em resposta. Os instrumentos sensíveis de telescópios grandes podem detectar a velocidade radial da estrela, o seu movimento para a frente e para trás ao longo da nossa linha de visão. Graças à combinação de observações com o Observatório W. M. Keck e com o IRTF (InfraRed Telescope Facility) da NASA no Havaí, juntamente com o ESO no Chile, a equipe concluiu que AU Mic b tem uma massa equivalente a pouco menos que 58 Terras.

Durante décadas, AU Mic intrigou os astrônomos como um possível lar para planetas, graças à sua proximidade, juventude e brilhante disco de detritos. Agora que o TESS e o Spitzer encontraram lá um planeta, a história completa-se. AU Mic é um sistema importante, um laboratório próximo para entender a formação e a evolução de estrelas e de planetas que continuará a ser estudado nas próximas décadas.

Esta descoberta foi relatada nas revistas Nature e Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Objeto misterioso na "divisão de massa"

Quando as estrelas mais massivas morrem, colapsam sob a sua própria gravidade e deixam para trás buracos negros; quando estrelas um pouco menos massivas morrem, explodem numa supernova e deixam para trás remanescentes densos e mortos de estrelas chamadas estrelas de nêutrons.

© F. Elavsky/A. Geller (gráfico das massas de buracos negros)

Este gráfico mostra as massas dos buracos negros detectados através de observações eletromagnéticas (roxo), os buracos negros medidos por observações de ondas gravitacionais (azul), as estrelas de nêutrons medidas por observações eletromagnéticas (amarelo) e as estrelas de nêutrons detectadas através de ondas gravitacionais (laranja). Um evento chamado GW190814 é realçado no meio do gráfico como a fusão de um buraco negro com um objeto misterioso de massa equivalente a 2,6 vezes a do Sol.

Há décadas que os astrônomos se interessam pela divisão que fica entre as estrelas de nêutrons e os buracos negros: a estrela de nêutrons mais pesada que se conhece não tem mais do que 2,5 vezes a massa do nosso Sol, e o buraco negro mais leve tem aproximadamente 5 massas solares. A questão que permanecia: existe alguma coisa neste intervalo de massas?

Agora, num novo estudo pelos detectores LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) e Virgo, os cientistas anunciaram a descoberta de um objeto com 2,6 massas solares, colocando-o firmemente na divisão de massa. O objeto foi encontrado no dia 14 de agosto de 2019, quando se fundiu com um buraco negro com 23 massas solares, criando ondas gravitacionais detectadas na Terra pelo LIGO e Virgo.

Este objeto é a estrela de nêutrons mais pesada ou o buraco negro mais leve que se conhece?

A fusão cósmica descrita no estudo, GW190814, resultou num buraco negro final com aproximadamente 25 vezes a massa do Sol (alguma da massa fundida foi convertida num surto energético de ondas gravitacionais). O recém-formado buraco negro fica a cerca de 800 milhões de anos-luz da Terra.

Antes da fusão dos dois objetos, as suas massas diferiam por um fator de 9, tornando-se na relação de massa mais extrema já conhecida para um evento de ondas gravitacionais. Outro evento relatado recentemente pelo LIGO-Virgo, chamado GW190412, ocorreu entre dois buracos negros com uma relação de massa de aproximadamente 4:1.

"É um desafio para os modelos teóricos atuais formar pares, em fusão, de objetos compactos com uma taxa de massa tão grande na qual o parceiro mais leve reside no hiato de massa entre buracos negros e estrelas de nêutrons. Esta descoberta implica que estes eventos ocorrem com muito mais frequência do que o previsto, tornando-o num objeto de baixa massa realmente intrigante," disse Vicky Kalogera, professora da Universidade Northwestern. "O objeto misterioso pode ser uma estrela de nêutrons fundindo-se com um buraco negro, uma possibilidade excitante esperada teoricamente, mas ainda não confirmada observacionalmente. No entanto, com 2,6 vezes a massa do nosso Sol, excede as previsões modernas para a massa máxima das estrelas de nêutrons, e pode ao invés ser o buraco negro mais leve já detectado".

Quando os cientistas do LIGO e do Virgo avistaram esta fusão, imediatamente enviaram um alerta à comunidade astronômica. Dúzias de telescópios terrestres e espaciais continuaram à procura, no espetro eletromagnético, de sinais do evento, sem resultados positivos. Até agora, essas contrapartes de luz nos sinais das ondas gravitacionais foram vistas apenas uma vez, num evento chamado GW170817. O evento, descoberto pela rede LIGO-Virgo em agosto de 2017, envolveu uma colisão escaldante de duas estrelas de nêutrons que foi subsequentemente testemunhada por dúzias de telescópios na Terra e no espaço. As colisões de estrelas de nêutrons são eventos caóticos que lançam matéria para o espaço em todas as direções e, portanto, espera-se que emitam luz. Inversamente, pensa-se que as fusões que envolvem buracos negros não produzem luz.

