Cheops revela planeta extraterrestre extremo

A nova missão de exoplanetas da ESA, Cheops, encontrou um sistema planetário próximo que contém um dos planetas extrassolares mais quentes e extremos conhecidos até hoje.

© ESA (ilustração do exoplaneta WASP-189b e sua estrela)

A descoberta é a primeira da missão do Cheops (Characterising Exoplanet Satellite), lançado em dezembro de 2019, e foi projetado para observar estrelas próximas conhecidas por abrigar planetas. Ao medir de maneira extremamente precisa as mudanças nos níveis de luz provenientes destes sistemas à medida que os planetas orbitam as suas estrelas, Cheops pode, inicialmente, caracterizar estes planetas; e, por sua vez, aumentar a nossa compreensão de como estes se formam e evoluem. 

A nova descoberta diz respeito a um designado "Júpiter ultraquente" denominado WASP-189b. Júpiteres quentes, como o nome sugere, são planetas gasosos gigantes parecidos um pouco como Júpiter no nosso próprio Sistema Solar; no entanto, orbitam muito mais perto da sua estrela hospedeira e, portanto, são aquecidos a temperaturas extremas. 

O WASP-189b fica cerca de 20 vezes mais perto da sua estrela do que a Terra está do Sol, e completa uma órbita em apenas 2,7 dias. A sua estrela hospedeira é maior e 2.000 ºC mais quente do que o Sol e, portanto, parece ter um brilho azul. 

Primeiro, os astrônomos usaram Cheops para observar WASP-189b enquanto passava por trás da sua estrela hospedeira, ou seja, uma ocultação. Como o planeta é tão brilhante, ocorre uma queda perceptível na luz que é vista proveniente do sistema quando este sai de vista por um breve momento. Isto possibilitou medir o brilho do planeta e restringir a sua temperatura a uns escaldantes 3.200 ºC.

Isto torna WASP-189b um dos planetas mais quentes e extremos, e totalmente diferente de qualquer um dos planetas do Sistema Solar. Nestas temperaturas, até mesmo metais como o ferro derretem e se transformam em gás, tornando o planeta claramente inabitável. 

Em seguida, Cheops observou WASP-189b passando em frente da sua estrela, ou seja, um trânsito. Os trânsitos podem revelar muito sobre o tamanho, a forma e as características orbitais de um planeta. Isto era verdade para WASP-189b, que foi considerado maior do que se pensava, quase 1,6 vezes o raio de Júpiter. 

Notou-se que a estrela não é perfeitamente redonda, mas maior e mais fria no seu equador do que nos polos, fazendo com que os polos da estrela pareçam mais brilhantes. Está girando tão rápido que está sendo puxada para fora no seu equador! Somando-se a esta assimetria está o fato de que a órbita de WASP-189b é inclinada; não viaja ao redor do equador, mas passa perto dos polos da estrela." 

Ver esta órbita inclinada aumenta o mistério existente de como os Júpiteres se formam. Para um planeta ter uma órbita tão inclinada, deve ter sido formado mais para fora e depois empurrado para dentro. Acredita-se que isto aconteça quando vários planetas dentro de um sistema disputam uma posição ou quando uma influência externa, por exemplo, quando outra estrela perturba o sistema, empurrando gigantes gasosos em direção à sua estrela e em órbitas muito curtas que são altamente inclinadas.

Milhares de exoplanetas, a grande maioria sem análogos no nosso Sistema Solar, foram descobertos no último quarto de século, e muitos mais virão de pesquisas terrestres e missões espaciais atuais e futuras. 

Nos próximos anos, Cheops irá acompanhar centenas de planetas conhecidos que orbitam estrelas brilhantes, construindo e ampliando o que foi feito aqui para WASP-189b. A missão é a primeira de uma série de três missões científicas da ESA com foco na detecção e caracterização de exoplanetas: também tem um potencial significativo de descoberta, desde a identificação de alvos principais para missões futuras que irão sondar atmosferas exoplanetárias, até à busca de novos planetas e exoluas. 

Fonte: ESA

Par de estrelas massivas envoltas em vapor de água salgada

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrônomos avistaram um par de enormes estrelas crescendo numa sopa cósmica salgada.

© ALMA (composição do binário protoestelar massivo IRAS 16547-4247)

Cada estrela está envolta por um disco gasoso, que inclui moléculas de cloreto de sódio e vapor de água aquecido. Ao analisar as emissões de rádio do sal e da água, foi descoberto que os discos estão girando em sentido contrário. Esta é a segunda detecção de sal em torno de estrelas jovens massivas, assinalando que o sal é um excelente marcador para explorar as redondezas imediatas de estrelas gigantes. A primeira detecção de cloreto de sódio foi em torno de Orion KL Source I.

Existem estrelas de muitas massas diferentes no Universo. As menores têm apenas um-décimo da massa do Sol, enquanto as maiores têm dez vezes ou mais a massa do Sol. Independentemente da massa, todas as estrelas formam-se em nuvens cósmicas de gás e poeira. Os astrônomos têm estudado avidamente a origem das estrelas; no entanto, o processo de formação estelar massiva permanece velado. Isto porque os locais de formação de estrelas massivas estão localizados mais longe da Terra, e nuvens enormes cercam estrelas jovens massivas com estruturas complicadas. 

Uma equipe de astrônomos liderados por Kei Tanaka do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) utilizou o poder do ALMA para investigar o ambiente onde estrelas massivas estão se formando. Observaram o jovem binário massivo IRAS 16547-4247. Detectou-se emissões de rádio de uma ampla variedade de moléculas. Particularmente, cloreto de sódio (NaCl) e água quente (H2O) estão associados perto de cada estrela, isto é, o disco circunstelar. Por outro lado, outras moléculas como cianeto de metila (CH3CN), que são observadas frequentemente em estudos anteriores de estrelas jovens massivas, foram detectadas mais longe, mas não traçam estruturas nas proximidades das estrelas.

Uma análise mais aprofundada dos discos mostra uma pista interessante para a origem do par. Se as estrelas nascem como gêmeas num grande disco gasoso comum, os discos giram naturalmente na mesma direção. A rotação contrária dos discos pode indicar que estas duas estrelas não são gêmeas reais, mas um par de estranhas que se formaram em nuvens separadas e emparelhadas posteriormente. As estrelas massivas quase sempre têm algumas companheiras e, portanto, é fundamental explorar a origem dos sistemas binários massivos. 

A presença de vapor de água aquecido e cloreto de sódio, liberados pela destruição de partículas de poeira, sugere uma natureza quente e dinâmica dos discos em torno de estrelas jovens massivas. Curiosamente, as investigações de meteoritos indicam que o disco do Sistema protossolar também sofreu altas temperaturas nas quais partículas de poeira evaporaram. Os astrônomos serão capazes de rastrear estas moléculas liberadas de partículas de poeira usando o Very Large Array (VLA) de próxima geração, atualmente em planejamento. A equipe prevê que pode até obter pistas para entender a origem do nosso Sistema Solar estudando discos quentes com cloreto de sódio e vapor de água. 

As estrelas IRAS 16547-4247 estão localizadas a 9.500 anos-luz de distância, na direção da constelação de Escorpião. A massa total das estrelas está estimada em 25 vezes a massa do Sol, rodeadas por uma nuvem gigantesca com uma massa de 10.000 sóis.

Fonte: ALMA Observatory

Uma exuberante galáxia espiral

Esta imagem impressionante do telescópio espacial Hubble apresenta a galáxia espiral NGC 5643 na constelação de Lupus (O Lobo).

© Hubble (NGC 5643)

Para ter esta aparência foram efetuadas trinta exposições diferentes, para um total de 9 horas de observação, junto com a alta resolução e clareza do telescópio espacial Hubble, foram necessárias para produzir uma imagem de alto nível de detalhes e beleza. 

