Encontradas evidências de um exoplaneta extragalático

Desde a primeira detecção do primeiro exoplaneta em 1992, os astrônomos encontraram milhares de outros.

© Hubble (M51)

Na verdade, estima-se que a Via Láctea é o lar de 40 bilhões de mundos. Portanto, é fácil imaginar que os planetas devem ser comuns em outras galáxias, particularmente aqueles que parecem semelhantes aos nossos. Mas quando se trata de localizar esses planetas, há um problema. Outras galáxias estão tão distantes e as estrelas amontoadas em uma região tão pequena do espaço, visto da Terra, que é difícil identificar individualmente, muito menos os efeitos de quaisquer planetas ao seu redor. Portanto, os planetas extragaláticos, infelizmente, iludiram os astrônomos.

Agora Rosanne Di Stefano, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, juntamente com vários colegas, afirmam ter encontrado um planeta candidato na Galáxia Whirlpool M51, a cerca de 23 milhões de anos-luz da Terra, perto da constelação de Ursa Maior. Este mundo alienígena, batizado de M51-ULS-1b, é provavelmente um pouco menor do que Saturno e orbita um sistema binário a uma distância de talvez dez vezes a distância da Terra ao Sol.

A observação foi possível por causa de um conjunto especial de condições. O sistema binário hospedeiro do planeta consiste em uma estrela de nêutrons ou buraco negro que está devorando uma estrela massiva próxima a uma taxa enorme. A queda da poeira estelar libera grandes quantidades de energia, tornando este sistema uma das fontes mais brilhantes de raios X em toda a Galáxia Whirlpool. 

A sua luminosidade de raios X é cerca de um milhão de vezes mais brilhante do que toda a emissão do Sol em todos os comprimentos de onda. Mas a fonte desses raios X - o buraco negro ou estrela de nêutrons - é minúscula. Isso significa que um planeta do tamanho de Saturno orbitando um bilhão de quilômetros de distância pode eclipsar completamente a fonte de raios X, caso passe diretamente na linha de visão com a Terra. 

Em 20 de setembro de 2012, é exatamente o que parece ter acontecido. Por sorte, o observatório de raios X Chandra em órbita estava observando no momento. A fonte de raios X diminuiu até desvanecer e então reapareceu, todo o trânsito durando cerca de 3 horas. Na época, ninguém percebeu porque os conjuntos de dados do Chandra não estavam sendo pesquisados por variações tão curtas. 

Existem várias razões pelas quais uma fonte de raios X pode escurecer dessa maneira. Um é a presença de outra pequena estrela, como uma anã branca, que eclipsa a fonte de raios X. A equipe diz que M51-ULS-1b não pode ser uma anã branca ou outro tipo de estrela porque o sistema binário é muito jovem para que tal objeto tenha evoluído nas proximidades. 

Outra explicação potencial é a variação natural, talvez por causa de uma interrupção da queda do material no buraco negro ou estrela de nêutrons. Nesses casos, a luminosidade muda de uma forma característica, com frequências de energia mais alta mudando mais rapidamente do que as de energia mais baixa, e ligando novamente de uma maneira diferente. Mas, neste caso, todas as frequências diminuíram e reapareceram ao mesmo tempo, sugerindo um eclipse. 

É aproximadamente simétrico e tem uma forma típica de trânsitos nos quais a fonte e o objeto em trânsito têm tamanhos comparáveis. Agora que o primeiro candidato a planeta em outra galáxia surgiu, outros provavelmente serão encontrados rapidamente. 

A equipe vasculhou apenas uma parte dos dados de raios X do Chandra para encontrar este novo candidato a planeta. Há muito mais planetas candidatos extragalácticos adicionais em órbitas amplas. E mais dados estão sendo coletados o tempo todo. Portanto, embora M51-ULS-1b possa ser o primeiro planeta candidato descoberto em outra galáxia, é improvável que seja o último.

Aguardem novas descobertas.

Fonte: Astronomy

Galáxias no Universo jovem eram surpreendentemente maduras

As galáxias massivas já eram muito mais maduras no início do Universo do que o esperado.

© ALPINE (duas galáxias no início do Universo)

A maioria das galáxias formou-se quando o Universo ainda era muito jovem. A nossa própria Galáxia, por exemplo, provavelmente começou a formar-se há 13,6 bilhões de anos, no nosso Universo com 13,8 bilhões de anos. Quando o Universo tinha apenas 10% da sua idade atual (1-1,5 bilhões de anos depois do Big Bang), a maioria das galáxias sofreu um "surto de crescimento". 

Durante este tempo, fabricaram a maior parte da sua massa estelar e outras propriedades, como poeira, conteúdo de elementos pesados e formas de disco em espiral, que vemos nas galáxias de hoje. Portanto, se quisermos aprender como as galáxias como a Via Láctea se formaram, é importante estudar esta época. 

Num levantamento chamado ALPINE (ALMA Large Program to Investigate C+ at Early Times), astrônomos estudaram 118 galáxias que passaram por este "surto de crescimento" no início do Universo. Notou-se que muitas delas eram mais maduras do que o esperado. As galáxias são consideradas mais maduras do que primordiais quando contêm uma quantidade significativa de poeira e elementos pesados. 

A poeira e os elementos pesados são considerados um subproduto das estrelas moribundas. Mas as galáxias no início do Universo ainda não tiveram muito tempo para construir estrelas, de modo que não espera-se ver também lá muita poeira ou elementos pesados. A partir de estudos anteriores, observa-se que estas galáxias jovens são pobres em poeira. No entanto, descobriu-se que cerca de 20% das galáxias "construídas" durante esta época inicial já tinham muita poeira e uma fração significativa da luz ultravioleta de estrelas recém-nascidas já está oculta por esta poeira. 

Muitas das galáxias também foram consideradas relativamente adultas porque mostraram diversidade nas suas estruturas, incluindo os primeiros sinais de discos com suporte rotacional, o que pode mais tarde levar a galáxias com uma estrutura espiral, como é observado em galáxias como a Via Láctea. 

Espera-se que as galáxias no início do Universo se pareçam com "desastres" cósmicos porque colidem frequentemente. O ALMA já avistou galáxias muito distantes, como MAMBO-9 (uma galáxia muito empoeirada) e Wolfe Disk (uma galáxia com um disco giratório). Mas era difícil dizer se estas descobertas eram únicas, ou se haviam mais galáxias como elas por aí. O ALPINE é o primeiro levantamento que permitiu estudar um número significativo de galáxias no Universo primitivo e mostra que podem evoluir mais depressa do que o esperado. 

Mas os cientistas ainda não entendem como estas galáxias cresceram tão rapidamente e porque é que algumas delas já têm discos giratórios. As observações do ALMA foram cruciais porque o radiotelescópio pode ver a formação estelar que está escondida pela poeira e rastrear o movimento do gás emitido pelas regiões de formação estelar. Os levantamentos de galáxias no início do Universo geralmente usam telescópios ópticos e infravermelhos. Estes permitem a medição da formação estelar não obstruída e das massas estelares. No entanto, estes telescópios têm dificuldade em medir regiões obscurecidas por poeira, onde as estrelas se formam, ou os movimentos do gás nestas galáxias. 