De acordo com os cientistas do LIGO e do Virgo, o evento de agosto de 2019 não foi visto pelos telescópios que observam no espetro eletromagnético por várias razões. Em primeiro lugar, este evento estava seis vezes mais distante do que o evento observado em 2017, dificultando a captação de qualquer sinal de luz. Em segundo lugar, se a colisão tivesse envolvido dois buracos negros, provavelmente não teria emitido luz. Em terceiro lugar, se o objeto menor tivesse sido de fato uma estrela de nêutrons, o seu buraco negro parceiro, 9 vezes mais massivo, teria engolido a estrela toda; uma estrela de nêutrons consumida inteira por um buraco negro não emite luz.

Como é possível saber se o objeto misterioso era uma estrela de neutrões ou um buraco negro? Observações futuras com o LIGO, Virgo e possivelmente outros telescópios podem captar eventos semelhantes que ajudariam a revelar se objetos adicionais existem na divisão de massas.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: California Institute of Technology

Raios X de estrela fornecem pistas dos primeiros dias do nosso Sol

Ao detectar um surto de raios X de uma estrela muito jovem com o observatório de raios X Chandra da NASA, pesquisadores redefiniram a linha temporal de quando estrelas como o Sol começam a liberar radiação altamente energética para o espaço. Isto é significativo porque pode ajudar a responder a algumas perguntas sobre os primeiros dias do nosso Sol e também sobre o Sistema Solar de hoje.

© NASA/M. Weiss (ilustração de HOPS 383)

A imagem mostra o objeto onde os astrônomos descobriram o surto de raios X. HOPS 383 é chamada uma "protoestrela" jovem porque está na fase inicial da evolução estelar que ocorre logo após o início do colapso de uma grande nuvem de gás e poeira. Uma vez amadurecida, HOPS 383, localizada a cerca de 1.400 anos-luz da Terra, terá uma massa equivalente a mais ou menos metade da massa do Sol.

A ilustração mostra HOPS 383 rodeada por um casulo de material com a forma de um donut (castanho escuro), contendo cerca de metade da massa da protoestrela, que está  caindo em direção à estrela central. Grande parte da luz da estrela em HOPS 383 é incapaz de perfurar este casulo, mas os raios X do surto (azul) são poderosos o suficiente para o fazer. A radiação infravermelha emitida por HOPS 383 é espalhada pelo interior do casulo (branco e amarelo).

As observações do Chandra, em dezembro de 2017, revelaram o surto de raios X, que durou cerca de 3 horas e 20 minutos. O rápido aumento e a lenta diminuição da quantidade de raios X são semelhantes ao comportamento dos raios X de estrelas jovens mais evoluídas que HOPS 383. Não foram detectados raios X oriundos da protoestrela fora deste período, o que implica que durante estas vezes HOPS 383 era pelo menos dez vezes mais fraca, em média, do que o surto no seu máximo. Também é 2.000 vezes mais potente do que o surto de raios X mais brilhante observado no Sol, uma estrela de meia-idade com massa relativamente baixa.

À medida que o material do casulo cai para dentro em direção ao disco, há também um êxodo de gás e poeira. Este fluxo exterior remove momento angular do sistema, permitindo que o material caia do disco para a jovem protoestrela em crescimento. Um fluxo deste tipo foi visto em HOPS 383 e é possível que os poderosos surtos de raios X como o observado pelo Chandra podem retirar elétrons dos átomos. Isto pode ser importante para direcionar o fluxo por forças magnéticas.

© NASA/Chandra/N. Grosso (HOPS 383 Timelapse)

Além disso, quando a estrela expeliu raios X, provavelmente também teria impulsionado fluxos energéticos de partículas que colidiram com grãos de poeira localizados na orla interna do disco de material que gira em torno da protoestrela. Supondo que algo semelhante aconteceu no nosso Sol, as reações nucleares provocadas por esta colisão podem explicar as abundâncias incomuns de elementos em certos tipos de meteoritos encontrados na Terra.

Não foi detectado nenhum outro surto em HOPS 383 ao longo de três observações com o Chandra, totalizando um tempo de exposição pouco inferior a um dia. Os astrônomos vão precisar de observações de raios X mais longas para determinar a frequência de tais explosões durante esta fase inicial de desenvolvimento de estrelas como o nosso Sol.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Existem até seis bilhões de planetas semelhantes à Terra na nossa Galáxia

De acordo com novas estimativas de astrônomos da Universidade da Columbia Britânica, Canadá, usando dados da missão Kepler da NASA, pode haver até um planeta semelhante à Terra para cada cinco estrelas parecidas com o Sol na Via Láctea.