A galáxia NGC 5643 está a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra e foi a anfitriã de um recente evento de supernova (não visível nesta última imagem). Esta supernova, a SN 2017cbv era um tipo específico em que uma anã branca rouba tanta massa de uma estrela companheira que ela se torna instável e explode. A explosão libera quantidades significativas de energia e ilumina esta parte da galáxia. 

 A observação foi proposta por Adam Riess, que recebeu o Prêmio Nobel de Física em 2011 por suas contribuições para a descoberta da expansão acelerada do Universo, ao lado de Saul Perlmutter e Brian Schmidt.

Fonte: NASA

Um dos planetas mais improváveis da natureza

Uma equipe internacional de astrônomos, incluindo um grupo da Universidade de Warwick, descobriu o primeiro planeta "Netuno Ultra-Quente" em órbita da estrela próxima LTT 9779.

© R. Ramirez (ilustração do exoplaneta LTT 9779)

O exoplaneta orbita tão perto da sua estrela que o seu ano dura apenas 19 horas, o que significa que a radiação estelar aquece o planeta a mais de 1.700 graus Celsius. A estas temperaturas, os elementos pesados como o ferro podem ser ionizados na atmosfera e as moléculas desassociadas, fornecendo um laboratório único para estudar a química de planetas localizados além do nosso Sistema Solar. 

Embora o exoplaneta tenha o dobro da massa de Netuno, é também ligeiramente maior e tem uma densidade semelhante. Portanto, LTT 9779b deve ter um núcleo enorme com cerca de 28 massas terrestres e uma atmosfera que representa cerca de 9% da massa planetária total.

O sistema propriamente dito tem aproximadamente metade da idade do Sol, com 2 bilhões de anos, e dada a intensa radiação, não seria de esperar que um planeta parecido com Netuno mantivesse a sua atmosfera por tanto tempo, fornecendo um problema intrigante para resolver; como é que surgiu um sistema tão improvável.

O LTT 9779 é uma estrela parecida com o Sol localizada a uma distância de 260 anos-luz. É muito rica em metais, tendo na sua atmosfera o dobro do ferro do que o Sol. Este pode ser um indicador chave de que o planeta era originalmente um gigante gasoso muito maior, já que estes corpos se formam preferencialmente perto de estrelas com as maiores abundâncias de ferro. 

As indicações iniciais da existência do planeta foram feitas usando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), como parte da sua missão para descobrir pequenos planetas em trânsito orbitando estrelas brilhantes e nas proximidades por todo o céu. Estes trânsitos são encontrados quando um planeta passa diretamente em frente da sua estrela hospedeira, bloqueando parte da luz estelar, e a quantidade de luz bloqueada revela o tamanho do companheiro. Mundos como estes, uma vez totalmente confirmados, podem permitir a análise de suas atmosferas, proporcionando uma compreensão mais profunda dos processos de formação e evolução planetária.

O sinal de trânsito foi rapidamente confirmado no início de novembro de 2018 como proveniente de um corpo de massa planetária, usando observações obtidas com o instrumento HARPS (High Accuracy Radial-velocity Planet Searcher), acoplado ao telescópio de 3,6 metros no Observatório de la Silla do ESO no norte do Chile. O HARPS usa o efeito Doppler para medir as massas de planetas e características orbitais como o período. Quando são encontrados objetos em trânsito, as medições Doppler podem ser organizadas para confirmar a natureza planetária de uma maneira eficiente. No caso de LTT 9779b, foi confirmada a existência do planeta após apenas uma semana de observações. 

A queda no brilho durante o trânsito é de apenas dois décimos de um por cento, e muito poucos telescópios são capazes de fazer medições tão precisas.

O LTT 9779b é de fato raro, existindo numa região esparsamente povoada do espaço paramétrico planetário. Os cálculos confirmaram que LTT 9779b deveria ter despojado a sua atmosfera através de um processo chamado fotoevaporação. Os intensos raios X e raios ultravioleta da jovem estrela terão aquecido a atmosfera superior do planeta e devem ter levado os gases atmosféricos para o espaço.

Os modelos de estrutura planetária reflete um planeta dominado por um núcleo gigante mas, crucialmente, deve haver duas a três massas terrestres de gás atmosférico. Mas se a estrela é tão velha, porque é que existe uma atmosfera sequer? Se LTT 9779b começou a vida como um gigante gasoso, então um processo chamado Fluxo do Lóbulo de Roche poderia ter transferido quantidades significativas de gás atmosférico para a estrela.

O Fluxo do Lóbulo de Roche é um processo pelo qual um planeta chega tão perto da sua estrela que a gravidade mais forte da estrela pode capturar as camadas externas do planeta, fazendo com que sejam transferidas para a estrela e, assim, diminuindo significativamente a massa do planeta. Os modelos preveem resultados semelhantes aos do sistema LTT 9779, mas também requerem alguns ajustes. 

Uma vez que o planeta parece ter uma atmosfera significativa e dado que orbita uma estrela relativamente brilhante, estudos futuros da atmosfera planetária podem desvendar alguns dos mistérios relacionados com a formação deste gênero de exoplanetas, como evoluem e os detalhes da sua composição.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Warwick

O anel em torno do buraco negro cintila

No centro da galáxia gigante Messier 87 esconde-se um buraco negro gigante.

© Colaboração EHT (animação da evolução do buraco negro da M87)

Animação que representa um ano de evolução de M87* de acordo com simulações numéricas. É mostrada a posição angular medida do lado brilhante do crescente, juntamente um anel com 42 microssegundos de arco. Para parte da animação, é vista a imagem obtida pelo Event Horizon Telescope (EHT). 

A equipe do EHT analisou os dados de arquivo de 2009 a 2013, alguns dos quais ainda não publicados. Os pesquisadores descobriram que a sombra em forma de anel em torno do buraco negro está sempre presente, mas muda de orientação e distribuição de brilho, o anel parece estar cintilando. A participação do telescópio europeu APEX, no Chile, e do telescópio IRAM de 30 metros no Pico Veleta, Sierra Nevada, tiveram um papel importante nesta descoberta.

"Os resultados anunciados em abril de 2019 mostram uma imagem da sombra de um buraco negro, consistindo num anel brilhante formado por plasma quente girando em torno do buraco negro em M87, e uma parte central escura, onde esperamos que esteja o horizonte de eventos," lembra Maciek Wielgus, astrônomo da Universidade de Harvard.

No entanto, estes resultados foram baseados apenas em observações realizadas ao longo de uma janela de tempo de uma semana em abril de 2017, que é demasiado pequena para ver se o anel está evoluindo em escalas de tempo mais longas. Mesmo após uma análise cuidadosa dos dados, permaneceram algumas questões em aberto no que se refere a estacionariedade das características do anel ao longo do tempo. Por este motivo, foi considerada uma análise de dados arquivados anteriores.  

As observações de 2009-2013 consistem de muito menos dados do que as realizadas em 2017, tornando difícil obter uma imagem de M87. Para os dados de arquivo disponíveis, a equipe do EHT usou modelagem estatística baseada em suposições geométricas para observar as mudanças na aparência do buraco negro em M87 (M87*) ao longo do tempo. 

Expandindo a análise às observações de 2009-2017, os cientistas mostraram que M87* atende às expetativas teóricas. O diâmetro da sombra do buraco negro permaneceu consistente com a previsão da teoria da relatividade geral de Einstein para um buraco negro com 6,5 bilhões de massas solares. A morfologia de um anel assimétrico persiste em escalas de tempo de vários anos, de uma maneira consistente que fornece confiança adicional sobre a natureza de M87* e sobre a origem da sua sombra.

Mas embora o diâmetro do anel permaneça constante ao longo do tempo, foi descoberto que os dados escondiam uma surpresa. Thomas Krichbaum, astrônomo do Instituto Max Planck para Radioastronomia, afirma: "A análise de dados sugere que a orientação e a estrutura final do anel variam com o tempo. Isto dá a primeira impressão da estrutura dinâmica do fluxo de acreção, que rodeia o horizonte de eventos. O estudo desta região será crucial para um melhor entendimento de como os buracos negros acretam matéria e lançam jatos relativísticos." 