O ALPINE é o primeiro e o maior levantamento galáctico em vários comprimentos de onda no início do Universo. Para uma grande amostra de galáxias, a equipe recolheu medições no óptico (incluindo com o Subaru, VISTA, Hubble, Keck e VLT), no infravermelho (Spitzer) e no rádio (ALMA). Os estudos em vários comprimentos de onda são necessários para obter uma imagem completa de como as galáxias são construídas.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Descoberta molécula singular na atmosfera de Titã

Cientistas da NASA identificaram uma molécula na atmosfera de Titã que nunca tinha sido detectada em qualquer outra atmosfera.

© NASA/Cassini (Titã)

A molécula é denominada ciclopropenilideno (C3H2). Os cientistas dizem que esta molécula simples baseada em carbono pode ser um precursor de compostos mais complexos que poderiam formar ou alimentar uma possível forma de vida em Titã. 

Os pesquisadores encontraram C3H2 usando um radiotelescópio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), localizado no Chile. Notaram a molécula C3H2, que é feita de carbono e hidrogênio, enquanto examinavam um espectro de assinaturas de luz únicas recolhido pelo telescópio; estas revelaram a composição química da atmosfera de Titã pela energia que as suas moléculas emitiam ou absorviam. 

Embora os cientistas tenham encontrado C3H2 em regiões espalhadas pela Galáxia, encontrá-la numa atmosfera foi uma surpresa. Isto porque a molécula ciclopropenilideno pode reagir facilmente com outras moléculas com as quais entra em contato e formar espécies diferentes. Os astrônomos até agora encontraram C3H2 apenas em nuvens de gás e poeira que flutuam entre sistemas estelares, ou seja, em regiões demasiado frias e difusas para facilitar muitas reações químicas. Mas atmosferas densas como a de Titã são "colmeias" de atividade química. 

Essa é uma das razões principais pelas quais os cientistas estão interessados nesta lua, que é o destino da futura missão Dragonfly da NASA. A equipe foi capaz de identificar pequenas quantidades de C3H2 em Titã provavelmente porque estavam observando as camadas superiores da atmosfera da lua, onde há menos gases para interagir com C3H2. Os cientistas ainda não sabem porque é que o composto químico ciclopropenilideno apareceria na atmosfera de Titã, mas em nenhuma outra atmosfera. 

A maior das 62 luas de Saturno, Titã é um mundo intrigante que, de certa forma, é o mais semelhante à Terra que já encontramos. Ao contrário de qualquer outra lua no Sistema Solar - existem mais de 200 - Titã tem uma atmosfera densa que é quatro vezes mais densa que a da Terra, além de nuvens, chuva, lagos e rios, e até mesmo um oceano subterrâneo de água salgada. 

A atmosfera de Titã é composta principalmente por nitrogênio, como a da Terra, com uma pitada de metano. Quando as moléculas de metano e nitrogênio se separam sob o brilho do Sol, os seus átomos componentes desencadeiam uma complexa teia de química orgânica.

Os tipos de moléculas que podem estar à superfície de Titã podem ser os mesmos que formaram os blocos de construção da vida na Terra. No início da sua história, há 3,8-2,5 bilhões de anos, quando o metano enchia o ar da Terra em vez de oxigênio, as condições aqui podiam ser semelhantes às de Titã hoje. 

A molécula ciclopropenilideno é a única outra molécula cíclica além do benzeno, que foi encontrada na atmosfera de Titã até agora. Embora o composto C3H2 não seja conhecido pela sua utilização em reações biológicas modernas, as moléculas de circuito fechado são importantes porque formam os anéis para as nucleobases do DNA, a estrutura química complexa que transporta o código genético da vida, e do RNA, outro composto crítico para as funções da vida. 

O benzeno era considerado a unidade diminuta de moléculas anulares e complexas de hidrocarbonetos encontrada em qualquer atmosfera planetária. Mas agora, o C3H2, com metade dos átomos de carbono do benzeno, parece ter tomado o seu lugar. 

A sonda Cassini avistou evidências de uma versão eletricamente carregada da mesma molécula, C3H3+. Sendo um achado raro, os cientistas estão tentando aprender mais sobre o ciclopropenilideno e como pode interagir com os gases na atmosfera de Titã. 

A descoberta foi publicada no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: NASA

Nebulosa da Caveira

Este resto etéreo de uma estrela morta há muito tempo, aninhado na barriga da Baleia, tem uma semelhança desconfortável com uma caveira flutuando no espaço.

© ESO (NGC 246)

Captada em detalhes pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO, esta imagem nos revela a “sinistra” Nebulosa da Caveira em belas cores de sangue. Esta é a primeira nebulosa planetária que conhecemos associada a um par de estrelas fortemente ligadas, com uma terceira estrela mais exterior na sua órbita.

Também conhecida por NGC 246, a Nebulosa da Caveira situa-se a cerca de 1.600 anos-luz de distância da Terra na constelação austral da Baleia. Esta nebulosa se formou quando uma estrela do tipo do Sol no final da sua vida expeliu as suas camadas mais exteriores, pondo a descoberto o seu núcleo, uma anã branca, uma das duas estrelas que pode ser vista mesmo no centro da NGC 246. 

Apesar de conhecermos esta nebulosa há vários séculos, foi apenas em 2014, com o auxílio do VLT, que os astrônomos descobriram que a anã branca e a sua companheira escondem uma terceira estrela situada no núcleo da Nebulosa da Caveira. Esta estrela, que não é visível na imagem, é uma anã vermelha tênue situada muito perto da anã branca, a cerca de 500 vezes a distância entre a Terra e o Sol. 

As estrelas anã vermelha e anã branca orbitam em torno uma da outra e a estrela mais exterior orbita as duas anãs a uma distância de cerca de 1.900 vezes a separação Terra-Sol.

Coletivamente, estas três estrelas estabelecem a NGC 246 como a primeira nebulosa planetária conhecida com um sistema estelar triplo hierárquico no seu centro. Obtida com o instrumento FORS2 montado no VLT, no deserto chileno do Atacama, esta nova imagem da Nebulosa da Caveira capta de forma intencional a radiação emitida em várias faixas estreitas de comprimentos de onda, os associados com os gases de hidrogênio e oxigênio.

Observações da radiação emitida por elementos específicos nos ajudam a obter informações preciosas sobre as composições química e estrutural dos objetos em questão. Esta nova imagem da Nebulosa da Caveira destaca os locais onde a NGC 246 é rica ou pobre em hidrogênio (em vermelho) e em oxigênio (em azul claro). 

Fonte: ESO

Descoberta de água na superfície da Lua iluminada pelo Sol

O Observatório Estratosférico de Astronomia Infravermelha (SOFIA) da NASA confirmou, pela primeira vez, a presença de água na superfície lunar iluminada pelo Sol.

© NASA (superfície da Lua)

Esta descoberta indica que a água pode ser distribuída pela superfície lunar, e não limitada a lugares frios e sombreados. O SOFIA detectou moléculas de água na Cratera Clavius, uma das maiores crateras visíveis da Terra, localizada no hemisfério sul da Lua. As observações anteriores da superfície da Lua detectaram alguma forma de hidrogênio, mas não foram capazes de distinguir entre a água e seu parente químico próximo, hidroxila (OH). 