© NASA/W. Stenzel (planetas transitando uma estrela)

Para ser considerado parecido à Terra, um planeta deve ser rochoso, ter aproximadamente o tamanho da Terra e orbitar uma estrela parecida com o Sol (tipo-G). Também tem que orbitar na zona habitável da sua estrela, ou seja, o intervalo de distâncias na qual um planeta rochoso pode hospedar água líquida, e potencialmente vida, à sua superfície.

"Os meus cálculos estabelecem um limite superior de 0,18 planetas parecidos com a Terra por cada estrela do tipo-G," diz a pesquisadora Michelle Kunimoto, da Universidade da Columbia Britânica. "Estimar quão comuns são os diferentes tipos de planetas, em torno de estrelas diferentes, pode fornecer restrições importantes às teorias de formação e evolução planetária, e ajudar a otimizar futuras missões dedicadas a encontrar a exoplanetas."

"A nossa Via Láctea tem até 400 bilhões de estrelas, sendo 7% do tipo-G. Isso significa que menos de seis bilhões de estrelas podem ter planetas parecidos com a Terra na nossa Galáxia," disse o astrônomo Jaymie Matthews, da Universidade da Columbia Britânica.

Estimativas anteriores da frequência de planetas parecidos com a Terra variam de aproximadamente 0,02 planetas potencialmente habitáveis por cada estrela parecida com o Sol, a mais de um por cada estrela parecida com o Sol.

Normalmente, planetas como a Terra têm mais probabilidade de não serem descobertos por um levantamento planetário do que outros tipos, pois são muito pequenos e orbitam muito longe das suas estrelas. Isso significa que um catálogo planetário representa apenas um pequeno subconjunto dos planetas que estão realmente em órbita das estrelas examinadas. Kunimoto usou uma técnica de modelagem avançada para superar estes desafios.

"Comecei por simular toda a população de exoplanetas em torno das estrelas que o Kepler analisou," explicou. "Marquei cada planeta como 'detectado' ou 'perdido' dependendo da probabilidade do meu algoritmo de busca planetária os encontrar. Depois, comparei os planetas detectados com o meu catálogo real de planetas. Se a simulação produzisse uma correspondência íntima, então a população inicial era uma boa representação da população real de planetas que orbitam estas estrelas."

A pesquisa de Kunimoto também forneceu informações sobre uma das questões mais salientes da ciência exoplanetária hoje em dia: o "hiato de raio" dos planetas. O hiato de raio demonstra que é incomum que planetas com períodos orbitais inferiores a 100 dias tenham um tamanho entre 1,5 e 2 vezes o da Terra. Ela descobriu que o hiato de raio existe numa gama muito mais estreita de períodos orbitais do que se pensava anteriormente. Os seus resultados observacionais podem fornecer restrições aos modelos de evolução planetária que explicam as características do hiato de raio.

Anteriormente, Kunimoto pesquisou dados de arquivo de 200.000 estrelas da missão Kepler da NASA. Descobriu 17 novos planetas localizados além do Sistema Solar, e também recuperou milhares de planetas já conhecidos.

O novo estudo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: University of British Columbia

Novas imagens impressionantes do Hubble revelam transformação estelar

O telescópio espacial Hubble demonstra toda a sua gama de recursos com duas novas imagens de nebulosas planetárias.

© Hubble (NGC 6302)

As imagens retratam duas nebulosas planetárias jovens próximas, NGC 6302 e NGC 7027. Ambas estão entre as nebulosas planetárias mais empoeiradas conhecidas e contêm massas de gás incomumente grandes, o que as tornou um par interessante para estudo em paralelo por uma equipe de pesquisadores.

Como motores de fusão nuclear, a maioria das estrelas vive vidas plácidas por centenas de milhões a bilhões de anos. Mas perto do fim de suas vidas, elas podem se transformar em redemoinhos confusos, inflando conchas e jatos de gás quente. Os astrônomos usaram o telescópio espacial Hubble para dissecar esses fogos de artifício acontecendo nessas duas nebulosas planetárias. Foram descobertos níveis sem precedentes de complexidade e rápidas mudanças nos jatos e nas bolhas de gás que explodem das estrelas no centro de cada nebulosa. Agora, o telescópio espacial Hubble está permitindo convergir à compreensão dos mecanismos subjacentes desse caos.

O telescópio espacial Hubble já fotografou esses objetos antes, com o instrumento Wide Field Camera 3 em toda a sua faixa de comprimento de onda, fazendo observações sob luz ultravioleta a infravermelho próximo.