O gás que cai num buraco negro aquece até bilhões de graus, ioniza-se e torna-se turbulento na presença de campos magnéticos. Dado que o fluxo de matéria é turbulento, o brilho do anel parece cintilar com o tempo, o que desafia alguns modelos teóricos de acreção. 

Os pesquisadores estão analisando os dados de 2018, e a preparando novas observações em 2021, com a adição de novos locais como o Observatório NOEMA na França, o radiotelescópio mais poderoso do seu tipo no hemisfério norte, e também os telescópios da Gronelândia e o Kitt Peak no estado norte-americano do Arizona. Os recursos aprimorados de imagem, fornecidos por este grupo maior, fornecerão uma visão mais detalhada da sombra do buraco negro M87* e do jato mais interno da radiogaláxia M87.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

VLBA faz primeira medição direta da distância até um magnetar

Usando o VLBA (Very Long Baseline Array), astrônomos fizeram a primeira medição geométrica direta da distância até um magnetar dentro da Via Láctea.

© NRAO/Sophia Dagnello (ilustração de um magnetar)

Esta medição pode ajudar a determinar se os magnetares são as fontes FRBs (Fast Radio Bursts) há muito misteriosas.

Os magnetares são uma variedade de estrelas de nêutrons, os remanescentes superdensos de estrelas massivas que explodiram como supernovas, com campos magnéticos extremamente fortes. Um campo magnético típico de um magnetar é um trilhão de vezes mais forte do que o campo magnético da Terra, tornando os magnetares os objetos mais magnéticos do Universo. Podem emitir fortes rajadas de raios X e raios gama, e recentemente tornaram-se candidatos principais para as fontes de FRBs. 

Um magnetar chamado XTE J1810-197, descoberto em 2003, foi o primeiro de apenas seis destes objetos encontrados emitindo pulsos de rádio. Fê-lo de 2003 a 2008, depois cessou por uma década. Em dezembro de 2018, retomou a emissão de brilhantes pulsos de rádio. 

Uma equipe de astrônomos usou o VLBA para observar regularmente XTE J1810-197 de janeiro a novembro de 2019, e novamente durante março e abril de 2020. Ao visualizarem o magnetar de lados opostos da órbita da Terra em torno do Sol, foram capazes de detectar uma ligeira mudança na sua posição aparente em relação a objetos de fundo muito mais distantes. Este efeito, chamado de paralaxe, permite que os astrônomos usem a geometria para calcular diretamente a distância ao objeto. 

"Esta é a primeira medição de paralaxe para um magnetar, e mostra que está entre os magnetares mais próximos conhecidos, cerca de 8.100 anos-luz, tornando-o um alvo principal para estudos futuros," disse Hao Ding, estudante da Universidade Swinburne de Tecnologia na Austrália. 

No dia 28 de abril, um magnetar diferente, chamado SGR 1935+2154, emitiu um breve surto de rádio que foi o mais forte já registado na Via Láctea. Embora não seja tão forte quanto as FRBs vindas de outras galáxias, esta explosão sugeriu aos astrônomos que os magnetares podiam gerar FRBs. 

As rajadas rápidas de rádio foram descobertas pela primeira vez em 2007. São muito energéticas e duram no máximo alguns milissegundos. A maioria veio de fora da Via Láctea. A sua origem permanece desconhecida, mas as suas características indicam que o ambiente extremo de um magnetar pode gerá-las. 

"Ter uma distância precisa até este magnetar significa que podemos calcular com precisão a força dos seus pulsos de rádio. Se emitir algo semelhante a uma FRB, saberemos quão forte é este pulso," disse Adam Deller, também da Universidade Swinburne. "As FRBs variam na sua força, de modo que gostaríamos de saber se um pulso magnetar chega perto ou se sobrepõe à força das FRBs conhecidas," acrescentou. 

"A chave para responder a esta questão será obter mais medições de distâncias para outros magnetares, para que possamos expandir a nossa amostra e obter mais dados. O VLBA é a ferramenta ideal para fazer isto," disse Walter Brisken, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory). 

Além disso, "sabemos que os pulsares, como o da famosa Nebulosa do Caranguejo, emitem 'pulsos gigantes', muito mais fortes do que os normais. A determinação das distâncias destes magnetares vai ajudar-nos a entender este fenômeno, e a aprender se talvez as FRBs sejam o exemplo mais extremo de pulsos gigantes," disse Ding. 

O objetivo final é determinar o mecanismo exato que produz as rajadas rápidas de rádio.

Os resultados foram relatados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Mapeando os ventos estelares

O projeto de grande escala ATOMIUM em andamento está sendo conduzido em colaboração com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), localizado no Chile.

© ALMA (estrela R Aquilae)

O projeto pretende mapear os ventos estelares "soprados" por uma dúzia de estrelas gigantes vermelhas, um objetivo ambicioso apenas possível graças à resolução atingida pelo ALMA. Esperava-se que estes ventos estelares, que às vezes são milhões de vezes mais intensos do que os lançados pelo nosso Sol, fossem esféricos, tal como as estrelas progenitoras que lhes dão origem. 

No entanto, os pesquisadores não observam ventos estelares esféricos, sendo que por vezes estes ventos se apresentam com formas muito diferentes. Tal como mostra esta imagem, os ventos em torno da estrela R Aquilae, a equipe descobriu que em todas as estrelas observadas os ventos estelares não são esféricos, mas apresentam muitas formas diferentes, incluindo algumas que se assemelham às delicadas pétalas de uma rosa. Estes padrões observados nos ventos estelares se parecem muito com os que vemos em nebulosas planetárias. 

A equipe de pesquisa, liderada por Leen Decin da KULeuven, na Bélgica, aponta o processo conhecido por interação binária como responsável pela forma observada nos ventos estelares soprados pelas estrelas gigantes vermelhas. Como o nome sugere, a interação binária envolve dois objetos. A teoria nos diz que a forma dos ventos estelares se deve à influência de outra estrela ou planeta gigante. Os ventos estelares são os precursores das nebulosas planetárias e a aparente semelhança entre as suas estruturas indica que a física que molda os ventos estelares molda também as nebulosas planetárias, mostrando assim que a interação binária é o agente chave para esculpir as morfologias das nebulosas planetárias.

Fonte: ESO

Excedente de matéria escura

Descansando na cauda da Ursa Maior, na constelação da Ursa Maior, está NGC 5585, uma galáxia espiral que é mais do que parece.

© Hubble (NGC 5585)

As muitas estrelas e nuvens de poeira e gás que constituem a NGC 5585, mostrada aqui nesta imagem do Hubble, contribuem com apenas uma pequena fração da massa total da galáxia. Como em muitas galáxias, essa discrepância pode ser explicada pela presença abundante, embora aparentemente invisível, de matéria escura. 

O disco estelar da galáxia estende-se por mais de 35.000 anos-luz. Quando comparada com galáxias de forma e tamanho semelhantes, NGC 5585 se destaca por ter uma composição notavelmente diferente: Contribuindo para a massa total da galáxia, ela contém uma proporção muito maior de matéria escura. 

Pontos quentes de formação de estrelas podem ser vistos ao longo dos fracos braços espirais da galáxia. Essas regiões brilham em um azul brilhante, contrastando de forma impressionante com o fundo sempre preto do espaço.

Fonte: NASA

Primeiro planeta "sobrevivente" que orbita uma anã branca

Astrônomos, usando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e o aposentado telescópio espacial Spitzer da NASA, relataram o que pode ser o primeiro planeta intacto encontrado orbitando perto de uma anã branca, o denso remanescente de uma estrela parecida com o Sol, apenas 40% maior do que a Terra.

© Goddard Space Flight Center (ilustração de exoplaneta orbitando anã branca)

O objeto do tamanho de Júpiter, de nome WD 1856 b, é cerca de sete vezes maior do que a anã branca, chamada WD 1856+534. Orbita este remanescente estelar a cada 34 horas, mais de 60 vezes mais depressa do que Mercúrio orbita o nosso Sol. 

O processo de criação da anã branca destrói os planetas próximos, e qualquer coisa que depois chegue demasiado perto é dilacerada pela imensa gravidade da estrela.

O TESS monitora grandes áreas do céu, chamadas setores, durante quase um mês de cada vez. Este longo olhar permite que o satélite encontre exoplanetas, ou mundos para lá do nosso Sistema Solar, captando as mudanças no brilho estelar provocadas pela passagem de um planeta em frente da estrela, fenômeno denominado trânsito.

O satélite avistou WD 1856 b a cerca de 80 anos-luz de distância na direção da constelação de Dragão. Orbita uma anã fria e silenciosa que tem aproximadamente 18.000 km de diâmetro, pode ter até 10 bilhões de anos e é um membro distante de um sistema estelar triplo. 

Quando uma estrela semelhante ao Sol fica sem combustível, aumenta centenas a milhares de vezes o seu tamanho original, formando uma estrela gigante vermelha mais fria. Eventualmente, ejeta as suas camadas externas de gás, perdendo até 80% da sua massa. O núcleo quente restante torna-se uma anã branca. Quaisquer objetos próximos são tipicamente engolidos e incinerados durante este processo, que neste sistema teria incluído WD 1856 b na sua órbita atual. 

Os pesquisadores estimam que o possível planeta deve ter tido origem pelo menos 50 vezes mais longe da sua posição atual. Sabe-se que depois do nascimento das anãs brancas, objetos pequenos e distantes como asteroides e cometas podem espalhar-se para dentro em direção a estas estrelas. Geralmente são separados pela forte gravidade de uma anã branca e transformam-se num disco de detritos.

A equipa sugere vários cenários que poderiam ter empurrado WD 1856 b para uma órbita ao redor da anã branca. O caso mais provável envolve vários outros corpos do tamanho de Júpiter perto da órbita original de WD 1856 b. A influência gravitacional de objetos tão grandes pode facilmente permitir a instabilidade necessária para empurrar um planeta para dentro.

Outros cenários possíveis envolvem a atração gravitacional gradual das outras duas estrelas do sistema, as anãs vermelhas G229-20 A e B, ao longo de bilhões de anos e uma passagem rasante de uma estrela rebelde perturbando o sistema.

Objetos do tamanho de Júpiter podem ocupar uma grande variedade de massas, de planetas apenas algumas vezes mais massivos do que a Terra até estrelas de baixa massa com milhares de vezes a massa da Terra. Outras são anãs marrons, que se situam na linha entre planetas e estrelas. Normalmente, os cientistas recorrem às observações de velocidade radial para medir a massa de um objeto, que pode sugerir a sua composição e natureza. Este método funciona estudando como um objeto em órbita puxa a sua estrela e altera a cor da sua luz. Mas, neste caso, a anã branca é tão velha que a sua luz se tornou demasiado fraca e com tão poucas características para detectar mudanças perceptíveis.

Quando os pesquisadores compararam os dados no infravermelho do telescópio espacial Spitzer com observações de trânsito no visível obtidas com o GTC (Gran Telescopio Canarias), Espanha, não viram nenhuma diferença discernível. Isto, em combinação com a idade da estrela e outras informações sobre o sistema, levou-os a concluir que WD 1856 b é provavelmente um planeta com não mais do que 14 vezes o tamanho de Júpiter.

Atualmente não há evidências que sugerem a existência de outros exoplanetas no sistema, mas é possível que existam planetas adicionais que ainda não foram detectados. Estes podem ter órbitas que excedem o tempo durante o qual o TESS observa um setor ou podem estar inclinados de tal maneira que não são propícios a provocar trânsitos estelares do ponto de vista da Terra. A anã branca também é tão pequena que a possibilidade de captar trânsitos de planetas mais distantes no sistema é muito baixa.

Um artigo sobre o sistema foi publicado na revista Nature. Os resultados dos cálculos foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Procurando fósforo estelar em exoplanetas potencialmente habitáveis

Uma cientista do SwRI (Southwest Research Institute) identificou o fósforo estelar como um provável marcador na busca por vida no cosmos.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de exoplaneta ao redor de sua estrela)

Ela desenvolveu técnicas para identificar estrelas suscetíveis de hospedar exoplanetas, com base na composição de estrelas que se sabe terem planetas, e propõe que os próximos estudos visem o fósforo estelar para encontrar sistemas com maior probabilidade de abrigar vida como a conhecemos.

"Ao procurar exoplanetas e ao tentar ver se são habitáveis, é importante que um planeta esteja 'vivo' com ciclos ativos, vulcões e placas tectônicas," disse a astrofísica planetária Natalie Hinkel do SwRI.

O fósforo é vital para toda a vida na Terra. É essencial para a criação do ADN, das membranas celulares, ossos e dentes em pessoas e animais, e até mesmo para o microbioma do plâncton do mar.

A determinação das proporções elementares para ecossistemas exoplanetários ainda não é possível, mas geralmente assume-se que os planetas têm composições semelhantes às das suas estrelas hospedeiras. Os cientistas podem medir espectroscopicamente a abundância de elementos numa estrela, estudando como a luz interage com os elementos nas camadas superiores de uma estrela. Usando estes dados, é possível inferir do que são feitos os planetas em órbita de uma estrela, usando a composição estelar como um substituto para os seus planetas. 

Na Terra, os elementos fundamentais da biologia são o carbono, hidrogênio, nitrogênio, oxigênio, fósforo e enxofre. Nos oceanos de hoje, o fósforo é considerado o último nutriente limitante para a vida, pois é o elemento químico menos disponível necessário para as reações bioquímicas. 

Hinkel usou o Catálogo Hypatia, uma base de dados estelares publicamente disponível que ela própria desenvolveu, para avaliar e comparar as proporções de abundância do carbono, do nitrogênio, silício e fósforo de estrelas próximas com aquelas do plâncton marinho médio, da crosta terrestre, bem como do silicato em massa na Terra e em Marte.

"Mas existem tão poucos dados da abundância estelar do fósforo," disse Hinkel. "Os dados do fósforo existem para apenas cerca de 1% das estrelas. Isto torna realmente difícil descobrir quaisquer tendências claras entre as estrelas, muito menos o papel do fósforo na evolução de um exoplaneta." 

Não é que as estrelas tenham necessariamente fósforo em falta, mas é difícil medir o elemento porque é detectado numa região do espectro normalmente não observada: no limite dos comprimentos de onda óptico (visível) e da luz infravermelha. A maioria dos estudos espectroscópicos não estão ajustados para encontrar elementos nesta região estreita. 

"O nosso Sol tem uma quantidade relativamente alta de fósforo e a biologia da Terra requer uma pequena, mas perceptível, quantidade de fósforo," continuou Hinkel. "Então, em planetas rochosos que se formam em torno de estrelas hospedeiras com menos fósforo, é provável que este elemento não esteja disponível para a potencial vida à superfície desse planeta. Portanto, pedimos que a comunidade de abundância estelar faça das observações do fósforo uma prioridade em estudos futuros e projetos de telescópios." 

Seguindo em frente, estas descobertas podem revolucionar as seleções de estrelas favoráveis para investigações futuras e definir a função que os elementos desempenham na detecção, formação e habitabilidade dos exoplanetas.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Research Letters.

Fonte: Southwest Research Institute

Asteroide Bennu está expelindo partículas

Quando a sonda OSIRIS-REx da NASA chegou ao asteroide (101955) Bennu, os cientistas da missão sabiam que a sua espaçonave estava orbitando algo especial.

© NASA (asteroide Bennu)

Não só o asteroide, coberto de pedregulhos, tinha a forma de um diamante em bruto, como a sua superfície crepitava com atividade, espalhando pequenos pedaços de rocha pelo espaço. Agora, depois de mais de um ano e meio perto de Bennu, estão começando a melhor entender estes eventos dinâmicos de ejeção de partículas.