Dados desse local revelam água em concentrações de 100 a 412 partes por milhão, aproximadamente o equivalente a uma garrafa de 360 ml de água, presa em um metro cúbico de solo espalhado pela superfície lunar. 

Esta descoberta desafia nossa compreensão da superfície lunar e levanta questões intrigantes sobre recursos relevantes para a exploração do espaço profundo. Como comparação, o deserto do Saara tem 100 vezes a quantidade de água que o SOFIA detectou no solo lunar. Apesar das pequenas quantidades, a descoberta levanta novas questões sobre como a água é criada e como ela persiste na superfície lunar áspera e sem ar. A água é um recurso precioso no espaço profundo e um ingrediente fundamental da vida como a conhecemos. 

Se a água encontrada pelo SOFIA é facilmente acessível para uso como um recurso ainda está para ser determinado. Sob o programa Artemis da NASA, a agência está ansiosa para aprender tudo o que puder sobre a presença de água na Lua antes de enviar a primeira mulher e o próximo homem para a superfície lunar em 2024 e estabelecer uma presença humana sustentável lá até o final do década. 

Os resultados do SOFIA são baseados em anos de pesquisas anteriores examinando a presença de água na Lua. Quando os astronautas da Apollo retornaram da Lua em 1969, pensava-se que ela estava completamente seca. As missões orbitais e de impacto nos últimos 20 anos, como o satélite de observação e detecção da cratera lunar da NASA, confirmaram o gelo em crateras permanentemente sombreadas ao redor dos pólos lunares.

Enquanto isso, várias naves espaciais, incluindo a missão Cassini e a missão do cometa Deep Impact, bem como a missão Chandrayaan-1 da Organização de Pesquisa Espacial da Índia, e o Infrared Telescope Facility da NASA, observaram amplamente a superfície lunar e encontraram evidências de hidratação em regiões iluminadas. No entanto, essas missões foram incapazes de distinguir definitivamente a forma em que estava presente - H2O ou OH.

O SOFIA ofereceu um novo meio de olhar para a Lua. Voando em altitudes de até 13,7 km, esse avião Boeing 747SP modificado com um telescópio de 106 polegadas de diâmetro atinge mais de 99% do vapor de água na atmosfera da Terra para obter uma visão mais clara do universo infravermelho. Usando seu Faint Object infraRed CAmera for the SOFIA Telescope (FORCAST), o SOFIA foi capaz de captar o comprimento de onda específico exclusivo para moléculas de água, em 6,1 mícrons, e descobriu uma concentração relativamente surpreendente na ensolarada Cratera Clavius.

Sem uma atmosfera espessa, a água na superfície lunar iluminada pelo Sol deveria ser evaporada para o espaço. Algo está gerando a água e algo deve estar prendendo-a lá. 

Micrometeoritos chovendo na superfície lunar, carregando pequenas quantidades de água, podem depositar a água na superfície lunar com o impacto. Outra possibilidade é que poderia haver um processo de duas etapas em que o vento solar do Sol entrega hidrogênio à superfície lunar e causa uma reação química com minerais contendo oxigênio no solo para criar hidroxila. Enquanto isso, a radiação do bombardeio de micrometeoritos pode estar transformando essa hidroxila em água. 

Como a água é armazenada, tornando possível o acúmulo, também levanta algumas questões intrigantes. A água pode ficar presa em pequenas estruturas semelhantes a grãos no solo, que se formam a partir do alto calor criado pelos impactos de micrometeoritos. Outra possibilidade é que a água possa estar escondida entre os grãos do solo lunar e protegida da luz solar, tornando-a potencialmente um pouco mais acessível do que a água presa em estruturas semelhantes a grãos. 

Para uma missão projetada para olhar para objetos distantes e escuros, como buracos negros, aglomerados de estrelas e galáxias, o foco do SOFIA no vizinho mais próximo e mais brilhante da Terra foi um afastamento de seu objetivo. Os operadores do telescópio normalmente usam uma câmera guia para rastrear estrelas, mantendo o telescópio travado firmemente em seu alvo de observação. Mas a Lua está tão próxima e brilhante que preenche todo o campo de visão da câmera guia. Sem estrelas visíveis, não estava claro se o telescópio poderia rastrear a Lua de forma confiável. Para determinar isso, em agosto de 2018, os operadores decidiram tentar um teste de observação.

Os voos subsequentes do SOFIA procurarão por água em outros locais iluminados pelo Sol e durante as diferentes fases lunares para aprender mais sobre como a água é produzida, armazenada e movida pela Lua. Os dados contribuirão para o trabalho de futuras missões lunares, como o Volatiles Investigating Polar Exploration Rover (VIPER) da NASA, para criar os primeiros mapas de recursos hídricos da Lua para a futura exploração espacial humana.

Em outro estudo, os cientistas usaram modelos teóricos e dados do Lunar Reconnaissance Orbiter da NASA, apontando que a água pode ficar presa em pequenas sombras, onde as temperaturas ficam abaixo de zero, em maior quantidade do que o esperado. 

Os resultados foram publicados na última edição da Nature Astronomy.

Fonte: NASA

Beleza galáctica do caos

Aparecendo na vasta escuridão do espaço, a fotografia da NGC 34 obtida pelo telescópio espacial Hubble, parece mais uma criatura bioluminescente dos oceanos profundos do que uma galáxia.

© Hubble (NGC 34)

Situada na constelação de Cetus (O Monstro Marinho), a região externa da galáxia parece quase translúcida, pontilhada de estrelas e estranhas gavinhas finas. 

A principal causa da estranha aparência desta galáxia está em seu passado. Se pudéssemos reverter o tempo em alguns milhões de anos, veríamos duas belas galáxias espirais em rota de colisão direta. 

Quando estas galáxias colidiram uma com as outra, seus intrincados padrões e braços espirais foram permanentemente perturbados. Esta imagem mostra o centro brilhante da galáxia, resultado deste evento de fusão que criou uma explosão de formação de novas estrelas e iluminou o gás circundante. 

Conforme as galáxias continuam a se entrelaçar e se tornar única, a forma da NGC 34 se tornará mais parecida com a de uma galáxia peculiar, desprovida de qualquer forma distinta.

Na vastidão do espaço, as colisões entre galáxias são eventos bastante raros, mas podem ser numerosos em mega-aglomerados contendo centenas ou mesmo milhares de galáxias.

Fonte: NASA

ALMA mostra atividade vulcânica na atmosfera de Io

Novas imagens em comprimentos de onda no rádio obtidas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) mostram pela primeira vez o efeito direto da atividade vulcânica na atmosfera da lua de Júpiter, Io.

© NRAO/ALMA/Hubble (Júpiter e sua lua Io)

Composição que mostra a lua de Júpiter, Io, no rádio (ALMA), e no visível (Voyager 1 e Galileu). As imagens ALMA de Io mostram, pela primeira vez, plumas de dióxido de enxofre (a amarelo) saindo dos seus vulcões. Júpiter é visível no plano de fundo (Hubble).

Io é a lua mais vulcanicamente ativa do nosso Sistema Solar. Abriga mais de 400 vulcões ativos, expelindo gases de enxofre que dão a Io as suas cores amarelo-branco-laranja-vermelho quando congelam à sua superfície. 