© Hubble (NGC 7027)

As novas imagens do Hubble revelam com detalhes vívidos como as duas nebulosas se dividem em escalas de tempo extremamente curtas, permitindo o visão das mudanças nas últimas décadas. Em particular, as amplas vistas de vários comprimentos de onda de cada nebulosa estão ajudando no rastreamento do histórico de ondas de choque nelas. Tais choques são tipicamente gerados quando ventos estelares rápidos atingem e varrem mais lentamente o gás e a poeira ejetados pela estrela em seu passado recente, gerando cavidades semelhantes a bolhas com paredes bem definidas.

Os pesquisadores suspeitam que no centro de cada nebulosa havia duas estrelas orbitando uma à outra. A evidência para uma "dupla dinâmica" tão central vem das formas bizarras dessas nebulosas. Cada nebulosa tem uma cintura apertada e empoeirada e lóbulos ou saídas polares, além de outros padrões simétricos mais complexos.

Uma teoria importante para a geração de tais estruturas nas nebulosas planetárias é que a estrela que perde massa é uma das duas estrelas em um sistema binário. As duas estrelas orbitam uma à outra o suficiente para que eventualmente interajam, produzindo um disco de gás em torno de uma ou de ambas as estrelas. O disco lança jatos de gás que inflam os lobos direcionados para os polos.

Outra hipótese popular relacionada é que a estrela menor do par pode se fundir com sua companheira estelar inchada e em rápida evolução. Essa configuração de estrela binária de "envelope comum" de vida muito curta também pode gerar jatos oscilantes, formando as saídas bipolares da marca registrada comumente vistas em nebulosas planetárias. No entanto, as estrelas companheiras nessas nebulosas planetárias não foram diretamente observadas. Os pesquisadores sugerem que isso pode acontecer porque essas companheiras estão próximas ou já foram engolidas por estrelas gigantes vermelhas muito maiores e mais brilhantes.

A NGC 6302, vulgarmente conhecida como Nebulosa da Borboleta, exibe um padrão distinto em forma de S, visto em laranja avermelhado na imagem. Imagine um aspersor de gramado girando loucamente, jogando dois jatos de água em forma de S. Nesse caso, não é água no ar, mas gás soprado em alta velocidade por uma estrela. E o “S” só aparece quando captado pelo filtro da câmera do telescópio espacial Hubble que registra emissão no infravermelho próximo de átomos de ferro ionizados. Essa emissão de ferro é indicativa de colisões energéticas entre ventos lentos e velozes, o que é mais comumente observado nos núcleos galácticos ativos e nos remanescentes de supernovas.

Nota-se na imagem das emissões de ferro que ventos rápidos e fora do eixo penetram muito longe na nebulosa como tsunamis, obliterando antigos aglomerados em seus caminhos e deixando apenas longas caudas de detritos.

A imagem que acompanha a NGC 7027 indica que ela estava lentamente inflando sua massa com padrão esférico simétrico ou talvez espirais por séculos. Algo recentemente deu errado no centro, produzindo um novo padrão de folha de trevo, com jatos de material disparando em direções específicas.

Um artigo foi publicado no periódico Galaxies.

Fonte: ESA

Espiando o pulsar mais jovem descoberto até agora

Uma campanha de observação liderada pelo observatório espacial XMM-Newton da ESA revela o pulsar mais jovem alguma vez visto, o remanescente de uma estrela anteriormente massiva, que também é um magnetar, ostentando um campo magnético cerca de 100 milhões de vezes mais forte do que os imãs mais poderosos já construídos por humanos.

© ESA (ilustração de um magnetar)

Os pulsares são alguns dos objetos mais exóticos do Universo. Formam-se quando estrelas massivas terminam as suas vidas por meio de poderosas explosões de supernova e deixam para trás remanescentes estelares extremos: quentes, densos e altamente magnetizados. Às vezes, os pulsares também passam por períodos de atividade bastante alta, durante os quais emitem enormes quantidades de radiação energética em escalas de tempo de milissegundos a anos.

As explosões menores geralmente assinalam o início de um maior surto, quando a emissão de raios X se pode tornar mil vezes mais intensa. Uma campanha de vários instrumentos liderada pelo XMM-Newton captou agora uma explosão emanando do pulsar mais jovem alguma vez descoberto: Swift J1818.0−1607, que foi originalmente descoberto pelo Observatório Swift da NASA em março.

Este pulsar não é apenas o mais jovem dos 3.000 conhecidos na nossa Via Láctea, mas também pertence a uma categoria muito rara de pulsares: magnetares, os objetos cósmicos com os campos magnéticos mais fortes já medidos no Universo.

"Swift J1818.0−1607 fica a cerca de 15.000 anos-luz de distância, dentro da Via Láctea," diz o autor principal Paolo Esposito da Escola Universitária de Estudos Superiores de Pavia, Itália.