Estudos fornecem uma visão detalhada de como estas partículas agem quando no espaço, possíveis pistas de como são ejetadas e até mesmo de como as suas trajetórias podem ser usadas para aproximar o fraco campo gravitacional de Bennu. 

Normalmente, consideramos os cometas, não os asteroides, os ativos. Os cometas são compostos de gelo, rocha e poeira. À medida que estes gelos são aquecidos pelo Sol, o vapor efervesce da superfície, poeira e pedaços do núcleo do cometa são perdidos para o espaço e forma-se uma longa cauda empoeirada. Os asteroides, por outro lado, são compostos principalmente de rocha e poeira (e talvez uma quantidade menor de gelo), mas acontece que algumas destas rochas espaciais também podem estar surpreendentemente ativas. 

As câmaras da OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, and Security-Regolith Explorer) detectaram partículas de rocha sendo lançadas repetidamente para o espaço durante um levantamento de janeiro de 2019 do asteroide, que tem cerca de 565 metros de largura no seu equador.

Um dos estudos, liderado pelo cientista Steve Chesley do jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA, descobriu que a maioria destes pedaços de rocha do tamanho de seixos, normalmente medindo cerca de 7 milímetros, foram puxados de volta para Bennu sob a fraca gravidade do asteroide após um pequeno salto, por vezes até ricocheteando de volta para o espaço após colidir com a superfície, permanecendo em órbita por alguns dias e até 16 revoluções. E alguns cascalhos foram ejetados com força suficiente para escapar completamente dos arredores de Bennu. 

Ao rastrear as viagens de centenas de partículas ejetadas, Chesley e seus colaboradores também foram capazes de melhor entender o que pode estar provocando o lançamento das partículas da superfície de Bennu. Os tamanhos das partículas correspondem ao que é esperado para a dilatação e fratura térmicas (pois a superfície do asteroide é repetidamente aquecida e arrefecida enquanto gira), mas os locais dos eventos de ejeção também correspondem aos locais de impacto modelados de meteoroides (pequenas rochas que atingem a superfície de Bennu enquanto orbita o Sol). Pode até ser uma combinação destes fenômenos, mas para chegar a uma resposta definitiva, são necessárias mais observações. 

Embora a sua própria existência coloque várias questões científicas, as partículas também servem como sondas de alta fidelidade do campo gravitacional de Bennu. Muitas partículas orbitavam Bennu muito mais perto do que seria seguro para a nave OSIRIS-REx e, portanto, as suas trajetórias eram altamente sensíveis à gravidade irregular de Bennu. Isto permitiu aos pesquisadores estimar a gravidade de Bennu ainda com mais precisão do que era possível com os instrumentos da OSIRIS-REx.

Em média, apenas uma ou duas partículas são ejetadas por dia, e dado que estão num ambiente de gravidade muito baixa, a maioria move-se lentamente. Como tal, representam uma ameaça minúscula para a OSIRIS-REx, que tentará pousar brevemente no asteroide no dia 20 de outubro para recolher material da superfície, que pode até incluir partículas que foram ejetadas antes de caírem de volta para a superfície. 

Se tudo correr como planejado, a nave regressará à Terra em setembro de 2023 com amostras de material do asteroide Bennu para os cientistas estudarem com mais detalhes.

Uma coleção de estudos foi publicada numa edição especial da revista Journal of Geophysical Research.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Exoplanetas ricos em carbono podem ser feitos de diamantes

À medida que missões como o telescópio espacial Hubble, TESS e Kepler da NASA continuam fornecendo informações sobre as propriedades dos exoplanetas, os cientistas são cada vez mais capazes de descobrir o aspeto destes astros, a sua composição e se podem ser habitáveis.

© D. Shim/Vecteesy (ilustração de um exoplaneta rico em carbono)

Num novo estudo, pesquisadores da Universidade Estatal do Arizona e da Universidade de Chicago determinaram que alguns exoplanetas ricos em carbono, dadas as circunstâncias certas, podem ser feitos de diamantes e sílica.

Quando as estrelas e os planetas se formam, fazem-no a partir da mesma nuvem de gás, de modo que as suas composições são semelhantes. Uma estrela com uma proporção de carbono para oxigênio mais baixa terá planetas como a Terra, compostos de silicatos e óxidos com um conteúdo muito pequeno de diamante (o conteúdo de diamante da Terra é de cerca de 0,001%). 

Mas os exoplanetas em torno de estrelas com uma proporção de carbono para oxigênio mais alta do que o nosso Sol têm maior probabilidade de serem ricos em carbono. Pesquisadores levantaram a hipótese de que estes exoplanetas ricos em carbono podiam converter-se para diamante e silicato, caso a água (que é abundante no Universo) estivesse presente, criando uma composição rica em diamantes. 

Para testar esta hipótese, os pesquisadores precisavam de imitar o interior de exoplanetas de carboneto usando alta temperatura e alta pressão. Para tal, usaram células de bigorna de diamante de alta pressão no Laboratório para Materiais Terrestres e Planetários. 

Primeiro, imergiram carboneto de silício em água e comprimiram a amostra entre os diamantes a uma pressão muito alta. Após, para monitorar a reação entre o carboneto de silício e a água, realizaram um aquecimento a laser no Laboratório Nacional Argonne, obtendo medições de raios X enquanto o laser aquecia a amostra em altas pressões. 

Como previram, com alta temperatura e pressão, o carboneto de silício reagiu com a água e transformou-se em diamantes e sílica. 

Até agora, não encontramos vida em outros planetas, mas a busca continua. Os cientistas planetários e os astrobiólogos estão usando instrumentos sofisticados no espaço e na Terra para encontrar planetas com as propriedades certas e a localização certa em torno das suas estrelas onde a vida poderia existir. 

No entanto, para os planetas ricos em carbono, que são o foco deste estudo, provavelmente não têm as propriedades necessárias para a vida. 

Embora a Terra seja geologicamente ativa, que é um indicador de habitabilidade, os resultados deste estudo mostram que os planetas ricos em carbono são demasiado rígidos para serem geologicamente ativos, que pode tornar a composição atmosférica inabitável. As atmosferas são críticas para a vida, pois fornecem-nos ar para respirar, proteção do ambiente hostil do espaço e até mesmo pressão para permitir água no estado líquido.

Interpretar novos dados de futuras missões como a do telescópio espacial James Webb e do telescópio Nancy Grace Roman, possibilitarão entender melhor os mundos localizados além do nosso próprio Sistema Solar.

O estudo foi publicado recentemente na revista The Planetary Science Journal.

Fonte: Arizona State University

Falta um ingrediente nas teorias atuais da matéria escura?

Observações do telescópio espacial Hubble e do Very Large Telescope (VLT) no Chile descobriram que algo pode estar faltando às teorias de como a matéria escura se comporta.

© Hubble (aglomerado de galáxias massivo MACS J1206)

Este ingrediente ausente pode explicar a razão porque os pesquisadores descobriram uma discrepância inesperada entre observações de concentrações de matéria escura numa amostra de aglomerados de galáxias massivas e simulações teóricas de computador de como a matéria escura deve estar distribuída nos aglomerados. Os novos achados indicam que algumas concentrações em pequena escala de matéria escura produzem efeitos de lente que são 10 vezes mais fortes do que o esperado. 

A matéria escura é a "cola" invisível que mantém estrelas, poeira e gás juntos numa galáxia. Esta substância misteriosa constitui a maior parte da massa de uma galáxia e forma a base da estrutura em grande escala do nosso Universo. Dado que a matéria escura não emite, absorve ou reflete luz, a sua presença só é conhecida por meio da sua atração gravitacional sobre a matéria visível no espaço. Os astrônomos e físicos ainda estão tentando definir o que é. 

Os aglomerados de galáxias, as estruturas mais massivas e recentemente concebidas do Universo, são também os maiores repositórios de matéria escura. Os aglomerados são compostos de membros individuais mantidos juntos em grande parte pela gravidade da matéria escura. 

"Os aglomerados de galáxias são laboratórios ideais para estudar se as simulações numéricas do Universo, atualmente disponíveis, reproduzem bem o que podemos inferir das lentes gravitacionais," disse Massimo Meneghetti, do INAF - Observatório de Astrofísica e Ciência Espacial de Bolonha, Itália, autor principal do estudo. "Fizemos muitos testes com os dados deste estudo, e temos a certeza de que esta incompatibilidade indica que algum ingrediente físico está faltando nas simulações ou no nosso entendimento da natureza da matéria escura," acrescentou Meneghetti. 

A distribuição da matéria escura em aglomerados é mapeada medindo a curvatura da luz, ou seja, o efeito de lente gravitacional, que produzem. A gravidade da matéria escura concentrada em aglomerados amplia e distorce a luz de objetos de fundo distantes. Este efeito produz distorções nas formas das galáxias de fundo que aparecem nas imagens dos aglomerados. As lentes gravitacionais também podem frequentemente produzir imagens múltiplas da mesma galáxia distante. 

Quanto maior a concentração de matéria escura num aglomerado, mais dramático será o seu efeito de distorção da luz. A presença de matéria escura em menor escala, associados a galáxias individuais dos aglomerados, aumenta o nível de distorções. Em certo sentido, o aglomerado de galáxia atua como uma lente de grande escala que possui muitas lentes menores embutidas. 

Foi produzido um mapa de matéria escura preciso e de alta fidelidade. Ao medir as distorções das lentes, os astrônomos puderam rastrear a quantidade e distribuição da matéria escura. Os três aglomerados de galáxias estudados, MACS J1206.2-0847, MACS J0416.1-2403 e Abell S1063, faziam parte de dois levantamentos do Hubble: o programa Frontier Fields e o programa CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble). 

Para surpresa da equipe, além dos arcos dramáticos e características alongadas de galáxias distantes produzidas pelas lentes gravitacionais de cada aglomerado, as imagens do Hubble também revelaram um número inesperado de arcos de menor escala e imagens distorcidas aninhadas perto do núcleo de cada aglomerado, onde as galáxias mais massivas residem. Os pesquisadores pensam que as lentes aninhadas são produzidas pela gravidade de concentrações densas de matéria dentro de cada galáxia individual dos aglomerados. Observações espectroscópicas subsequentes mediram a velocidade das estrelas em órbita de várias galáxias dos aglomerados para determinar as suas massas. A velocidade das estrelas forneceu uma estimativa da massa de cada galáxia individual, incluindo a quantidade de matéria escura.

Combinando imagens do Hubble e espectroscopia do VLT, foi possível identificar dezenas de galáxias de fundo com múltiplas imagens e lentes. Isto permitiu a montagem de um mapa bem calibrado e de alta resolução da distribuição de massa da matéria escura em cada aglomerado. 

A equipe comparou os mapas de matéria escura com amostras simuladas de aglomerados de galáxias com massas semelhantes, localizados aproximadamente às mesmas distâncias. Os aglomerados no modelo simulado não mostraram nenhum nível de concentração de matéria escura às escalas menores, que são associadas a galáxias individuais dos aglomerados. 

Os astrônomos esperam continuar investigando a matéria escura e os seus mistérios para finalmente descobrir a sua natureza.

Um artigo científico foi publicado na revista Science.

Fonte: ESA

Descoberto possível marcador de vida em Vênus

Uma equipe internacional de astrônomos anunciou a descoberta de uma molécula rara, a fosfina nas nuvens do planeta Vênus.

© NASA/JPL-Caltech (Vênus)

Na Terra, este gás só é fabricado de forma industrial ou por micróbios que se desenvolvem em ambientes anaeróbicos, ou seja, sem oxigênio. Há décadas que os astrônomos suspeitam que as nuvens altas em Vênus poderiam oferecer um lar para micróbios, flutuando livres da superfície escaldante, mas precisando tolerar uma acidez muito alta.

A primeira a detecção de sinais de fosfina foram obtidas através do telescópio James Clerk Maxwell (JCMT), no Havaí. Para confirmar esta descoberta foram usadas 45 antenas do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) no Chile, um telescópio muito mais sensível. Ambas as instalações observaram Vênus em um comprimento de onda de cerca de 1 milímetro, muito mais longo do que pode ser visto pelo olho humano, apenas telescópios colocados a grande altitude conseguem detectar estes comprimentos de onda com eficiência. 

Estima-se que existe fosfina, ou hidreto de fósforo, em pequenas concentrações nas nuvens de Vênus, apenas cerca de 20 moléculas em cada bilhão. Seguindo as observações foram feitos cálculos para determinar se estas quantidades poderiam ter origem em processos não biológicos naturais no planeta. Algumas ideias incluíam luz solar, minerais soprados da superfície para a atmosfera, vulcões ou relâmpagos, no entanto, concluiu-se que nenhum destes processos podia criar a quantidade de fosfina observada; estas fontes não biológicas podem criar, no máximo, dez milésimos da quantidade de fosfina observada pelos telescópios em Vênus. 

Segundo a equipe, para formar a quantidade de fosfina observada em Vênus, organismos terrestres teriam que trabalhar apenas a 10% de sua produtividade máxima. Sabe-se que bactérias terrestres criam fosfina retirando fosfato de minerais ou material biológico, acrescentando hidrogênio e, por fim, expelem fosfina. Qualquer organismo em Vênus provavelmente será muito diferente de seus primos terrestres, mas eles também podem ser a fonte de fosfina na atmosfera do planeta vizinho. 

A fosfina foi analisada como uma “bioassinatura” de gás de vida anaeróbica em planetas que orbitam outras estrelas, uma vez que a química normal não explica bem este fenômeno. A descoberta levanta muitas questões, tais como é que os organismos poderão sobreviver na atmosfera do planeta vizinho. Na Terra, alguns micróbios conseguem suportar até cerca de 5% de ácido no seu meio, mas as nuvens de Vênus são quase inteiramente feitas de ácido. 

Os pesquisadores acreditam que esta descoberta é bastante significativa, uma vez que já se pode descartar muitos outros processos alternativos de formação de fosfina, no entanto reconhece que para confirmar a presença de “vida” é ainda necessário muito trabalho. Apesar das temperaturas rondarem uns agradáveis 30 ºC nas altas nuvens de Vênus, o meio é extremamente ácido, com cerca de 90% de ácido sulfúrico, o que coloca sérias dificuldades a quaisquer micróbios que aí tentem sobreviver. 

A produção não biológica de fosfina em Vênus está excluída no que diz respeito ao nosso conhecimento atual da química da fosfina nas atmosferas de planetas rochosos. A confirmação de existência de vida na atmosfera de Vênus constituiria um enorme avanço em astrobiologia; portanto, é essencial acompanhar este intrigante resultado com estudos teóricos e observacionais para excluir a possibilidade de que a fosfina em planetas rochosos possa ter também uma origem química diferente da que ocorre na Terra.

Mais observações de Vênus e de outros planetas rochosos fora do nosso Sistema Solar poderão ajudar a reunir pistas de como a fosfina se forma nestes corpos e contribuir para a procura de sinais de vida fora da Terra.

Fonte: Nature Astronomy

Olho da Serpente

Os padrões de torção criados pelos vários braços espirais da NGC 2835 criam a ilusão de um olho.

© Hubble (NGC 2835)

Esta é uma descrição adequada, visto que esta magnífica galáxia reside perto da cabeça da constelação meridional de Hydra, a cobra d'água. Esta impressionante galáxia espiral barrada, com uma largura de pouco mais da metade da Via Láctea, é brilhantemente apresentada nesta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble. Embora não possa ser visto nesta imagem, um buraco negro supermassivo com uma massa milhões de vezes maior do que o nosso Sol, que é conhecido por se aninhar bem no centro da NGC 2835.

Esta galáxia foi fotografada como parte do PHANGS-HST, um grande levantamento de galáxias com o Hubble que visa estudar as conexões entre o gás frio e estrelas jovens em uma variedade de galáxias no Universo local. Na NGC 2835, esse gás frio e denso produz um grande número de estrelas jovens em grandes regiões de formação estelar. As áreas azuis brilhantes, comumente observadas nos braços espirais externos de muitas galáxias, mostram onde a luz quase ultravioleta está sendo emitida com mais força, indicando a formação recente ou em andamento de estrelas. 

Por intermédio das imagens de mais de 100.000 nuvens de gás e regiões de formação de estrelas fora de nossa Via Láctea, esta pesquisa espera descobrir e esclarecer muitas das ligações entre nuvens de gás frio, formação de estrelas e morfologia das galáxias. Esta iniciativa é uma colaboração com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e o instrumento MUSE do Very Large Telescope (VLT) do European Southern Observatory (ESO), através do programa PHANGS.

Fonte: ESA

Novo estudo questiona sobre a evolução de galáxias espirais

Estudos anteriores sobre formação e evolução de galáxias espirais podem ter tido como base uma premissa errada, sugere pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço.

© ESO (NGC 4565)

A maioria das galáxias espirais é caracterizada por um disco, onde estrelas, gás e poeira se distribuem num padrão característico de braços espirais torcidos, e uma zona central brilhante, chamada bojo. Ao estudar como as galáxias se formam e evoluem, é essencial distinguir entre estes dois componentes. Isto representa um desafio científico e estudos anteriores assumiram tradicionalmente que o brilho do disco aumenta exponencialmente até ao centro galáctico.

Esta suposição comum é questionada num estudo. Utilizando uma nova técnica para separar o bojo do disco aplicada a 135 galáxias espirais do catálogo CALIFA, os pesquisadores descobriram uma menor contribuição de estrelas do disco para o brilho total do centro da galáxia. Esta descoberta tem vastas implicações para os estudos da formação e evolução de galáxias.

“Desenvolvemos uma nova técnica espectrofotométrica de decomposição bojo-disco que pela primeira vez combina síntese espectral avançada com ferramentas de fotometria de superfície, incluindo duas desenvolvidas no Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA): FADO e iFIT,” diz Iris Breda, do IA e da Universidade do Porto. A técnica foi utilizada para determinar a contribuição máxima do disco dentro do raio do bojo. Foi aplicada a uma amostra representativa de galáxias espirais, revelando que em aproximadamente um terço, o disco sob o bojo não preserva o seu perfil exponencial, mostrando em vez disso um nivelamento ou mesmo uma forte diminuição.

Se confirmada, esta descoberta sugere que a contribuição relativa de estrelas do disco e do bojo para o centro da galáxia é diferente da apresentada num número substancial de estudos que assumiram um aumento exponencial até ao centro do disco. 

Estudos anteriores sobre a evolução de galáxias espirais podem conter falhas ao assumirem que a contribuição das estrelas intrínsecas ao bojo é menor do que na realidade é. Por exemplo, em galáxias espirais nas quais o disco representa 80 por cento da luminosidade da região central, a sua sobrestimação pode levar a uma classificação errônea do tipo de bojo.

Isto tem implicações adicionais para galáxias com atividade intensa nos seus núcleos associada à presença de buracos negros supermassivos, os chamados Núcleos Galácticos Ativos (AGN).

“A confirmação de um nivelamento ou mesmo diminuição da densidade da população estelar do disco dentro do raio do bojo galáctico implicará uma revisão retroativa das determinações da massa de bojos galácticos. Por sua vez, isto levará provavelmente a uma alteração na correlação entre a massa do bojo e do buraco negro supermassivo, e irá impor novos importantes limites nos modelos de formação de galáxias,” diz Polychronis Papaderos, da Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa.

Um artigo foi publicado na revista científica Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Estudo sugere a existência de 600 luas em Júpiter

Novas detecções de luas candidatas sugerem que o rei dos planetas poderia ter centenas de satélites menores.

© Damian Peach (Júpiter e as luas Ganímedes e Europa)

Júpiter pode ter cerca de 600 luas medindo pelo menos 800 metros de diâmetro, de acordo com uma equipe de astrônomos canadenses. Eles apresentarão suas descobertas em 25 de setembro no Europlanet Science Congress 2020. A maioria das luas está em órbitas largas, irregulares e retrógradas. 

Nos últimos 20 anos, os astrônomos encontraram dezenas de pequenas luas jovianas graças ao avanço de grandes câmeras digitais. Em 2003, Scott Sheppard, da Carnegie Institution of Science, já estimava que o número de luas irregulares maiores que um quilômetro provavelmente seria em torno de cem. 

Agora, Edward Ashton, Matthew Beaudoin e Brett Gladman (University of British Columbia, Vancouver) detectaram cerca de quatro dúzias de novas luas jovianas possíveis que são ainda menores. Extrapolando da área do céu que eles pesquisaram (cerca de um grau quadrado), concluíram que pode haver cerca de 600 desses minúsculos objetos orbitando o planeta gigante. 

A equipe estudou 60 exposições de arquivo com 140 segundos de um campo perto de Júpiter, todas elas tiradas em um período de 3 horas em 8 de setembro de 2010, com a câmera MegaPrime de 340 megapixels no telescópio Canadá-França-Havaí em Mauna Kea. Os astrônomos combinaram digitalmente as imagens de 126 maneiras diferentes, uma para cada combinação possível de velocidade e direção na qual uma lua jupiteriana em potencial poderia se mover no céu. 

Este método revelou 52 objetos de magnitude 25,7, correspondendo a diâmetros de cerca de 800 metros. Sete das descobertas mais brilhantes revelaram ser satélites irregulares de Júpiter; as outras são quase certamente luas jovianas retrógradas, que orbitam o planeta na direção oposta à sua rotação.

Se essa pesquisa sensível de um grau quadrado já produz 45 luas anteriormente desconhecidas, os pesquisadores estimam que o número total de satélites dentro dessa faixa de tamanho deve ser em torno de 600. O número oficial atual de luas jovianas é 79. Veja: Como encontramos até agora as 79 luas de Júpiter. 

Sheppard (cuja equipe encontrou 20 novos satélites de Saturno no ano passado) não se surpreendeu com o novo resultado. “Usamos uma técnica semelhante de deslocamento e empilhamento para nossas descobertas da lua de Júpiter que foram anunciadas em 2018,” diz ele. “Em nosso artigo, também mencionamos detecções que não pudemos confirmar como luas, porque não as observamos durante os meses e anos necessários para determinar de forma confiável suas órbitas.” 

Da mesma forma, a equipe canadense ainda não pode reivindicar novas descobertas para suas 45 novas detecções, muito menos para as 600 extrapoladas. “Leva muito tempo de telescópio para obter órbitas confiáveis ​​para essas luas muito pequenas e numerosas; então é preciso decidir se isso é cientificamente valioso,” diz Sheppard. 

Atualmente não há planos para observações de acompanhamento das novas luas. No entanto, as pequenas luas certamente serão encontradas novamente por instrumentos futuros como o Observatório Vera C. Rubin.

As novas detecções levantam a questão de quão pequeno um objeto pode ser e ainda ser chamado de lua. Mas Sheppard não acredita que precisamos de “mais definição do que é uma lua”. De qualquer forma, a União Astronômica Internacional não nomeará luas planetárias menores que um quilômetro de tamanho.

Um artigo que descreve os resultados foi aceito para publicação no The Planetary Science Journal.

Fonte: Sky & Telescope

Tempestade em movimento no planeta Júpiter

Uma tempestade brilhante com uma longa esteira turbulenta desloca-se sobre Júpiter nestas imagens telescópicas nítidas do gigante gasoso governante do Sistema Solar.

© Andy Casely (Júpiter e suas tempestades)

Captada em 26, 28 de agosto e 1º de setembro (da esquerda para a direita), a tempestade aproximadamente dobra de comprimento durante esse período. Estendendo-se ao longo do jato do Cinturão Temperado Norte do planeta, ele viaja para o leste em quadros sucessivos, passando pela Grande Mancha Vermelha e pela Oval BA esbranquiçada, famosas tempestades no hemisfério sul de Júpiter. As luas galileanas Calisto e Io são captadas na imagem do meio.

Na verdade, observadores seguindo Júpiter através de telescópios terrestres relataram surtos dramáticos de tempestades com rápido movimento nas últimas semanas no Cinturão Temperado Norte de Júpiter.

Fonte: NASA

Uma grande quantidade de estrelas

Muitas estrelas coloridas estão agrupadas nesta imagem do aglomerado globular NGC 1805, obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1805)

Este agrupamento compacto de milhares de estrelas está localizado próximo à borda da Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea. As estrelas orbitam próximas umas das outras, como um enxame de abelhas ao redor de uma colmeia. No centro denso de um desses aglomerados, as estrelas estão 100 a 1.000 vezes mais próximas do que as estrelas mais próximas do nosso Sol, tornando improváveis ​​os sistemas planetários ao seu redor. 

A diferença marcante nas cores das estrelas é ilustrada nesta imagem, que combina dois tipos diferentes de luz: estrelas azuis, que brilham mais intensamente em luz ultravioleta próximo, e estrelas vermelhas, iluminadas em vermelho e infravermelho próximo. Telescópios espaciais como o Hubble podem observar no ultravioleta porque estão posicionados acima da atmosfera da Terra, que absorve a maior parte desse comprimento de onda, tornando-o inacessível para instalações terrestres. 

Este jovem aglomerado globular pode ser visto do hemisfério sul, na constelação de Dorado. Normalmente, os aglomerados globulares contêm estrelas que nascem ao mesmo tempo; no entanto, NGC 1805 é incomum, pois parece hospedar duas populações diferentes de estrelas com idades de milhões de anos uma da outra. 

A observação de tais aglomerados de estrelas pode ajudar a entender como as estrelas evoluem e quais fatores determinam se elas terminam suas vidas como anãs brancas ou explodem como supernovas.

Fonte: NASA

Anã branca completa um giro a cada meio minuto!

O que você poderia fazer em menos de 30 segundos?

© ON/R. Cassaro (anã branca capturando matéria de sua companheira)

Uma equipe de cinco pesquisadores, sendo quatro deles de instituições brasileiras, revelou uma estrela de tamanho similar ao da Terra, de tipo anã branca, que precisa de apenas 29,6 segundos para completar um giro em torno de si. Enquanto a Terra completa o seu giro diário, essa estrela dá quase 3.000 giros e assim detém o recorde de rotação entre todas as anãs brancas conhecidas.

Anã branca é um dos possíveis estágios finais na evolução de uma estrela; é o destino da maioria das estrelas do Universo, como será o do nosso Sol. Uma anã branca tem massa similar à do Sol mas seu volume é equivalente ao da Terra. Portanto, um anã branca é extremamente densa: um volume equivalente ao de uma caixa de fósforo pequena teria aproximadamente 25 toneladas de matéria. Diferente do Sol, essa estrela tem uma companheira da qual captura parte de sua matéria e, juntas, formam um sistema binário chamado CTCV J2056-3014. Essas estrelas movem-se uma em torno da outra como o sistema Terra-Lua, e a distância entre elas, inclusive, é equivalente à distância entre a Terra e a Lua.

CTCV J2056-3014 está a uma distância de 850 anos-luz do Sol, o que é considerado pouco em escalas astronômicas. Assim, pode ser considerado um sistema na vizinhança do Sol. A esta distância nenhum telescópio atual consegue ver as duas estrelas desse sistema separadas, apenas o brilho combinado de ambas. 

O trabalho sobre CTCV J2056-3014 foi baseado em observações em raios X realizadas pelo telescópio espacial XMM-Newton da ESA, e na luz que é visível aos nossos olhos pelo telescópio Zeiss do Observatório do Pico dos Dias (OPD), no estado de Minas Gerais, gerenciado pelo Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA). 

A descoberta da equipe veio de observações que revelaram que a variação do brilho do sistema binário, tanto em raios X quanto na luz visível, se repete a cada 29,6 segundos. Tal variação está associada ao tempo de giro da anã branca. Antes desta descoberta, o período de rotação mais curto conhecido em uma anã branca era de 33 segundos. Existem poucas deste tipo conhecidas com período de rotação inferior a 100 segundos, sendo que o mais comum é a rotação durar de vários minutos a várias horas quando em sistemas binários, e alguns dias em estrelas "isoladas". 

“Investigar fenômenos astrofísicos extremos nos permite fazer avançar a Física sob condições que são difíceis ou mesmo impossíveis de serem produzidas em nossos laboratórios. O estudo de CTCV J2056-3014 tem implicações científicas importantes sobre interação entre matéria e campos magnéticos, que é de grande interesse em Física, e que nesse sistema se dá com matéria caindo sobre uma estrela magnetizada e em rotação elevada. O que foi observado em CTCV J2056-3014 abre horizontes para um melhor entendimento sobre estrutura e evolução estelar, e também sobre a origem de campos magnéticos em estrelas evoluídas,” ressalta o pesquisador Raimundo Lopes de Oliveira Filho, professor da Universidade Federal de Sergipe e do Observatório Nacional, que liderou o estudo. 

O sistema é do tipo polar intermediária, uma subclasse das variáveis cataclísmicas. O estudo mostrou também que CTCV J2056-3014 é um sistema modesto em sua emissão de luz em raios X quando comparado a sistemas de sua classe, e como tal passava sem ser percebido mesmo sendo nosso vizinho: vários desses sistemas devem estar igualmente ocultos. 

Este sistema é membro de um grupo ainda muito pequeno, exatamente por ser formado por sistemas pouco luminosos em raios X. Porém, descobertas recentes apontam que o grupo deve ser muito numeroso e estar entre os principais contribuintes de luz em raios X em nossa galáxia. “Decidimos estudar a CTCV2056 em raios X devido a indícios que obtivemos ao observá-la em luz visível em 2012. Descobrir que sua anã branca tem uma rotação tão rápida foi uma grande surpresa. Com este trabalho, temos uma estratégia para explorar o grupo ao qual pertence CTCV J2056-3014,” afirma Alexandre Soares de Oliveira, da Universidade do Vale do Paraíba, co-autor do trabalho. 

Os autores do estudo apontam uma forte evidência de que a anã branca de CTCV J2056-3014 tem um campo magnético mais fraco do que usualmente é visto em anãs brancas de sistemas do tipo polar intermediária, o que abre janelas para estudos de condições incomuns.

O campo magnético na superfície da anã branca de CTCV J2056-3014 é aproximadamente 1 milhão de vezes mais intenso que o da Terra e isso faz com que a matéria da estrela companheira que cai sobre a anã branca siga estruturas que podemos imaginar como tubos magnéticos. "A região onde essa estrutura magnética encontra a anã branca é onde ocorre a emissão que vemos em raios X e parte da que vemos na luz visível. Essa emissão varia periodicamente devido à rotação da anã branca e pode, assim, ser usada para medir o tempo de rotação," diz Claudia Vilega Rodrigues, pesquisadora do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE). A captura de matéria pela anã branca de CTCV J2056-3014 a fez girar mais e mais, até que ela atingiu uma situação de quase equilíbrio. 

“O estudo também é um belo exemplo de sinergia entre instrumentos de grande porte, como o satélite XMM-Newton, e telescópios pequenos, como o Zeiss do Observatório do Pico dos Dias, mostrando que equipamentos modestos tem o seu lugar na pesquisa mesmo na época de telescópios gigantes,” diz Albert Bruch, do Laboratório Nacional de Astrofísica.

O estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Observatório Nacional