Embora seja extremamente fina - cerca de bilhões de vezes mais fina do que a atmosfera da Terra - Io tem uma atmosfera que pode ensinar-nos mais sobre a atividade vulcânica de Io e fornecer-nos uma janela para o interior da exótica lua e para o que está acontecendo por baixo da sua crosta colorida. 

Pesquisas anteriores mostraram que a atmosfera de Io é dominada pelo gás dióxido de enxofre, proveniente da atividade vulcânica. "No entanto, não se sabe que processo impulsiona a dinâmica na atmosfera de Io," disse Imke de Pater da Universidade da Califórnia, Berkeley. "É atividade vulcânica, ou gás que sublima (transição do estado sólido para gasoso) da superfície gelada quando Io está sob a luz do Sol?" 

Para distinguir entre os diferentes processos que dão origem à atmosfera de Io, astrônomos usaram o ALMA para fazer instantâneos da lua quando entrava e saía da sombra de Júpiter (um eclipse de Io). 

"Quando Io passa pela sombra de Júpiter, e está fora da luz solar direta, é demasiado frio para o gás dióxido de enxofre, e condensa-se na superfície de Io. Durante esse tempo, podemos ver apenas o dióxido de enxofre de origem vulcânica. Portanto, podemos ver exatamente quanto da atmosfera é impactada pela atividade vulcânica," explicou Statia Luszcz-Cook da Universidade de Columbia, em Nova York. 

Graças à resolução e sensibilidade requintadas do ALMA, os astrônomos puderam, pela primeira vez, ver claramente as plumas de dióxido de enxofre (SO2) e monóxido de enxofre (SO) surgindo dos vulcões. Com base nos instantâneos, calcularam que os vulcões ativos produzem diretamente 30-50% da atmosfera de Io. 

As imagens ALMA também mostraram um terceiro gás saindo dos vulcões: cloreto de potássio (KCl). "Vemos KCl em regiões vulcânicas onde não vemos SO2 ou SO," disse Luszcz-Cook. "Esta é uma forte evidência de que os reservatórios de magma são diferentes em vulcões diferentes." 

Io é vulcanicamente ativo devido a um processo chamado aquecimento de maré. Io orbita Júpiter numa órbita que não é exatamente circular e, tal como a nossa Lua que está sempre com a mesma face virada para a Terra, o mesmo lado de Io está sempre voltado para Júpiter. A atração gravitacional das outras luas de Júpiter, Europa e Ganimedes, provoca uma quantidade tremenda de atrito interno e calor, dando origem a vulcões como Loki Patera, que se estende por mais de 200 km de diâmetro. "Ao estudar a atmosfera e a atividade vulcânica de Io, aprendemos mais não apenas sobre os próprios vulcões, mas também sobre o processo de aquecimento de maré e sobre o interior de Io," acrescentou Luszcz-Cook. 

Uma grande incógnita continua sendo a temperatura na atmosfera interior de Io. Em pesquisas futuras, os astrônomos esperam medi-la com o ALMA. "Para medir a temperatura da atmosfera de Io, precisamos de obter observações com mais alta resolução, o que requer que observemos a lua por um maior período de tempo. Só podemos fazer isso quando Io está sob a luz do Sol, pois não passa muito tempo em eclipse," disse de Pater. "Durante tal observação, Io irá girar dezenas de graus. Vamos precisar de aplicar um software que nos ajude a fazer imagens focadas. Já o fizemos anteriormente com imagens rádio de Júpiter obtidas com o ALMA e com o VLA (Very Large Array)".

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Planetary Science Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Supergigante Betelgeuse é menor e está mais perto

De acordo com um novo estudo feito por uma equipe internacional de pesquisadores, podem ser necessários mais 100.000 anos até que a estrela gigante vermelha Betelgeuse morra numa explosão.

© ALMA (Betelgeuse)

O estudo, liderado pela Dra. Meridith Joyce da Universidade Nacional Australiana, não só dá a Betelgeuse um novo sopro de vida, como mostra que é menor e está mais próxima da Terra do que se pensava anteriormente.

A supergigante Betelgeuse faz parte da constelação de Órion, e há muito que fascina os astrônomos. Mas, ultimamente, tem-se comportado de maneira estranha. 

 "Normalmente é uma das estrelas mais brilhantes do céu, mas observamos duas quedas no brilho de Betelgeuse desde o final de 2019. Isto levou à especulação de que podia estar prestes a explodir. Mas o nosso estudo fornece uma explicação diferente. Sabemos que o primeiro evento de escurecimento envolveu uma nuvem de poeira. Descobrimos que o segundo evento, menor, foi provavelmente devido às pulsações da estrela," disse a Dra. Joyce.

Os pesquisadores conseguiram usar modelagem hidrodinâmica e sísmica para aprender mais sobre a física que impulsiona estas pulsações, possibilitando ter uma ideia mais clara da fase da vida em que Betelgeuse se encontra. 

"A análise confirmou que as ondas de pressão, essencialmente, ondas de som, foram a causa da pulsação de Betelgeuse," disse o Dr. Shing-Chi Leung da Universidade de Tóquio.

No momento a estrela Betelgeuse está queimando hélio no seu núcleo, o que significa que não está nem perto de explodir.É provável que a explosão só ocorra daqui a mais ou menos 100.000 anos.

O estudo também revelou o quão grande é Betelgeuse, e a sua distância à Terra. "O tamanho físico real de Betelgeuse tem sido um pouco misterioso, estudos anteriores sugeriram que podia ser maior do que a órbita de Júpiter. Os nossos resultados fornecem que Betelgeuse estende-se apenas a dois-terços dessa distância, com um raio de 750 vezes o raio do Sol," disse o Dr. Molnár. 

"Assim que obtivemos o tamanho físico da estrela, pudemos determinar a distância à Terra. Os nossos resultados mostram que está a apenas 530 anos-luz de nós, 25% mais perto do que se pensava." 

A boa notícia é que Betelgeuse ainda está demasiado longe da Terra para que a eventual explosão tenha aqui um impacto significativo. 

"A explosão de uma supernova ainda é um evento muito importante. E este é o nosso candidato mais próximo. Isto dá-nos uma oportunidade rara de estudar o que acontece com estrelas como esta antes de explodirem," conclui a Dra. Joyce.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Australian National University

Tromba d'água galáctica

Nesta imagem espetacular captada pelo telescópio espacial Hubble, a galáxia NGC 2799 (à esquerda) está aparentemente sendo puxada para o centro da galáxia NGC 2798 (à direita).

© Hubble (Arp 283)

Essas galáxias em interação, também denominada Arp 283, exercem influência umas sobre as outras, o que pode eventualmente resultar em uma fusão ou formação única.

Essas duas galáxias aparentemente formaram uma tromba d'água lateral, com estrelas da NGC 2799 parecendo cair na NGC 2798 quase como gotas d'água. As fusões galácticas podem ocorrer ao longo de várias centenas de milhões a mais de um bilhão de anos. 

Embora se possa pensar que a fusão de duas galáxias seria catastrófica para os sistemas estelares internos, a grande quantidade de espaço entre as estrelas significa que as colisões estelares são improváveis e as estrelas normalmente passam uma pela outra.

Fonte: NASA

Cygnus: Nebulosas da Bolha de Sabão e Crescente

Essas nuvens de gás e poeira derivam através de ricos campos de estrelas ao longo do plano de nossa Via Láctea em direção à constelação de Cygnus.