"Identificar algo tão jovem, logo após se formar no Universo, é extremamente empolgante. As pessoas na Terra poderiam ver a explosão de supernova que formou este magnetar jovem há cerca de 240 anos, bem no meio das revoluções americana e francesa."

Este magnetar é um dos objetos do seu tipo com mais rápida rotação conhecida, girando uma vez a cada 1,36 segundos, apesar de conter a massa de dois sóis num remanescente estelar que mede apenas 25 km de diâmetro.

Imediatamente após a descoberta, os astrônomos examinaram este objeto em mais detalhe com o XMM-Newton, com os satélites Swift e NuSTAR da NASA e com o Radiotelescópio da Sardenha na Itália.

Ao contrário da maioria dos magnetares, que são observáveis apenas em raios X, as observações revelaram que Swift J1818.0−1607 é um dos poucos que também mostra emissão pulsada no rádio.

O fato de poder ser observado tanto em raios X como no rádio fornece uma pista importante para um debate científico em andamento sobre a natureza de um tipo específico de remanescente estelares: os pulsares.

Um tipo de pulsar especialmente magnetizado, pensa-se que os magnetares sejam incomuns no Universo, sendo detectados apenas cerca de 30 deles, e supõe-se que sejam distintos de outros tipos de pulsar que aparecem fortemente nas emissões de rádio.

Mas os pesquisadores de raios X suspeitam há muito tempo que os magnetares podem ser bem mais comuns do que esta visão sugere. Esta nova descoberta apoia a ideia de que, em vez de serem exóticos, podem formar uma fração substancial dos pulsares encontrados na Via Láctea.

Além disso, pode não haver uma diversidade de pulsares tão ampla quanto se pensava inicialmente. Os fenômenos distintos mostrados pelos magnetares também podem ocorrer em outros tipos de pulsares, assim como Swift J1818.0−1607 exibe características (emissão de rádio) geralmente não atribuídas aos magnetares.

Exemplos de eventos transientes incluem explosões de raios gama, explosões de supernova superluminosas e os misteriosos FRBs (Fast Radio Bursts). Estes eventos energéticos estão potencialmente ligados à formação e existência de objetos jovens e fortemente magnetizados, como Swift J1818.0−1607.

"Para inferir a idade deste magnetar, os pesquisadores precisaram de medições de alta resolução a longo prazo, tanto do ritmo de rotação, tanto de como a rotação muda ao longo do tempo," acrescenta o cientista Norbert Schartel, do projeto XMM-Newton da ESA.

"O instrumento EPIC (European Photon Imaging Camera) do XMM-Newton observou Swift J1818.0−1607 apenas três dias após a sua descoberta, permitindo a extração de uma imagem precisa da sua emissão de raios X e propiciando a caracterização com mais detalhe de suas propriedades espectrais e de rotação."

"Este tipo de investigação é extremamente importante para entender mais sobre o conteúdo estelar da Via Láctea e para revelar a complexidade dos fenômenos que ocorrem em todo o Universo."

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

Atmosfera supergigante de Antares revelada por radiotelescópios

Uma equipe internacional de astrônomos criou o mapa mais detalhado até agora da atmosfera da supergigante vermelha Antares.

© NRAO (ilustração da atmosfera de Antares)

A sensibilidade e a resolução sem precedentes do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e do VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) revelaram o tamanho e a temperatura da atmosfera de Antares logo acima da superfície da estrela, em toda a sua cromosfera e até à região dos ventos.

As estrelas supergigantes vermelhas, como Antares e a sua prima mais conhecida, Betelgeuse, são estrelas enormes e relativamente frias no final da sua vida. Estão ficando sem combustível, para colapsar e se tornarem supernovas. Através dos seus vastos ventos estelares, lançam elementos pesados para o espaço, desempenhando assim um papel importante no fornecimento de elementos essenciais para a vida no Universo. Mas o modo como estes ventos enormes são lançados permanece um mistério. Um estudo detalhado da atmosfera de Antares, a estrela supergigante mais próxima da Terra, fornece um passo crucial em direção a uma resposta.

O mapa de Antares pelo ALMA e pelo VLA é o mapa de rádio mais detalhado alguma vez feito para qualquer estrela, à exceção do Sol. O ALMA observou Antares perto da sua superfície (a sua fotosfera óptica) em comprimentos de onda mais curtos, e os comprimentos de onda mais longos observados pelo VLA revelaram a atmosfera ainda mais distante da estrela. Vista no visível, o diâmetro de Antares é aproximadamente 700 vezes maior que o Sol. Mas quando o ALMA e o VLA revelaram a sua atmosfera no rádio, a supergigante tornou-se ainda mais gigantesca.

"O tamanho de uma estrela pode variar drasticamente, dependendo do comprimento de onda da luz observada," explicou Eamon O'Gorman do Instituto de Estudos Avançados de Dublin, na Irlanda. "Os comprimentos de onda mais longos do VLA revelaram que a atmosfera da supergigante tem quase 12 vezes o raio da estrela."

Os radiotelescópios mediram a temperatura da maior parte do gás e do plasma na atmosfera de Antares. O mais notável foi a temperatura na cromosfera. Esta é a região acima da superfície da estrela que é aquecida por campos magnéticos e ondas de choque criadas pela vigorosa convecção à superfície estelar, parecida ao movimento de bolhas numa panela com água fervendo. Não se sabe muito sobre cromosferas e é a primeira vez que esta região é detectada no rádio.

Graças ao ALMA e ao VLA, os cientistas descobriram que a cromosfera da estrela se estende até 2,5 vezes o raio de Antares (a cromosfera do nosso Sol tem apenas 1/200 vezes o seu raio). Também descobriram que a temperatura da cromosfera é mais baixa do que as observações ópticas e ultravioletas anteriores sugeriram. A temperatura atinge um pico de 3.500 ºC, após o qual diminui gradualmente. Como comparação, a cromosfera do Sol atinge temperaturas de quase 20.000 ºC.

"Descobrimos que a cromosfera é 'morna' e não quente, em temperaturas estelares," disse O'Gorman. "A diferença pode ser explicada porque as nossas medições de rádio são um termômetro sensível para a maior parte do gás e do plasma na atmosfera da estrela, enquanto observações ópticas e ultravioletas anteriores eram sensíveis apenas a gás e plasma muito quentes."

"Pensamos que as estrelas supergigantes vermelhas, como Antares e Betelgeuse, têm uma atmosfera não homogênea," disse Keiichi Ohnaka, da Universidade Católica do Norte no Chile, que anteriormente observou a atmosfera de Antares no infravermelho. "Imagine que as suas atmosferas são pinturas feitas de muitos pontos de cores diferentes, representando temperaturas diferentes. A maior parte da pintura contém pontos de gás morno que os radiotelescópios podem ver, mas também existem pontos frios que só os telescópios infravermelhos podem observar, e pontos quentes que os telescópios ultravioletas veem. De momento, não podemos observar estes pontos individualmente, mas queremos tentar fazer isso em estudos futuros."

Nos dados do ALMA e do VLA, os astrônomos viram pela primeira vez uma clara distinção entre a cromosfera e a região onde os ventos começam a formar-se. Na imagem do VLA, é visível um enorme vento, ejetado de Antares e iluminado pela sua estrela companheira menor, porém mais quente, Antares B.

"A nossa compreensão inata do céu noturno é que as estrelas são apenas pontos de luz. O fato de podermos mapear as atmosferas destas estrelas supergigantes em detalhe é um verdadeiro testemunho dos avanços tecnológicos da interferometria. Estas potentes observações aproximam-nos do Universo," disse Chris Carilli do NRAO (National Radio Astronomy Observatory), que esteve envolvido nas primeiras observações de Betelgeuse em vários comprimentos de onda de rádio com o VLA em 1998.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Quatro exoplanetas recém-nascidos são "torrados" pela sua estrela

Cientistas do Instituto Leibniz para Astrofísica de Potsdam, Alemanha, examinaram o destino da jovem estrela V1298 Tau e os seus quatro exoplanetas em órbita.

© AIP/J. Fohlmeister (sistema exoplanetário em torno da estrela V1298 Tau)

Os resultados mostram que estes planetas recém-nascidos são "torrados" pela intensa radiação de raios X de sua jovem estrela, o que leva à vaporização do seu invólucro gasoso. Os planetas mais interiores podem ser evaporados até aos seus núcleos rochosos, de modo que não resta nenhuma atmosfera.

Os exoplanetas jovens vivem num ambiente de alto risco: a sua estrela produz uma grande quantidade de radiação energética de raios X, tipicamente mil a dez mil vezes mais do que o nosso próprio Sol. Esta radiação de raios X pode aquecer as atmosferas dos exoplanetas e, às vezes, até evaporá-las. A porcentagem de evaporação da atmosfera de um exoplaneta, ao longo do tempo, depende das propriedades do planeta, ou seja, a sua massa, densidade e distância à estrela. Mas quanto é que a estrela pode influenciar o que acontece ao longo de bilhões de anos? Esta é uma questão que os astrônomos decidiram abordar no seu artigo mais recente.