© Wissam Ayoub (Nebulosas da Bolha de Sabão e Crescente)

Presos no campo de visão telescópica estão a Nebulosa da Bolha de Sabão (canto inferior esquerdo), denominada PN G75.5+1.7, e a Nebulosa Crescente (canto superior direito). Ambas foram formadas em uma fase final da vida de uma estrela. Também conhecida como NGC 6888, a Nebulosa Crescente teve a forma devido a sua brilhante estrela Wolf-Rayet massiva e central, a WR 136, que se desprendeu de seu envelope externo em um forte vento estelar. 

Queimando combustível a uma taxa prodigiosa, a WR 136 está perto do fim de uma curta vida que deve terminar em uma explosão espetacular de supernova. Descoberta em 2013, a Nebulosa da Bolha de Sabão é provavelmente uma nebulosa planetária, ou seja, a cobertura final de uma estrela semelhante ao Sol de menor massa e de vida longa, destinada a se tornar uma anã branca que esfria lentamente. 

Ambas as mortalhas estelares estão a 5.000 anos-luz ou mais distantes. A Nebulosa Crescente é maior e tem cerca de 25 anos-luz de diâmetro.

Fonte: ESA

Metal vaporizado na atmosfera de um exoplaneta

Uma equipe internacional de pesquisadores, liderada pelo NCCR PlanetS (National Centre of Competence in Research PlanetS) da Universidade de Berna e pela Universidade de Genebra, estudou a atmosfera do exoplaneta ultraquente WASP-121b, encontrando vários metais gasosos.

© STScI/G. Bacon (ilustração do Júpiter ultraquente WASP-121b)

O WASP-121b é um exoplaneta localizado a 850 anos-luz da Terra, que orbita a sua estrela em menos de dois dias. O WASP-121b está muito perto da sua estrela, cerca de 40 vezes mais perto do que a distância Terra-Sol. Esta proximidade é também o principal motivo da sua temperatura extremamente alta, cerca de 2.500 a 3.000 graus Celsius. Isto torna-o um objeto de estudo ideal para aprender mais sobre mundos superquentes. 

Os astrônomos examinaram dados que foram recolhidos pelo espectrógrafo HARPS de alta resolução, sendo capazes de mostrar que existem na atmosfera de WASP-121b um total de pelo menos sete metais gasosos.

O WASP-121b tem sido estudado extensivamente desde a sua descoberta. Presumindo que os planetas ultraquentes têm atmosferas bastante simples porque poucos elementos químicos complexos se conseguem formar num calor tão abrasador. Então, como é que o WASP-121b atingiu esta complexidade tão inesperada? 

Suspeitava-se que as moléculas contendo o metal relativamente raro vanádio era a principal causa da complexa atmosfera de WASP-121b. No entanto, isto só faria sentido se um metal mais comum, o titânio, estivesse ausente na atmosfera. Então, os pesquisadores começaram à procura de outra explicação. Porém, foi encontrada fortes assinaturas de vanádio nas observações e também não havia titânio.

Mas a equipe fez outras descobertas inesperadas. Além do vanádio, descobriram recentemente seis outros metais na atmosfera de WASP-121b: ferro, crômio, cálcio, sódio, magnésio e níquel.

Estes resultados tão detalhados, por exemplo, permitem obter conclusões sobre os processos químicos que ocorrem em tais planetas. Esta é uma capacidade crucial para um futuro não muito distante, quando forem desenvolvidos telescópios e espectrógrafos maiores e mais sensíveis. Estes permitirão estudar as propriedades de planetas rochosos, menores e frios, parecidos com a Terra. 

Os resultados foram publicados recentemente na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Universität Bern

Raios X perduram anos após colisão de estrelas de nêutrons

Já se passaram três anos desde a detecção histórica de ondas gravitacionais oriundas da fusão de duas estrelas de nêutrons.

© E. Troja (colisão de duas estrelas de nêutrons na galáxia NGC 4993)

E desde aquele dia que uma equipe internacional de pesquisadores, incluindo o astrofísico Bing Zhang da Universidade do Nevada, Las Vegas, EUA, tem vindo a monitorar continuamente as emissões subsequentes de radiação a fim de fornecer a imagem mais completa de tal evento. 

A sua análise fornece explicações possíveis para os raios X que continuaram irradiando da colisão muito depois do que os modelos previam que parasse. O estudo também revela que os modelos atuais de estrelas de nêutrons carecem de informações importantes.

É uma nova fase da compreensão das estrelas de nêutrons, pois todos os modelos não previam a presença de raios X, que foi observado 1.000 dias após a detecção do evento de colisão.

A fusão de estrelas de nêutrons, GW170817, foi identificada pela primeira vez graças a ondas gravitacionais detectadas no dia 17 de agosto de 2017. Em poucas horas, telescópios de todo o mundo começaram a observar no espectro eletromagnético, incluindo raios gama e luz emitida pela explosão. Foi a primeira e única vez que os astrônomos foram capazes de observar a radiação associada às ondas gravitacionais, embora já soubessem há muito que esta radiação existe. Todas as outras ondas gravitacionais observadas até à data tiveram origem em eventos que estão demasiado distantes ou que não emitem radiação eletromagnética brilhante o suficiente para ser detectada da Terra. 

Segundos após a detecção de GW170817, os cientistas registaram o jato inicial de energia, conhecido como GRB (Gamma-Ray Burst), depois uma quilonova mais lenta, uma nuvem de gás que explodiu depois do jato inicial. A luz da quilonova durou cerca de três semanas e depois desvaneceu. Entretanto, nove dias depois da detecção da primeira onda gravitacional, os telescópios captaram algo que nunca tinham observado antes: raios X. 

Os modelos científicos baseados na astrofísica conhecida previram que, à medida que o jato inicial de uma colisão de estrelas de nêutrons se move através do espaço interestelar, este cria a sua própria onda de choque, que emite raios X, ondas de rádio e luz. Isto é conhecido como brilho residual. Observou-se que esta pós-luminescência aumentou no início, atingiu o seu pico cerca de 160 dias após a detecção das ondas gravitacionais e depois diminuiu rapidamente. Depois de três anos, as ondas rádio e a luz desapareceram, mas os raios X permanecem. Foram observados pela última vez pelo observatório de raios X Chandra dois anos e meio depois da detecção inicial de GW170817.

O estudo sugere algumas explicações possíveis para as emissões de raios X de longa duração. Uma possibilidade é que estes raios X representam uma característica completamente nova do pós-brilho de uma colisão, e que a dinâmica de uma explosão de raios gama é talvez, de alguma forma, diferente do esperado. Outra possibilidade é que a quilonova e a nuvem de gás em expansão, por trás do jato inicial de radiação, possam ter criado a sua própria onda de choque que demorou mais para chegar à Terra. Uma terceira possibilidade é que algo pode ter sido deixado para trás após a colisão, talvez o remanescente de uma massiva estrela de nêutrons que emite raios X. 

Esta terceira possibilidade é intrigante, porque colocará uma restrição importante na equação pouco conhecida do estado da matéria nuclear. O monitoramento a longo prazo da radiação eletromagnética, desta e de outras futuras fusões de estrelas de nêutrons binárias, ajudará a resolver este problema fundamental da física. 

São necessárias muitas mais análises antes que os pesquisadores possam confirmar exatamente de onde vieram os raios X remanescentes. Algumas respostas podem já chegar em dezembro, quando o telescópio Chandra observar novamente a fonte de GW170817.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Últimos momentos de uma estrela devorada por um buraco negro

Com o auxílio de telescópios do ESO e de outras organizações de todo o mundo, os astrônomos observaram uma rara explosão luminosa de uma estrela sendo dilacerada por um buraco negro supermassivo.

© ESO/M. Kornmesser (espaguetificação de estrela por buraco negro)

Este fenômeno, conhecido por evento de ruptura de marés, se trata do mais próximo de nós registrado até hoje, a pouco mais de 215 milhões de anos-luz de distância da Terra, e foi estudado com um detalhe sem precedentes.

“A ideia de que um buraco negro 'sugando' uma estrela próxima parece saída da ficção científica. Mas é exatamente o que acontece num evento de ruptura de marés,” diz Matt Nicholl, professor e pesquisador da Royal Astronomical Society na Universidade de Birmingham, Reino Unido, e autor principal deste novo estudo. Estes eventos de ruptura de marés, onde a estrela é sujeita ao algo chamado “espaguetificação” quando está sendo sugada por um buraco negro, são raros e nem sempre fáceis de estudar. 

A equipe de pesquisadores utilizou o Very Large Telescope (VLT) e o New Technology Telescope (NTT), ambos do ESO, para observar um clarão de luz registrado o ano passado perto de um buraco negro supermassivo, para investigar em detalhes o que acontece quando uma estrela é devorada por tal objeto. 

Quando uma estrela azarada se aproxima demais de um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia, a extrema atração gravitacional exercida pelo buraco negro desfaz a estrela em finas correntes de matéria. Quando alguns destes fios finos de material estelar caem no buraco negro durante este processo de espaguetificação, é liberado um clarão brilhante de energia que pode ser detectado pelos astrônomos.

Apesar de brilhante e forte, até agora os astrônomos tinham tido dificuldade em analisar este clarão de luz, devido ao fato deste se encontrar frequentemente obscurecido por uma "cortina" de poeira e restos de material. Mas agora os astrônomos conseguiram finalmente obter pistas sobre a origem desta cortina. 

“Descobrimos que, quando um buraco negro devora uma estrela, pode lançar uma quantidade de material para o exterior, que nos obstrui a visão,” explica Samantha Oates, também da Universidade de Birmingham. Isto ocorre porque a energia liberada, quando o buraco negro “devora” o material estelar, faz com que os restos da estrela sejam lançados para o exterior. 

Esta descoberta foi possível porque o evento de ruptura de marés que a equipe estudou, AT2019qiz, foi descoberto pouco tempo depois da estrela ter sido desfeita. “Como apanhamos o evento cedo, pudemos ver a cortina de poeira e restos sendo criada à medida que o buraco negro lançava para o exterior uma poderosa corrente de matéria com velocidades de até 10.000 km/s,” diz Kate Alexander, bolsista Einstein da NASA na Universidade Northwestern, EUA. “Esta única 'espiada atrás da cortina' nos proporcionou a primeira oportunidade de localizar a origem do material ocultante e seguir em tempo real como é que engolfa o buraco negro.” 

A equipe observou AT2019qiz, situado numa galáxia espiral na constelação de Eridano, durante um período de 6 meses, vendo o clarão luminoso aumentar de intensidade e depois desvanecer.

Foram feitas observações múltiplas do evento durante os meses seguintes em instalações que incluiram o X-shooter e o EFOSC2, instrumentos potentes montados no VLT e no NTT, situados no Chile. As rápidas e extensas observações no ultravioleta, óptico, raios X e ondas rádio revelaram, pela primeira vez, uma ligação direta entre o material que é arrancado da estrela e o clarão brilhante que é emitido quando esta é devorada pelo buraco negro. 

“As observações mostraram que a estrela tinha aproximadamente a mesma massa que o nosso Sol e que perdeu cerca de metade desta massa para o buraco negro gigante, o qual apresenta mais de um milhão de vezes a massa da estrela,” diz Nicholl.

A pesquisa nos ajuda a entender melhor os buracos negros supermassivos e como a matéria se comporta nos ambientes de extrema gravidade ao seu redor. A equipe diz que AT2019qiz pode até ser uma “pedra de Roseta” para interpretar futuras observações de eventos de ruptura de marés. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, previsto para começar a observar em meados desta década, permitirá a detecção destes eventos cada vez mais tênues e rápidos, ajudando assim a desvendar mais mistérios da física dos buracos negros. 

Esta pesquisa foi publicada no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Uma explosão de formação estelar

Esta imagem, obtida com o telescópio espacial Hubble, mostra uma classe especial de berçário formador de estrelas conhecido como Free-floating Evaporating Gaseous Globules (frEGGs).

© Hubble (J025157.5+600606)

Este objeto é formalmente conhecido como J025157.5+600606. Quando uma nova estrela massiva começa a brilhar ainda dentro da nuvem molecular fria da qual se formou, sua radiação energética pode ionizar o hidrogênio da nuvem e criar uma grande bolha quente de gás ionizado. 

Surpreendentemente, localizados dentro desta bolha de gás quente ao redor de uma estrela massiva próxima estão os frEGGs: glóbulos compactos escuros de poeira e gás, alguns dos quais estão dando origem a estrelas de baixa massa. O limite entre o frEGG frio e a bolha de gás quente é visto como as bordas roxas/azuis brilhantes nesta imagem fascinante.

Fonte: ESA

Estrelas e planetas crescendo juntos

Uma equipe internacional de cientistas liderada por Dominique Segura-Cox do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre na Alemanha teve como alvo a protoestrela IRS 63 com auxílio do radiotelescópio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array).

© MPE/Herschel (densa região L1709)

A densa região L1709 na Nuvem Molecular de Ofiúco, mapeada pelo telescópio espacial Herschel, que rodeia e alimenta material à muito mais pequena protoestrela IRS 63 e ao seu disco de formação planetária (posição assinalada pela cruz preta).

Este sistema está a 470 anos-luz da Terra e encontra-se nas profundezas da nuvem interestelar L1709, na direção da constelação de Ofiúco. As protoestrelas tão jovens quanto IRS 63 ainda estão envoltas num grande e massivo invólucro de gás e poeira, e a protoestrela e o seu disco alimentam-se deste reservatório de material. 

Foram previamente detectados anéis de poeira, em grande número, em sistemas com mais de 1 milhão de anos, depois das protoestrelas terminarem de reunir a maior parte da sua massa. IRS 63 é diferente: com menos de 500.000 anos, tem menos de metade da idade de outras estrelas jovens com anéis de poeira e a protoestrela ainda crescerá significativamente de massa. Os anéis do disco em torno de IRS 63 são tão jovens. Nota-se que as protoestrelas e os planetas crescem e evoluem juntos desde os primeiros tempos. 

Os planetas enfrentam alguns obstáculos sérios durante os seus estágios iniciais de formação. Eles precisam de crescer a partir de minúsculas partículas de poeira, menores que o típico pó das nossas casas aqui na Terra. Os anéis no disco de IRS 63 são enormes amontoados de poeira, prontos para se combinarem em planetas. No entanto, mesmo depois da poeira se aglomerar para formar um embrião planetário, o planeta ainda em formação pode desaparecer espiralando para dentro, sendo consumido pela protoestrela central. Se os planetas começarem a formar-se muito cedo e a grandes distâncias da protoestrela, podem melhor sobreviver a este processo. 

Os pesquisadores descobriram que existem cerca de 0,5 massas de Júpiter de poeira no jovem disco de IRS 63 a mais de 20 UA do seu centro (uma distância idêntica à órbita de Urano no nosso Sistema Solar). Isto sem contar com a quantidade de gás, que pode totalizar até 100 vezes mais material. São necessárias pelo menos 0,03 massas de Júpiter de material sólido para formar um núcleo planetário que irá acretar gás de forma eficiente e crescer para formar um planeta gigante gasoso. 

Jaime Pineda, membro da equipe e também do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, acrescenta: "Estes resultados mostram que devemos concentrar-nos nos sistemas mais jovens para entender verdadeiramente a formação planetária". 

Por exemplo, há cada vez mais evidências de que Júpiter pode realmente ter-se formado muito mais longe no Sistema Solar, para lá da órbita de Netuno, e depois migrado para dentro até à sua posição atual. Da mesma forma, a poeira em torno de IRS 63 mostra que há material suficiente, longe da protoestrela, e num estágio jovem o suficiente, para que este análogo do Sistema Solar forme planetas do mesmo modo que se suspeita que Júpiter se tenha formado. 

"O tamanho do disco é muito semelhante ao do nosso próprio Sistema Solar", explica Segura-Cox. "Até a massa da protoestrela é um pouco menor que a do nosso Sol. O estudo destes discos jovens, formadores de planetas, em torno de protoestrelas, pode dar-nos importantes informações sobre as nossas próprias origens."

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Detectando a matéria escura

Um astrofísico da Universidade do Colorado em Boulder, EUA, está procurando, na luz que vem de um objeto celeste distante e extremamente poderoso, o que pode ser a substância mais elusiva do Universo: a matéria escura.

© Chandra/M. Weiss (buraco negro supermassivo Sgr A* e magnetar PSR J1745-2900)

Em dois estudos recentes, Jeremy Darling, professor do Departamento de Ciências Astrofísicas e Planetárias, examinou atentamente PSR J1745-2900. Este corpo é um magnetar, um tipo de estrela colapsada que gera um campo magnético incrivelmente forte.

Ele explicou que a matéria escura é uma espécie de cola cósmica, uma partícula ainda não identificada que constitui cerca de 27% da massa do Universo e que ajuda a unir galáxias como a nossa Via Láctea. Até ao momento, os cientistas lideraram a caça a esta matéria invisível usando equipamento de laboratório. 

Darling adotou uma abordagem diferente na sua última pesquisa: com base em dados de telescópio, está examinando PSR J1745-2900 para ver se consegue detectar os sinais fracos de um candidato a matéria escura - uma partícula chamada áxion - transformando-se em luz. Até agora, a investigação não deu frutos. Mas os seus resultados podem ajudar os físicos que trabalham em laboratórios de todo o mundo a restringir as suas próprias caças ao áxion.

Este magnetar orbita o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea a uma distância de menos de um ano-luz. E é uma força da natureza: PSR J1745-2900 gera um campo magnético que é cerca de bilhões de vezes mais poderoso do que o imã mais poderoso da Terra. Os magnetares têm todo o campo magnético de uma estrela, mas estão reduzidos a um volume com aproximadamente 20 km de diâmetro.

Os cientistas ainda não localizaram um único áxion, uma partícula teórica proposta pela primeira vez na década de 1970. No entanto, os físicos preveem que estes fragmentos efêmeros de matéria podem ter sido criados em números monumentais durante o início do Universo, e em quantidades grandes o suficiente para explicar a massa extra do cosmos da matéria escura. De acordo com a teoria, os áxions são bilhões ou até trilhões de vezes mais leves do que os elétrons e raramente interagem com o seu ambiente.

Isso torna-os quase impossíveis de observar, com uma grande exceção: se um áxion passa por um campo magnético forte, pode transformar-se em luz que poderiam teoricamente serem detectados. 

Os cientistas, incluindo uma equipe do JILA (Joint Institute for Laboratory Astrophysics), no campus da Universidade do Colorado em Boulder, usaram campos magnéticos gerados em laboratório para tentar capturar esta transição em ação. Darling e outros cientistas tiveram uma ideia diferente: porque não tentar a mesma pesquisa, mas numa escala muito maior?

Para fazer uso do campo magnético natural dos magnetares, Darling baseou-se em observações de PSR J1745-2900 obtidas pelo VLA (Karl G. Jansky Very Large Array). Se o magnetar estivesse, de fato, transformando áxions em luz, esta metamorfose poderia aparecer na radiação que emerge da estrela colapsada. 

O esforço é um pouco como procurar uma única agulha num palheiro muito, muito grande. Darling disse que, embora os teóricos tenham colocado limites sobre o quão massivos os áxions podem ser, estas partículas ainda podem ter uma ampla gama de massas possíveis. Cada destas massas, por sua vez, produziria luz com um comprimento de onda específico, quase como uma impressão digital deixada pela matéria escura. 

Darling ainda não localizou nenhum destes comprimentos de onda distintos na luz que vem do magnetar. Mas ele foi capaz de usar as observações para examinar a possível existência de áxions na mais ampla gama de massas até agora, nada mal para a sua primeira tentativa. Ele acrescentou que estes levantamentos podem complementar o trabalho que decorre em experiências laboratoriais. 

Darling planeja continuar a sua própria busca, o que significa olhar ainda mais de perto o magnetar no centro da nossa Galáxia.

Os resultados do estudo foram publicados nos periódicos The Astrophysical Journal Letters e Physical Review Letters.

Fonte: University of Colorado

Espetacular animação de supernova através do Hubble

O telescópio espacial Hubble rastreou a luz desvanecente de uma supernova na galáxia espiral NGC 2525, localizada a 70 milhões de anos-luz de distância. 

© Hubble (NGC 2525)

Supernovas como esta podem ser usadas como "fitas métricas" cósmicas, permitindo que os astrônomos calculem a distância às suas galáxias. O Hubble captou estas imagens como parte de uma das suas principais investigações, medindo o ritmo de expansão do Universo, o que pode ajudar a responder a questões fundamentais sobre a própria natureza do Universo.

A supernova, formalmente conhecida como SN2018gv, foi detectada pela primeira vez em meados de janeiro de 2018. O telescópio espacial Hubble começou a observar o grande brilho da supernova em fevereiro de 2018 como parte do programa de pesquisa liderado pelo pesquisador e laureado com o Prêmio Nobel, Adam Riess do STScI (Space Telescope Science Institute) e da Universidade Johns Hopkins em Baltimore, EUA. As imagens do Hubble estão centradas na galáxia espiral barrada NGC 2525, que está localizada na constelação de Popa, no hemisfério sul. 

A supernova foi captada pelo Hubble, em detalhes requintados, dentro desta galáxia na parte esquerda da imagem. Aparece como uma estrela muito brilhante localizada na orla externa de um dos seus belos braços espirais. 

© NASA/ESA/M. Kornmesser (animação do desvanecimento da supernova SN2018gv)

Esta nova e única animação das imagens do Hubble, criada pela equipe do telescópio espacial, mostra a brilhante supernova, inicialmente ofuscando as estrelas mais brilhantes da galáxia, antes de desaparecer na obscuridade durante o ano de observações. Esta animação consiste de observações feitas ao longo de um ano, de fevereiro de 2018 a fevereiro de 2019. 

"Nenhum fogo-de-artifício terrestre consegue competir com esta supernova, captada na sua glória desvanecente pelo telescópio espacial Hubble," partilhou Reiss acerca da nova animação da explosão de supernova na NGC 2525. 

As supernovas são explosões poderosas que assinalam o fim da vida de uma estrela. O tipo de supernova visto nestas imagens, conhecido como supernova do Tipo Ia, origina de uma anã branca num sistema binário íntimo que acreta material da sua estrela companheira. Se a anã branca atinge uma massa crítica (1,44 vezes a massa do nosso Sol), o seu núcleo torna-se quente o suficiente para iniciar a fusão do carbono, desencadeando um processo termonuclear descontrolado que funde grandes quantidades de oxigênio e carbono em questão de segundos. A energia libertada dilacera a estrela numa explosão violenta, ejetando matéria a velocidades de até 6% da velocidade da luz e emitindo grandes quantidades de radiação. As supernovas do Tipo Ia atingem consistentemente um brilho máximo 5 bilhões de vezes superior ao do Sol, antes de desaparecerem com o tempo. 

Tendo em conta que as supernovas deste tipo produzem este brilho fixo, são ferramentas úteis para os astrônomos, conhecidas como "velas padrão", que atuam como "fitas métricas" cósmicas. Conhecendo o brilho real da supernova e observando o seu brilho aparente no céu, os astrônomos podem calcular a distância até estes grandes espetáculos e, portanto, a distância até às suas galáxias. Riess e a sua equipe combinaram as medições de distância das supernovas com distâncias calculadas usando estrelas variáveis conhecidas como variáveis cefeidas. As variáveis cefeidas pulsam em tamanho, provocando mudanças periódicas no brilho. Dado que este período está diretamente relacionado com o brilho da estrela, os astrônomos podem calcular a sua distância.

Riess e a sua equipe estão interessados em medir com precisão a distância até estas galáxias, pois isso ajuda-nos a melhor restringir o ritmo de expansão do Universo, conhecido como constante de Hubble. Este valor explica o quão depressa o Universo está crescendo, dependendo da sua distância até nós, com galáxias mais distantes movendo-se mais rapidamente para longe de nós. Desde o seu lançamento, o telescópio espacial Hubble ajudou a melhorar drasticamente a precisão da constante de Hubble. 

Os resultados do mesmo programa de observação liderado por Riess reduziram agora a incerteza da sua medição da constante de Hubble para uns sem precedentes 1,9%. Medições adicionais de NGC 2525 vão contribuir para o seu objetivo de reduzir a incerteza até 1%, identificando a velocidade com que o Universo está se expandindo. Uma constante de Hubble mais precisa pode revelar pistas sobre a matéria escura invisível e sobre a misteriosa energia escura, responsável pela aceleração da expansão do Universo. Juntas, estas informações podem ajudar-nos a entender a história e o destino futuro do nosso Universo.

Também se sabe que um buraco negro supermassivo está à espreita no centro da NGC 2525. Quase todas as galáxias contêm um buraco negro supermassivo, que pode variar em massa de centenas de milhares a bilhões de vezes a massa do Sol.

Fonte: ESA

Retrato de um exoplaneta

Combinando a luz dos quatro grandes telescópios do Very larga telescope (VLT), os astrônomos da colaboração GRAVITY conseguiram observar diretamente o brilho da luz proveniente de um exoplaneta perto da sua estrela progenitora.

© MPA/Axel Quetz (imagens esquemáticas da geometria do sistema Beta Pictoris)

O planeta, de nome Beta Pictoris c, é o segundo planeta encontrado orbitando a estrela hospedeira. Foi detectado originalmente através do método de velocidade radial, que mede a oscilação da estrela devido à atração do planeta em órbita. Beta Pictoris c está tão perto da sua estrela hospedeira que até mesmo os melhores telescópios não foram capazes de obter imagens diretas do planeta, até agora. 

"Esta é a primeira confirmação direta de um planeta detectado através do método de velocidade radial," diz Sylvestre Lacour, líder do programa de observação ExoGRAVITY. 

As medições de velocidade radial têm sido usadas há muitas décadas pelos astrônomos, e permitiram a detecção de centenas de exoplanetas. Mas nunca antes os astrônomos foram capazes de obter uma observação direta de um destes planetas. Isto só foi possível porque o instrumento GRAVITY, situado num laboratório sob os quatro telescópios que utiliza, é um instrumento muito preciso. Observa a luz da estrela hospedeira com todos os quatro telescópios do VLT ao mesmo tempo e combina-os num telescópio virtual com os detalhes necessários para revelar Beta Pictoris c.

"É incrível o nível de detalhe e sensibilidade que podemos alcançar com o GRAVITY," maravilha-se Frank Eisenhauer, o cientista líder do projeto GRAVITY no Instituto Max Planck para Física Extraterrestre. "Estamos apenas começando a explorar impressionantes novos mundos, desde o buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia a planetas localizados além do nosso Sistema Solar." 

A detecção direta com o GRAVITY, no entanto, só foi possível devido aos novos dados de velocidade radial que estabelecem com precisão o movimento orbital de Beta Pictoris c, apresentados num segundo artigo também publicado na semana passada. Isto permitiu à equipe localizar e prever com precisão a posição esperada do planeta para que o GRAVITY pudesse encontrá-lo. 

Beta Pictoris c é, portanto, o primeiro planeta que foi detectado e confirmado com ambos os métodos, medições de velocidade radial e imagem direta. Além da confirmação independente do exoplaneta, os astrônomos podem agora combinar o conhecimento destas duas técnicas anteriormente separadas. Isto significa que podemos agora obter tanto o brilho como a massa deste exoplaneta. Como regra geral, quanto maior a massa do planeta, mais brilhante é. 

No entanto, neste caso os dados sobre os dois planetas são um tanto ou quanto intrigantes: a luz que vem de Beta Pictoris c é seis vezes mais fraca do que a do seu irmão maior, Beta Pictoris b. Beta Pictoris c tem 8 vezes a massa de Júpiter. Assim sendo, qual é a massa de Beta Pictoris b? Os dados de velocidade radial vão acabar por responder a esta pergunta, mas levará muito tempo para obter dados suficientes: uma órbita completa para o planeta b, em torno da sua estrela, leva 28 anos terrestres! 

"Nós usamos o GRAVITY antes para obter espectros de outros exoplanetas fotografados diretamente, os quais já continham dicas do seu processo de formação," acrescenta Paul Molliere, pós-doutorado no Instituto Max Planck para Astronomia, que está modelando espectros de exoplanetas. "Esta medição do brilho de Beta Pictoris c, combinada com a sua massa, é uma etapa particularmente importante para restringir os nossos modelos de formação planetária." Dados adicionais também podem ser fornecidos pelo GRAVITY+, o instrumento de próxima geração, que já está em desenvolvimento.

Fonte: Max Planck Institutes for Astronomy and Extraterrestrial Physics