O recém-descoberto sistema de quatro planetas em torno da jovem estrela V1298 Tau é uma base de teste perfeita para esta pergunta. A estrela central tem mais ou menos o tamanho do nosso Sol. No entanto, tem apenas cerca de 25 milhões de anos, muito mais jovem do que o Sol, com 4,6 bilhões de anos. Hospeda dois planetas menores, com aproximadamente o tamanho de Netuno, próximos da estrela, além de dois planetas do tamanho de Saturno mais distantes. "Observamos o espectro de raios X da estrela com o telescópio espacial Chandra para ter uma ideia de quão fortemente as atmosferas planetárias são irradiadas," explica Katja Poppenhäger, autora principal do estudo.

Os cientistas determinaram os possíveis destinos dos quatro exoplanetas. À medida que o sistema estrela-planeta envelhece, a rotação da estrela diminui. A rotação é o fator determinante para o magnetismo e para a emissão de raios X, de modo que uma rotação mais lenta acompanha uma emissão mais fraca de raios X. "A evaporação dos exoplanetas depende do tempo em que a rotação diminui, se demora pouco tempo ou bilhões de anos, quanto mais rápida esta diminuição, menos atmosfera se perde," diz a estudante de doutoramento Laura Ketzer, que desenvolveu código disponível ao público para calcular como os planetas evoluem ao longo do tempo.

Os cálculos mostram que os dois planetas mais interiores do sistema podem perder completamente a sua atmosfera de gás para se tornarem meramente núcleos rochosos caso a estrela diminua lentamente a sua rotação, enquanto o planeta mais exterior continuará a ser gigante gasoso. "Para o terceiro planeta, depende realmente da sua massa, o que ainda não conhecemos. A medição do tamanho dos exoplanetas, com a técnica de trânsito, funciona bem, mas a determinação das massas planetárias é muito mais complexa," explica Matthias Mallonn, que atualizou as propriedades de trânsito do sistema usando observações com o telescópio terrestre STELLA do instituto.

"As observações de raios X de estrelas com planetas são uma peça fundamental para aprender mais sobre a evolução a longo prazo das atmosferas exoplanetárias," conclui Katja Poppenhäger. "Estou particularmente empolgada com as possibilidades que podemos obter através das observações de raios X com o eROSITA durante os próximos anos." 

O telescópio de raios X eROSITA, que foi desenvolvido em parte pelo Instituto Leibniz para Astrofísica, está realizando observações de todo o céu e produzirá propriedades de raios X para centenas de estrelas que hospedam exoplanetas.

Fonte: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam

Novas medições de distância reforçam desafio ao modelo do Universo

Um novo conjunto de medições precisas de distância, feitas com uma coleção internacional de radiotelescópios, aumentou muito a probabilidade de os teóricos precisarem de rever o "modelo padrão" que descreve a natureza fundamental do Universo.

© NRAO (disco contendo água em órbita de buraco negro)

As novas medições de distância permitiram aos astrônomos refinar o seu cálculo da Constante de Hubble, o ritmo de expansão do Universo, um valor importante para testar o modelo teórico que descreve a composição e evolução do Universo. O problema é que as novas medições exacerbam uma discrepância entre os valores medidos anteriormente da Constante de Hubble e o valor previsto pelo modelo quando aplicado a medições da radiação cósmica de fundo em micro-ondas feitas pelo satélite Planck.

"Descobrimos que as galáxias estão mais próximas do que o previsto pelo modelo padrão cosmológico, corroborando um problema identificado  em outros tipos de medições de distância. Tem havido um debate sobre se este problema está no próprio modelo ou nas medições usadas para o testar. O nosso trabalho utiliza uma técnica de medição de distância completamente independente de todas as outras, e reforçamos a disparidade entre valores medidos e previstos. É provável que o modelo cosmológico básico envolvido nas previsões seja o problema," disse James Braatz, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory).

Braatz lidera o MCP (Megamaser Cosmology Project), um esforço internacional para medir a Constante de Hubble, encontrando galáxias com propriedades específicas que possibilitam produzir distâncias geométricas precisas. O projeto utilizou o VLBA (Very Long Baseline Array), o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e o GBT (Green Bank Telescope), juntamente com o telescópio Effelsberg na Alemanha.

Edwin Hubble, que o telescópio espacial Hubble homenageia com o seu nome, foi o primeiro a calcular o ritmo de expansão do Universo (a Constante de Hubble) em 1929, medindo distâncias de galáxias e as suas velocidades de recessão. Quanto mais distante estiver uma galáxia, maior será a sua velocidade de recessão da Terra. Hoje, a Constante de Hubble continua sendo uma propriedade fundamental da cosmologia observacional e foco de muitos estudos modernos.

A medição da velocidade de recessão das galáxias é relativamente simples. Determinar distâncias cósmicas, no entanto, tem sido uma tarefa difícil para os astrônomos. Para objetos na nossa própria Via Láctea, é possível obter distâncias medindo a aparente mudança na posição do objeto quando visto de lados opostos da órbita da Terra em torno do Sol, um efeito chamado paralaxe. A primeira medição da paralaxe de uma estrela ocorreu em 1838.

Para além da nossa Galáxia, as paralaxes são demasiado pequenas para serem medidas, de modo que os astrônomos confiam em objetos denominados "velas padrão", assim chamados porque o seu brilho intrínseco é presumivelmente conhecido. A distância de um objeto de brilho conhecido pode ser calculada com base em quão tênue o objeto parece ser na Terra. Estas velas padrão incluem uma classe de estrelas chamada variáveis Cefeidas e um tipo específico de explosão estelar de nome supernova do Tipo Ia.

Outro método para estimar o ritmo de expansão envolve a observação de quasares distantes cuja luz é dobrada pelo efeito gravitacional de uma galáxia em primeiro plano em várias imagens. Quando o quasar varia de brilho, a alteração aparece nas diferentes imagens em momentos diferentes. A medição desta diferença de tempo, juntamente com os cálculos da geometria da curvatura da luz, produz uma estimativa do ritmo de expansão.

As determinações da Constante de Hubble com base nas velas padrão e nos quasares que sofrem efeito de lente gravitacional produziram valores de 73-74 km/s/Mpc (quilômetros por segundo por megaparsec).

No entanto, as previsões da Constante de Hubble a partir do modelo cosmológico padrão, quando aplicadas a medições da radiação cósmica de fundo em micro-ondas - a radiação remanescente do Big Bang - produzem um valor de 67,4, uma diferença significativa e preocupante. Esta diferença, provavelmente está acima dos erros experimentais nas observações, tem sérias implicações para o modelo padrão.

O modelo é chamado Modelo Lambda-CDM (Cold Dark Matter), onde "Lambda" refere-se à constante cosmológica de Einstein e é uma representação da energia escura. O modelo divide a composição do Universo principalmente entre matéria comum, matéria escura e energia escura, e descreve como o Universo evoluiu desde o Big Bang.

O MCP concentra-se em galáxias com discos de gás molecular, contendo água, que orbitam buracos negros supermassivos nos seus centros. Se o disco em órbita for visto quase de lado, a partir da perspetiva da Terra, pontos brilhantes de emissão de rádio, chamados masers - análogos a lasers visíveis, mas no rádio -, podem ser usados para determinar o tamanho físico do disco e a sua extensão angular e, portanto, através da geometria, a sua distância. A equipe do projeto usa uma coleção mundial de radiotelescópios para fazer as medições de precisão necessárias para esta técnica.

No seu trabalho mais recente, a equipe refinou as suas medições de distância para quatro galáxias, a distâncias entre 168 milhões de anos-luz e 431 milhões de anos-luz. Combinadas com medições de distância anteriores de duas outras galáxias, os seus cálculos produziram um valor para a Constante de Hubble de 73,9 km/s/Mpc.

"Testar o modelo padrão da cosmologia é um problema realmente complexo, que requer as melhores medições da Constante de Hubble. A discrepância entre os valores previstos e medidos da Constante de Hubble aponta para um dos problemas mais fundamentais de toda a física, de modo que gostaríamos de ter várias medições independentes que corroboram o problema e testam o modelo. O nosso método é geométrico e completamente independente de todos os outros, e reforça a discrepância," disse Dom Pesce, pesquisador do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica.

"O método de maser para a medição do ritmo de expansão do Universo é elegante e, ao contrário dos outros, baseia-se na geometria. Ao medir posições e dinâmicas extremamente precisas de pontos maser no disco de acreção em torno de um buraco negro distante, podemos determinar a distância à galáxia hospedeira e, em seguida, o ritmo de expansão. O nosso resultado desta técnica única reforça o argumento de um problema-chave na cosmologia observacional," disse Mark Reid, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, membro da equipa do MCP.

"A nossa medição da Constante de Hubble está muito próxima de outras medições recentes e é estatisticamente muito diferente das previsões com base na radiação cósmica de fundo em micro-ondas e no modelo cosmológico padrão. Tudo indica que o modelo padrão precisa de revisão," disse Braatz.

Os astrônomos têm várias maneiras de ajustar o modelo para resolver a discrepância. Algumas incluem alterar pressupostos sobre a natureza da energia escura, afastando-se da constante cosmológica de Einstein. Outras analisam mudanças fundamentais na física de partículas, como por exemplo a mudança de números ou tipos de neutrinos ou as possibilidades de interações entre eles. Existem outras possibilidades, ainda mais exóticas.

"Este é um caso clássico de interação entre observação e teoria. O Modelo Lambda-CDM tem funcionado muito bem durante anos, mas agora as observações apontam claramente para um problema que precisa de ser resolvido, e parece que o problema está no modelo," conclui Pesce.

Os resultados foram relatados no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory