A dançarina em Dorado

Esta imagem vibrante e de aparência dinâmica mostra a galáxia espiral NGC 1566, que às vezes é chamada informalmente de “Galáxia da Dançarina Espanhola”.

© Hubble (NGC 1566)

A galáxia deve seu apelido às linhas vívidas e dramáticas de seus braços espirais, que poderiam evocar as formas e cores do movimento de uma dançarina. 

A NGC 1566 é uma galáxia espiral fracamente barrada ou intermediária, o que significa que não tem uma estrutura em forma de barra claramente presente ou claramente ausente no seu centro.  Ela está localizada a cerca de 60 milhões de anos-luz da Terra, na constelação Dorado, e também é membro do grupo de galáxias Dorado. 

Grupos de galáxias são conjuntos de galáxias ligadas gravitacionalmente. Os grupos diferem dos aglomerados de galáxias em tamanho e massa: os aglomerados de galáxias podem conter centenas de galáxias, enquanto os grupos podem conter várias dezenas de galáxias. Não existe uma delimitação precisa entre a definição de um grupo de galáxias e um aglomerado de galáxias. Alguns astrônomos propuseram que as definições fossem aprimoradas, com uma sugestão de que agregações de galáxias com menos massa que 80 trilhões de sóis deveriam ser qualificadas como grupos de galáxias. 

O grupo Dorado teve uma adesão flutuante ao longo das últimas décadas, com vários dados alterando a sua lista de galáxias constituintes. Como exemplo da razão pela qual é tão difícil para os astrônomos identificar membros de grupos como o grupo Dorado, podemos imaginar a fotografia de um ser humano adulto e de um grande carvalho. Temos conhecimento prévio do tamanho aproximado da pessoa e da árvore, então se víssemos uma foto onde a pessoa aparecesse aproximadamente do mesmo tamanho da árvore, poderíamos adivinhar que, na realidade, a pessoa estava posicionada muito mais perto da câmera do que a árvore, dando a falsa impressão de que eram do mesmo tamanho. 

Ao estudar os membros de um grupo de galáxias, os astrônomos não estão necessariamente equipados com o conhecimento do tamanho das galáxias individuais e, por isso, têm de descobrir se as galáxias estão realmente relativamente próximas umas das outras no espaço, ou se algumas delas estão realmente muito mais próximas. ou muito mais longe. Isto tornou-se mais fácil com técnicas de observação mais sofisticadas, mas por vezes ainda representa um desafio. 

Fonte: ESA

Novas revelações do histórico remanescente de supernova

O telescópio IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA captou as primeiras imagens de raios X polarizados do remanescente de supernova SN 1006.

© Chandra / IXPE (SN 1006)

Na imagem os elementos vermelhos, verdes e azuis refletem os raios X de baixa, média e alta energia, respetivamente, tal como detectados pelo observatório Chandra. Os dados do IXPE, que medem a polarização dos raios X, são vistos em roxo no canto superior esquerdo, com a adição de linhas que representam o movimento para fora do campo magnético do remanescente.

Os novos resultados alargam o conhecimento dos cientistas sobre a relação entre os campos magnéticos e o fluxo de partículas altamente energéticas proveniente de estrelas em explosão. Os campos magnéticos são extremamente difíceis de medir, mas o IXPE fornece uma forma eficiente de os sondar. Agora é possível ver que os campos magnéticos de SN 1006 são turbulentos, mas também apresentam uma direção organizada. 

Situada a cerca de 6.500 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Lobo, a SN 1006 é tudo o que resta após uma explosão titânica, que ocorreu quando duas anãs brancas se fundiram ou quando uma anã branca retirou demasiada massa de uma estrela companheira.

Inicialmente detectada na primavera do ano 1006 por observadores na China, no Japão, na Europa e no mundo árabe, a sua luz foi visível a olho nu durante pelo menos três anos. Os astrônomos modernos continuam a considerá-la o evento estelar mais brilhante de que há registo na história. 

Desde o início da observação moderna, os pesquisadores identificaram a estranha estrutura dupla do remanescente, marcadamente diferente de outros remanescentes de supernova arredondados. Tem também "membros" brilhantes ou orlas identificáveis nas bandas de raios X e raios gama. 

A proximidade de remanescentes de supernovas brilhantes em raios X, como SN 1006, torna-o ideal para medições pelo IXPE, dada a combinação da sensibilidade do IXPE à polarização de raios X com a capacidade de resolver espacialmente as regiões de emissão, que é essencial para localizar locais de aceleração de raios cósmicos. 

Observações anteriores dos raios X de SN 1006 forneceram a primeira evidência de que os remanescentes de supernova podem acelerar radicalmente os elétrons e ajudaram a identificar nebulosas em rápida expansão em torno de estrelas que explodiram como um local de nascimento de raios cósmicos altamente energéticos, que podem viajar quase à velocidade da luz. 

Os cientistas depreenderam que a estrutura única de SN 1006 está ligada à orientação do seu campo magnético e teorizaram que as ondas de explosão da supernova, a nordeste e a sudoeste, movem-se na direção alinhada com o campo magnético e aceleram mais eficazmente as partículas de alta energia. As novas descobertas do IXPE ajudaram a validar e a clarificar essas teorias. 

As propriedades de polarização obtidas a partir da análise espectral-polarimétrica alinham-se notavelmente bem com os resultados de outros métodos e observatórios de raios X, sublinhando a confiabilidade e as fortes capacidades do IXPE. 

Pela primeira vez, foi mapeada as estruturas do campo magnético de remanescentes de supernova de energias mais elevadas com maior detalhe e precisão, permitindo compreender melhor os processos que conduzem à aceleração destas partículas. 

Os pesquisadores afirmam que os resultados demonstram uma ligação entre os campos magnéticos e o fluxo de partículas altamente energéticas do remanescente. Os campos magnéticos na concha de SN 1006 estão um pouco desorganizados, de acordo com os resultados do IXPE, mas ainda assim têm uma orientação preferencial. À medida que a onda de choque da explosão original passa pelo gás circundante, os campos magnéticos ficam alinhados com o movimento da onda de choque. As partículas carregadas são apanhadas pelos campos magnéticos em volta do ponto original da explosão, onde recebem rapidamente surtos de aceleração. Estas partículas de alta energia, por sua vez, transferem energia para manter os campos magnéticos fortes e turbulentos. 

O IXPE observou três remanescentes de supernovas: Cassiopeia A, Tycho e agora SN 1006, desde o seu lançamento em dezembro de 2021, ajudando os cientistas a desenvolver uma compreensão mais abrangente da origem e dos processos dos campos magnéticos que rodeiam estes fenômenos. 

Os cientistas ficaram surpreendidos ao descobrir que SN 1006 é mais polarizado do que os outros dois remanescentes de supernova, mas que todos os três apresentam campos magnéticos orientados de tal forma que apontam para fora do centro da explosão.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: NASA

Novas pistas para a formação e evolução das estrelas na Via Láctea

Após estudos comparativos de uma amostra de quase 50 aglomerados abertos de diferentes idades na Via Láctea, uma pesquisa mostra que, quando estes aglomerados estelares envelhecem, perdem a maioria dos seus membros menos massivos.

© IAC / D. López (Plêiades)

A pesquisa foi conduzida pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) e pela ULL (Universidad de La Laguna), com a colaboração da Universidade Politécnica de Cartagena, cujo resultado confirma que existem processos dinâmicos internos nos aglomerados abertos, causados pelas suas longas viagens através da Galáxia, que provocam a expulsão destas estrelas de baixa massa. O estudo utilizou dados do satélite Gaia da ESA. 

Um aglomerado aberto é um grupo de estrelas que se formou a partir de uma única nuvem molecular. Os exemplos mais conhecidos são as Plêiades (M45) e as Híades, que podem ser vistas a olho nu no céu de inverno. Os aglomerados abertos são constituídos por várias centenas a vários milhares de estrelas, que estão ligadas entre si pela gravidade, embora menos fortemente do que os aglomerados globulares. 

Dado que todas as estrelas de um aglomerado têm a mesma origem, idade e composição química, as suas propriedades são mais fáceis de determinar do que as de estrelas isoladas, o que torna os aglomerados muito úteis para o estudo da formação e evolução estelar. As estrelas nos aglomerados abertos compartilham também um movimento comum pelo espaço, derivado do movimento da nuvem molecular a partir da qual se formaram. O estudo deste movimento permite distinguir as estrelas de um determinado aglomerado de estrelas que se encontram ao longo da mesma linha de visão, mas que não fazem parte do mesmo, e saber com segurança que nasceram ao mesmo tempo, que estão a uma distância comum da Terra e que estão relacionadas entre si como um grupo. 

Uma equipe de cientistas liderada pela pesquisadora do IAC, Maruska Zerjal, utilizou as últimas medições do satélite Gaia da ESA para estudar os movimentos das estrelas que fazem parte de 50 aglomerados abertos a uma distância moderada do Sol. Ao escolher a amostra, foi estabelecido um limite de distância de 1.500 anos-luz e um limite de idade de 1 bilhão de anos, o que é 4,6 vezes inferior à idade do Sol. Dentro destes limites, foi possível detectar estrelas com pouca massa, menos de metade da massa do Sol, que são muito mais difíceis de detectar do que estrelas mais massivas e brilhantes.

Foi considerado este limite superior para a distância porque as estrelas de baixa massa são demasiado tênues para serem observadas como objetos isolados quando estão longe de nós, e para a idade porque sabe-se que em aglomerados muito antigos este tipo de estrelas é quase indetectável. 

Uma vez identificados os aglomerados, eles foram classificados em três grupos e analisadas a distribuição do brilho das estrelas que os compõem. Depois de analisar cada grupo, a equipe mostrou que nos aglomerados mais antigos estudados, entre 100 milhões e 800 milhões de anos, há uma perda constante das estrelas menos massivas. Os aglomerados mais jovens, por outro lado, apresentam todos uma distribuição estelar semelhante, com as mesmas proporções dos diferentes tipos de estrelas, desde as mais massivas e brilhantes às menos massivas e mais fracas.

Esta descoberta implica duas conclusões importantes. Em primeiro lugar, a distribuição da massa das estrelas em aglomerados jovens parece ser um fenômeno universal. Em segundo lugar, nos aglomerados abertos existem processos dinâmicos internos devido às suas longas viagens através da Galáxia, que os levam a perder estrelas de baixa massa.

O catálogo dos aglomerados analisados está disponível no arquivo astronômico público do CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg). Além disso, para tornar os resultados ainda mais acessíveis a um público mais vasto, a equipe desenvolveu um website interativo com todos os aglomerados e as estrelas que os compõem, o GAIA Open Clusters.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Os fantasmas de Cassiopeia

A Gama Cassiopeia brilha alto nos céus noturnos de outono do norte.

© G. Gruntz / J. Bax (IC 59, IC 63 & Gama Cassiopeia)

É a estrela pontiaguda mais brilhante neste campo de visão telescópico em direção à constelação de Cassiopeia. 

A estrela Gama Cassiopeia compartilha a cena de aparência etérea com nuvens interestelares fantasmagóricas de gás e poeira, com IC 59 (canto superior esquerdo) e IC 63, localizadas a cerca de 600 anos-luz de distância. 

No entanto, elas estão desaparecendo lentamente, erodindo sob a influência da radiação energética da Gama Cassiopeia quente e luminosa. Ela está fisicamente localizada a apenas 3 a 4 anos-luz da nebulosa. 

Um pouco mais próximo da estrela, IC 63 é dominado pela luz vermelha H-alfa emitida quando átomos de hidrogênio ionizados pela radiação ultravioleta da estrela se recombinam com os elétrons. Mais longe da estrela, IC 59 mostra proporcionalmente menos emissão de H-alfa, mas mais da tonalidade azul característica da poeira refletida pela luz estelar.

O vislumbre cósmico se estende por mais de 1 grau ou 10 anos-luz a uma distância estimada de Gama Cassiopeia.

Fonte: NASA

Uma dupla dinâmica … ou trio?

Esta imagem impressionante capta o par (ou o trio?) de galáxias em interação conhecido como Arp-Madore 2339-661.

© Hubble (Arp-Madore 2339-661)

Ele é assim chamado porque pertence ao catálogo Arp-Madore de galáxias peculiares. No entanto, esta peculiaridade particular pode ser ainda mais estranha do que parece à primeira vista, já que na verdade existem três galáxias interagindo aqui, e não apenas duas. 

As duas galáxias claramente definidas são NGC 7733 (menor, canto inferior direito) e NGC 7734 (maior, canto superior esquerdo). A terceira galáxia é atualmente referida como NGC 7733N, e pode realmente ser vista nesta imagem se você olhar atentamente para a parte superior do braço da NGC 7733, onde há uma estrutura semelhante a um nó visualmente notável, brilhando com uma cor diferente do braço. e obscurecido pela poeira escura. 

Isto poderia facilmente passar como parte de NGC 7733, mas a análise das velocidades e direções envolvidas na galáxia mostra que este nó tem um desvio para o vermelho adicional considerável, o que significa que é muito provavelmente a sua própria entidade e não parte de NGC 7733.

Este é na verdade um dos muitos desafios que os astrônomos observacionais enfrentam: descobrir se um objeto astronômico é realmente apenas um, ou se está na frente de outro, visto da perspectiva da Terra! 

Todas as três galáxias estão bastante próximas umas das outras, a cerca de 500 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Tucano, e estão a interagir gravitacionalmente umas com as outras. Na verdade, alguma literatura científica refere-se a eles como um “grupo em fusão”, o que significa que estão em vias de se tornarem, em última análise, uma entidade única.

Fonte: ESA

Galáxia espiral fracamente barrada

Esta imagem brilhante mostra a galáxia espiral IC 5332, que fica a cerca de 30 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Escultor, e tem uma orientação quase frontal em relação à Terra.

© Hubble (IC 5332)

Para explicar o que significa “de frente”, é útil visualizar uma galáxia espiral como um disco (extremamente) grande. Se a galáxia estiver orientada de modo que pareça circular e em forma de disco da nossa perspectiva aqui na Terra, então podemos dizer que ela está “de frente”. Em contraste, se for orientado de modo a parecer achatada e de formato oval, diríamos que é “de lado”. 

O principal é que a mesma galáxia pareceria extremamente diferente da nossa perspectiva, dependendo se estivesse de frente ou de lado, vista da Terra. Confira essas fotos anteriores do telescópio espacial Hubble para exemplos de outra galáxia espiral frontal e uma galáxia espiral quase lateral. 

A IC 5332 é designada como uma galáxia do tipo SABc no sistema De Vaucouleurs de classificação de galáxias. O ‘S’ é direto, identificando-a como uma galáxia espiral, o que claramente é, dados os braços bem definidos de estrelas brilhantes e a poeira mais escura que se curva para fora do núcleo denso e brilhante da galáxia. O ‘AB’ é um pouco mais complexo. Isso significa que a galáxia está fracamente barrada, o que se refere à forma do centro da galáxia. 

A maioria das galáxias espirais não espirala a partir de um único ponto, mas sim de uma estrutura alongada do tipo barra. As galáxias SAB, que também são conhecidas como galáxias espirais intermediárias, não têm uma forma de barra clara em seu núcleo, mas também não espiralam a partir de um único ponto, caindo em algum ponto intermediário.

O 'c' minúsculo descreve o quão firmemente enrolados estão os braços espirais: 'a' indicaria enrolados muito firmemente e 'd' enrolados muito frouxamente. Assim, IC 5332 é uma galáxia espiral intermediária em muitas frentes: fracamente barrada, com braços levemente enrolados e quase completamente de frente! 

Fonte: ESA

Detectada a mais distante explosão de rádio rápida

Uma equipe internacional de astrônomos detectou uma explosão de ondas de rádio cósmicas remota que durou menos de um milissegundo.

© ESO (ilustração de uma explosão de rádio rápida)

Esta imagem ilustra o percurso da explosão de rádio rápida (FRB, sigla do inglês para Fast Radio Burst), desde a galáxia distante onde teve origem até à Terra, num dos braços em espiral da Via Láctea

Esta FRB é a mais distante descoberta até à data. A sua fonte foi localizada pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO numa galáxia tão distante que a sua luz demorou 8 bilhões de anos para chegar até nós. Esta explosão é também uma das mais energéticas alguma vez observada; numa pequena fração de segundo foi liberado o equivalente à emissão total do nosso Sol em 30 anos. 

A descoberta da explosão, denominada FRB 20220610A foi feita em Junho do ano passado pelo radiotelescópio ASKAP na Austrália e bateu o anterior recorde de distância em 50%. 

Confirmando que as FRBs podem ser usadas para medir a matéria "em falta" entre as galáxias, fornecendo assim uma nova forma de "pesar" o Universo. Os atuais métodos para estimar a massa do Universo estão dando respostas contraditórias e pondo em causa o modelo padrão da cosmologia. Se for contada a quantidade de matéria normal no Universo, ou seja, os átomos que nos constituem, verifica-se que falta mais de metade do que deveria existir atualmente. Pensa-se que a matéria em falta está escondida no espaço entre as galáxias, mas pode estar tão quente e difusa que se torna impossível vê-la utilizando técnicas normais. As explosões de rádio rápidas detectam este material ionizado. Mesmo no espaço que está praticamente vazio, estes eventos conseguem perceber todos os elétrons, o que permite medir a quantidade de matéria existente entre as galáxias. 

Encontrar FRBs distantes é fundamental para medir com precisão a matéria em falta no Universo, como demonstrou o falecido astrônomo australiano Jean-Pierre ("J-P") Macquart em 2020. Ele mostrou que quanto mais distante se encontrar uma explosão de rádio rápida, mais gás difuso revelará entre as galáxias. Este fato é agora conhecido como a relação de Macquart. Algumas explosões de rádio rápidas recentes parecem quebrar esta relação. 

As medições recentes confirmam que a relação de Macquart se mantém para além de metade do Universo conhecido. Embora não é conhecido ainda o que causa estas enormes explosões de energia, este trabalho confirma que as explosões de rádio rápidas são acontecimentos comuns no cosmos e que é possível usá-las para detectar matéria entre as galáxias e assim compreender melhor a estrutura do Universo. 

Este resultado representa o limite do que é possível obter com os atuais telescópios, no entanto os astrônomos em breve disporão de instrumentos para detectar explosões ainda mais antigas e distantes, identificar as galáxias de origem e medir a matéria em falta no Universo. A organização internacional Square Kilometre Array Observatory (SKAO) está atualmente construindo dois radiotelescópios, na África do Sul e na Austrália, que serão capazes de encontrar milhares de FRBs, incluindo as muito distantes que não podem ser detectadas com as infraestruturas atuais. 

O Extremely Large Telescope do ESO, um telescópio de 39 metros que está sendo construído no deserto chileno do Atacama, será um dos poucos telescópios capazes de estudar as galáxias de origem de explosões ainda mais distantes do que a FRB 20220610A. 

Este trabalho de pesquisa foi descrito num artigo científico intitulado “A luminous fast radio burst that probes the Universe at redshift 1” publicado na revista Science. 

Fonte: ESO

Eclipse Anular do Sol

Hoje, o Brasil e as Américas serão brindados com um espetáculo celestial de tirar o fôlego: o Eclipse Anular do Sol.

© René Saade (eclipse anular do Sol)

Este fenômeno astronômico ocorre quando a Lua se alinha entre a Terra e o Sol, e o seu diâmetro aparente está menor do que o Sol. Assim, a sombra da Lua não cobre totalmente o Sol criando um "anel de fogo" no céu. 

O Brasil será um dos privilegiados a testemunhar esse evento, com destaque para as regiões Norte e Nordeste. Tanto no eclipse total quanto no anular a lua se alinha entre a Terra e o sol, bloqueando toda ou a maior parte da luz do sol em uma parte da superfície da Terra. A sombra mais escura, onde toda a luz solar é bloqueada, é chamada umbra. Em torno da umbra se define a sombra mais clara, a penumbra, onde a luz solar é parcialmente bloqueada e o eclipse é visto como parcial. Esse tipo de eclipse ocorre quando a Lua está em seu apogeu, o ponto mais distante de sua órbita da Terra, fazendo com que pareça menor do que o Sol no céu. 

A frequência com que os eclipses anulares do Sol ocorrem não é constante. O último eclipse anular do Sol ocorreu em junho de 2021, mas não foi visível do Brasil. O próximo eclipse deste tipo, após o de 14 de outubro, ocorrerá em 02 de outubro de 2024, será um eclipse parcial no Brasil e será visível apenas no centro-sul do país. Outro eclipse solar vai acontecer em 6 de fevereiro de 2027 e será visível de forma parcial em quase todo Brasil, com exceção da região norte, onde não será possível observá-lo.

Ressalta-se que em hipótese alguma se deve olhar diretamente para o Sol, nem mesmo com o uso de películas de raio X, óculos escuros ou outro material caseiro. A exposição, mesmo de poucos segundos, danifica a retina de modo irreversível. Existem duas formas de se observar o eclipse com segurança: direta ou indiretamente. A observação direta é aquela realizada com o uso de um instrumento especialmente adaptado para esse fim. Assim, o ideal é que se use filtros para a observação. Entretanto, também é importante o uso de filtros adequados e a observação não deve se estender por mais do que alguns segundos. A observação indireta é aquela feita através de uma projeção, sem o auxílio de qualquer instrumento óptico. Pode-se simplesmente usar um pedaço de papelão, como, por exemplo, uma tampa de caixa de pizza, e fazer um furo no meio. Coloca-se um papel branco no chão e direciona-se o furo para a direção do Sol. O eclipse é visto tranquilamente no papel no chão. 

O caminho de anularidade, ou seja, é a faixa da Terra de cerca de 200 km de largura onde o eclipse é visto como anular. Em localidades fora dessa faixa o eclipse será visto como parcial, sendo que quanto mais nos afastamos da faixa de anularidade menor será a porção do Sol coberta pela Lua. A faixa de anularidade passará pelos estados Amazonas, Pará, Maranhão, Piauí, Ceará, Tocantins, Paraíba, Pernambuco e Rio Grande do Norte. As capitais estaduais Natal (Rio Grande do Norte) e João Pessoa (Paraíba) são as únicas que estão no caminho da anularidade. O eclipse nos demais locais do território nacional será visto como parcial. 

A anularidade, onde o Sol forma um “anel de fogo” ao redor da Lua, será visível nos Estados Unidos, México, Belize, Guatemala, Honduras, Nicarágua, Costa Rica, Panamá, Colômbia e Brasil. Em outras partes das Américas, do Alasca à Argentina, um eclipse parcial será visível. O eclipse começará na parte da manhã do dia 14 de outubro e será primeiro observado na costa oeste dos Estados Unidos, no amanhecer, ou seja, o Sol estará ainda abaixo do horizonte. Com o passar das horas, o eclipse começa a ser visto nos outros países do continente americano, já mais alto no horizonte. 

O eclipse será visto por último no Brasil, já com o Sol a caminho do ocaso. Quanto mais a leste, mais o Sol estará próximo do horizonte oeste nos minutos da anularidade. o eclipse será visível em São Paulo, mas apenas de forma parcial. Cerca de 40% do Sol será coberto no ponto máximo do fenômeno. Em São Paulo, o fenômeno deve começar a ser visível às 15h40, será o momento do primeiro contato, quando a borda do Sol parece tocar a borda da Lua, e o fim será às 17h50. O ponto máximo do eclipse será visível às 16h49. Entretanto, o ponto máximo, quando o “anel de fogo” formado pelo Sol atrás da Lua será visível, terá apenas cerca de 5 minutos. No resto do Estado, se houver diferença em horários, deve ser de apenas alguns segundos. 

O Observatório Nacional, unidade de pesquisa do Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação (ON/MCTI), que completa 196 anos de história em 2023, está coordenando uma ação integrada nacional e internacional para observar e transmitir o Eclipse Anular do Sol. Nessa ação, os parceiros internacionais cederão as imagens do eclipse quando estiver ocorrendo na parte oeste dos EUA, parte da América Central e Colômbia. Quando a sombra da Lua atingir o Brasil será a vez dos astrônomos brasileiros cederem suas imagens para os parceiros internacionais Time and Date e NASA que tradicionalmente fazem a transmissão para o mundo. 

Esta ação é da maior importância para a Astronomia brasileira, que pela primeira vez está participando dessa integração. Para isso, os astrônomos brasileiros estarão distribuídos em diversos locais da faixa de anularidade captando imagens do eclipse quando estiver acontecendo naquele local. Para o público, esta ação transformará um evento de 4 minutos de duração em um grande evento de 6h de duração. A transmissão pelo canal do YouTube do ON terá início às 11h30 da manhã (Hora Legal de Brasília) quando o eclipse anular estará começando na costa oeste dos EUA, e vai acompanhar todo o percurso da anularidade até que chegue ao seu final na costa leste do Brasil em torno das 17h30 (Hora Legal de Brasília). Essa transmissão ao vivo poderá também ser utilizada por quem estiver promovendo eventos de observação pública em todo o país, seja do eclipse parcial, seja do eclipse anular. Dessa forma, mesmo que as condições climáticas no local sejam desfavoráveis ou que não haja óculos para todas as pessoas, será possível observar o eclipse em sua plenitude. 

Outras opções para acompanhar o eclipse são os canais: YouTube TimeandDate e YouTube da NASA.

Fonte: Observatório Nacional

Uma galáxia espiral com supernova

O que está acontecendo no braço desta galáxia espiral?

© Bernard Miller (NGC 1097 e SN 2023rve)

Uma supernova. No mês passado, a supernova SN 2023rve foi descoberta pelo Observatório Al-Khatim dos Emirados Árabes Unidos e mais tarde considerada consistente com a explosão mortal de uma estrela massiva, possivelmente deixando para trás um buraco negro. 

A galáxia espiral NGC 1097 está relativamente próxima a 45 milhões de anos-luz de distância e é visível com um pequeno telescópio em direção à constelação sul da Fornalha (Fornax).

A galáxia é notável não só pelos seus pitorescos braços espirais, mas também pelos tênues jatos consistentes com antigos fluxos estelares que sobraram de uma colisão galáctica, possivelmente com a pequena galáxia vista entre os seus braços, no canto inferior esquerdo. 

A imagem apresentada destaca a nova supernova piscando entre duas exposições tiradas com vários meses de intervalo. Encontrar supernovas em galáxias próximas pode ser importante para determinar a escala e a taxa de expansão de todo o Universo, um tema atualmente com tensão inesperada e de muito debate. 

Fonte: NASA

Nuvem de poeira da colisão entre dois planetas gelados

Pela primeira vez, astrônomos viram o brilho térmico de dois planetas gigantes gelados colidindo.

© Mark Garlick (ilustração da colisão de dois planetas gigantes)

Também puderam observar a nuvem de poeira resultante se movendo em frente da estrela progenitora vários anos mais tarde. Liderados pelo astrônomo Matthew Kenworthy, do Observatório de Leiden, os pesquisadores monitoraram as variações de brilho da estrela durante dois anos após esta ter começado a escurecer no visível. 

Foi descoberto, por coincidência, que a estrela tinha duplicado o seu brilho em comprimentos de onda infravermelhos três anos antes. A estrela chama-se ASASSN-21qj. O seu nome vem da rede de telescópios que descobriu pela primeira vez o desvanecimento da estrela em comprimentos de onda visíveis. A estrela foi estudada intensivamente por uma rede de astrônomos amadores e profissionais, que observaram as mudanças de brilho. 

Uma publicação casual de um pesquisador amador numa rede social levou à descoberta de que o sistema duplicou o seu brilho em comprimentos de onda infravermelhos cerca de três anos antes da estrela começar a desvanecer-se no visível. A missão norte-americana NEOWISE já tinha observado este fato. 

A explicação mais provável é que dois exoplanetas gigantes de gelo colidiram um com o outro, produzindo o brilho infravermelho captado pela missão NEOWISE, e que a nuvem de detritos em expansão daí resultante se deslocou para a frente da estrela cerca de três anos mais tarde, fazendo com que o brilho da estrela diminuísse nos comprimentos de onda visíveis. A temperatura e o tamanho do material incandescente e a quantidade de tempo que o brilho durou é consistente com a colisão de dois exoplanetas gigantes de gelo, como inferido nos cálculos e modelos de computador. 

Normalmente, os planetas gigantes escondem os seus elementos pesados sob espessas camadas de hidrogênio e hélio. No entanto, nesta colisão, o material do interior foi ejetado ou arrastado para as regiões exteriores do corpo criado pela fusão dos dois planetas. Neste processo foi liberado muito vapor de água que ajudou a arrefecer o corpo pós-impacto até 1000 K. 

Ao longo dos próximos anos, a nuvem de poeira começará se espalhar ao longo da órbita do remanescente da colisão, e uma dispersão de luz desta nuvem pode ser detectada tanto com telescópios terrestres como com o telescópio espacial James Webb. Em última análise, a nuvem de material em torno do remanescente pode condensar-se para formar um cortejo de luas que vão orbitar em torno deste novo planeta.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Universiteit Leiden

Novo lançamento de dados do Gaia revela lentes gravitacionais raras

A missão Gaia da ESA divulgou uma mina de ouro de conhecimentos sobre a nossa Galáxia.

© ESA / Gaia (mapa com 10.000 estrelas variáveis)

Cada símbolo neste mapa do céu indica a posição de estrelas no catálogo Gaia. A cor vermelha indica variáveis de longo período, cuja varibilidade é conduzida pelo pulso estelar. Os pontos verdes são estrelas de longo período secundário, cuja causa da variabilidade ainda é assunto de debate, mas que se pensa estar ligada a uma nuvem de poeira em órbita da estrela. Os símbolos azuis são variáveis elipsoidais: gigantes vermelhas que fazem parte de um sistema binário com um objeto compacto denso, cuja forma é distorcida numa forma de ovo devido à forte atração gravitacional da companheira. 

Entre outras descobertas, o observador estelar Gaia ultrapassa o potencial planejado para revelar meio milhão de estrelas novas e tênues num aglomerado massivo, para identificar mais de 380 possíveis lentes cósmicas e para identificar as posições de mais de 150.000 asteroides no Sistema Solar, melhorando a precisão de suas órbitas e 

O Gaia está mapeando a Via Láctea e mais além com um extraordinário detalhe multidimensional, completando o censo estelar mais preciso de sempre. A missão está pintando um quadro detalhado do nosso lugar no Universo, permitindo-nos compreender melhor os diversos objetos que o compõem. 

A mais recente divulgação (FPR, ou "Focused Product Release") da missão vai ainda mais longe, fornecendo muitas informações novas e melhoradas sobre o espaço que nos rodeia. O lançamento traz uma ciência excitante e inesperada: descobertas que vão muito para além do que o Gaia foi inicialmente concebido para descobrir e para aprofundar a nossa história cósmica. O terceiro lançamento de dados do Gaia (DR3) continha dados sobre mais de 1,8 bilhões de estrelas, construindo uma visão bastante completa da Via Láctea e mais além. No entanto, ainda havia lacunas no mapeamento. O Gaia ainda não tinha explorado completamente áreas do céu densamente povoadas de estrelas, deixando-as comparativamente inexploradas. 

Os aglomerados globulares são um exemplo chave desta situação. Estes aglomerados são alguns dos objetos mais antigos do Universo, o que os torna especialmente valiosos para os cientistas que estudam o nosso passado cósmico. Infelizmente, os seus núcleos brilhantes, repletos de estrelas, podem sobrecarregar os telescópios que tentam obter uma visão clara. O Gaia selecionou Omega Centauri, o maior aglomerado globular que pode ser visto da Terra. Em vez de se concentrar apenas em estrelas individuais, como faria normalmente, o Gaia ativou um modo especial para mapear verdadeiramente uma área mais vasta do céu em torno do núcleo do aglomerado, sempre que este fosse visto. Foram descobertas mais de meio milhão de novas estrelas que o Gaia não tinha visto antes, em apenas um aglomerado!

As novas estrelas reveladas em Omega Centauri marcam uma das regiões mais populosas exploradas pelo Gaia até agora. O Gaia está atualmente explorando mais oito regiões desta forma, cujos resultados serão incluídos no catálogo DR4 (Data Release 4). Estes dados ajudarão os astrônomos a compreender verdadeiramente o que se passa no interior destes blocos de construção cósmica, um passo crucial para os cientistas que pretendem confirmar a idade da nossa Galáxia, localizar o seu centro, descobrir se passou por colisões no passado, verificar como as estrelas mudam ao longo da sua vida, restringir os modelos de evolução galáctica e, em última análise, inferir a possível idade do próprio Universo. 

Embora o Gaia não tenha sido concebido para a cosmologia, as suas novas descobertas perscrutam o Universo distante, à procura de objetos esquivos e excitantes que contêm pistas para algumas das maiores questões da humanidade sobre o cosmos: as lentes gravitacionais. Uma lente gravitacional ocorre quando a imagem de um objeto distante é distorcida por uma massa perturbadora situada entre nós e este objeto. Esta massa intermediária atua como uma lente gigante que pode amplificar o brilho da luz e criar múltiplas imagens da fonte distante no céu. Estas configurações curiosas e raras são visualmente intrigantes e têm um imenso valor científico, revelando pistas únicas sobre os primeiros tempos e habitantes do Universo. 

Agora são apresentados 381 candidatos sólidos a quasares com lentes, incluindo 50 que considera-se altamente prováveis: uma mina de ouro para os cosmólogos e o maior conjunto de candidatos alguma vez lançado de uma só vez. Cinco das possíveis lentes são potenciais cruzes de Einstein, sistemas de lentes raras com quatro componentes de imagem diferentes em forma de cruz. O novo conjunto de dados mapeia o disco da Via Láctea traçando sinais fracos vistos na luz das estrelas e caracteriza a dinâmica de 10.000 estrelas gigantes vermelhas pulsantes e binárias. 

No futuro, o DR4 do Gaia completará o conjunto e incluirá cometas, satélites planetários e o dobro do número de asteroides, melhorando o nosso conhecimento dos pequenos corpos no espaço próximo. O próximo lançamento de dados da missão, o DR4 do Gaia, não é esperado antes do final de 2025. 

Fonte: ESA

Estrela supergigante Mu Cephei

Mu Cephei é uma estrela muito grande.

© David Cruz (Mu Cephei)

Mu Cephei é uma supergigante de classe M com cerca de 1.500 vezes o tamanho do Sol, é uma das maiores estrelas visíveis a olho nu e até mesmo uma das maiores de toda a Galáxia. Se substituísse o Sol em nosso Sistema Solar, Mu Cephei englobaria facilmente Marte e até Júpiter. Ela não é a maior supergigante conhecida; é a estrela UY Scuti, hipergigante que tem raio quase 1.700 vezes maior que o do Sol. 

Historicamente conhecida como Estrela Granada (Grená) de Herschel, Mu Cephei é extremamente vermelha. A aproximadamente 2.800 anos-luz de distância, a supergigante é vista perto da borda da nebulosa de emissão avermelhada IC 1396 em direção à constelação Cepheus, nesta imagem telescópica. 

Muito mais fria e, portanto, mais vermelha que o Sol, a luz desta supergigante é ainda mais avermelhada pela absorção e dispersão devido à poeira interveniente na Via Láctea. Uma estrela variável bem estudada e considerada numa fase tardia da evolução estelar, Mu Cephei é também uma estrela massiva, destinada a explodir como uma supernova com colapso do núcleo. 

Fonte: NASA

Encontrada uma explosão bizarra num local inesperado

Uma explosão muito rara e estranha de luz extraordinariamente brilhante no Universo acaba de se tornar ainda mais estranha, graças à visão aguçada do telescópio espacial Hubble.

© NOIRLab (explosão luminosa transiente)

O fenômeno, denominado LFBOT (Luminous Fast Blue Optical Transient), surgiu onde não se esperava que surgisse, muito longe de qualquer galáxia hospedeira. Só o Hubble conseguiu localizar o fenômeno. 

Os astrônomos não sabem o que são os LFBOTs. Os resultados do Hubble sugerem que sabem ainda menos, ao excluir algumas teorias possíveis. Os LFBOTs estão entre os eventos mais brilhantes de luz visível conhecidos no Universo, surgindo inesperadamente como os flashes de uma câmara. 

Desde a primeira descoberta em 2018, apenas foram encontrados alguns, um evento localizado a cerca de 200 milhões de anos-luz de distância que foi apelidado de "A Vaca". Atualmente, os LFBOTs são detectados uma vez por ano.

Após a sua detecção inicial, o último LFBOT foi observado por vários telescópios em todo o espetro eletromagnético, desde os raios X às ondas de rádio. Designado AT2023fhn e apelidado de "o Finch", o evento transitório mostrou todas as características de um LFBOT. Brilhava intensamente em luz azul e evoluía rapidamente, atingindo o pico de brilho e desvanecendo-se numa questão de dias, ao contrário das supernovas, que demoram semanas ou meses a desvanecer. 

Mas, ao contrário de qualquer outro LFBOT visto anteriormente, o Hubble descobriu que o Finch está localizado entre duas galáxias vizinhas, a cerca de 50.000 anos-luz de uma galáxia espiral próxima e a cerca de 15.000 anos-luz de uma galáxia menor. 

Embora se tenha assumido que estas explosões espantosas são um tipo raro de supernova chamado supernovas de colapso do núcleo, as estrelas gigantescas que se transformam em supernovas têm uma vida curta para os padrões estelares. Por conseguinte, as estrelas progenitoras massivas não têm tempo de viajar muito longe do seu local de nascimento - um aglomerado de estrelas recém-nascidas - antes de explodirem. Todos os anteriores LFBOTs foram encontrados nos braços espirais de galáxias onde o nascimento de estrelas está decorrendo, mas o Finch não se encontra em nenhuma galáxia.

A ZTF (Zwicky Transient Facility), uma câmara terrestre de angular extremamente grande que varre todo o céu do norte de dois em dois dias, alertou pela primeira vez os astrônomos para o Finch no dia 10 de abril de 2023. Assim que foi avistado, os pesquisadores desencadearam um programa de observações que tinha estado em suspensão, pronto para rapidamente voltar a sua atenção para qualquer potencial candidato a LFBOT que surgisse.

Medições espectroscópicas efetuadas com o telescópio Gemini South, no Chile, revelaram que o Finch tem uma temperatura escaldante de 20.000º C. O Gemini também ajudou a determinar a sua distância da Terra para que a sua luminosidade pudesse ser calculada. Juntamente com dados de outros observatórios, incluindo o observatório de raios X Chandra da NASA e os radiotelescópios do VLA (Very Large Array), estas descobertas confirmaram que a explosão era um LFBOT. Os LFBOTs podem ser o resultado de estrelas sendo despedaçadas por um buraco negro de massa intermediária (entre 100 e 1.000 massas solares).

A alta resolução e a sensibilidade infravermelha do telescópio espacial James Webb  poderão eventualmente ser usadas para descobrir que o Finch explodiu no interior de um aglomerado globular no halo exterior de uma das duas galáxias vizinhas. Um aglomerado globular é o local mais provável onde um buraco negro de massa intermediária pode ser encontrado. 

Para explicar a localização incomum do Finch, os pesquisadores estão considerando a possibilidade de a explosão ser o resultado de uma colisão de duas estrelas de nêutrons, viajando para longe da sua galáxia hospedeira, que têm estado espiralando uma em direção à outra durante bilhões de anos. Tais colisões produzem uma quilonova, uma explosão 1.000 vezes mais poderosa do que uma nova normal. 

No entanto, uma teoria muito especulativa é a de que se uma das estrelas de nêutrons for altamente magnetizada, ou seja, um magnetar, poderá amplificar ainda mais o poder da explosão, para 100 vezes o brilho de uma supernova normal.

Uma vez que os eventos astronômicos transientes podem surgir em qualquer lugar e a qualquer momento, e são relativamente fugazes, os pesquisadores dependem de levantamentos de campo largo que podem monitorar continuamente grandes áreas do céu para os detectar e alertar outros observatórios como o Hubble para fazer observações de acompanhamento. 

Contudo, é necessária uma amostra maior para se chegar a uma melhor compreensão do fenômeno. Os próximos telescópios de observação de todo o céu, como o observatório Vera C. Rubin, poderão ser capazes de detectar mais, dependendo da astrofísica subjacente.

A descoberta será publicada numa próxima edição do periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Explosões de formação estelar explicam o brilho do alvorecer cósmico

Quando os cientistas viram as imagens das primeiras galáxias do Universo, pelo telescópio espacial James Webb (JWST), ficaram extasiados.

© A. Geller (ilustração das primeiras galáxias com formação estelar explosiva)

As jovens galáxias pareciam demasiado brilhantes, demasiado massivas e demasiado maduras para se terem formado tão pouco tempo depois do Big Bang. 

A descoberta surpreendente levou mesmo alguns físicos a questionar o modelo padrão da cosmologia, perguntando-se se este deveria ou não ser alterado. Usando novas simulações, uma equipe de astrofísicos liderada pela Universidade Northwestern descobriu agora que estas galáxias provavelmente não são assim tão massivas.

Embora o brilho de uma galáxia seja tipicamente determinado pela sua massa, as novas descobertas sugerem que as galáxias menos massivas podem brilhar com a mesma intensidade devido a surtos irregulares e brilhantes de formação estelar. Esta descoberta não só explica porque é que as galáxias jovens parecem enganadoramente massivas, como também se enquadra no modelo padrão da cosmologia.

Normalmente, uma galáxia é brilhante porque é grande. Mas como estas galáxias se formaram no alvorecer cósmico, ainda não havia passado tempo suficiente desde o Big Bang. Como é que estas galáxias massivas se puderam formar tão rapidamente? As simulações mostram que as galáxias não têm qualquer problema em formar-se com este brilho no alvorecer cósmico. 

Um período que durou cerca de 100 milhões de anos a 1 bilhão de anos após o Big Bang, o alvorecer cósmico é marcado pela formação das primeiras estrelas e galáxias do Universo. Antes do lançamento do JWST para o espaço, os astrônomos sabiam muito pouco sobre este antigo período de tempo.

As simulações produziram galáxias do alvorecer cósmico que eram tão brilhantes como as observadas pelo JWST. As simulações fazem parte do projeto FIRE (Feedback of Relativistic Environments). As simulações FIRE combinam teoria astrofísica e algoritmos avançados para modelar a formação de galáxias. Os modelos permitem aos pesquisadores explorar o modo como as galáxias se formam, crescem e mudam de forma, considerando a energia, a massa, o momento e os elementos químicos das estrelas. 

Quando os astrônomos executaram as simulações para modelar as primeiras galáxias formadas no alvorecer cósmico, descobriram que as estrelas se formavam em surtos, um conceito conhecido como "formação estelar explosiva". Em galáxias massivas como a Via Láctea, as estrelas formam-se a um ritmo constante, com o número de estrelas aumentando gradualmente ao longo do tempo. Mas a chamada formação estelar explosiva ocorre quando as estrelas se formam num padrão alternado, muitas estrelas de uma vez, seguidas de milhões de anos de muito poucas estrelas novas e depois muitas estrelas novamente.

A formação estelar explosiva é especialmente comum em galáxias de baixa massa. Os pormenores que explicam porque é que isto acontece são ainda objeto de pesquisa. Mas o que acontece é que se forma um surto de estrelas e, alguns milhões de anos mais tarde, estas estrelas explodem como supernovas. O gás é expulso e volta a cair para formar novas estrelas, impulsionando o ciclo de formação de estrelas. Mas quando as galáxias se tornam suficientemente massivas, têm uma gravidade muito mais forte. Quando as supernovas explodem, não são suficientemente fortes para ejetar o gás do sistema. A gravidade mantém a galáxia unida e leva-a para um estado estável. 

As simulações também foram capazes de produzir a mesma abundância de galáxias brilhantes que o JWST revelou, ou seja, o número de galáxias brilhantes previsto pelas simulações corresponde ao número de galáxias brilhantes observadas. Embora outros astrofísicos tenham levantado a hipótese de a formação estelar explosiva poder ser responsável pelo brilho incomum das galáxias no alvorecer cósmico, os pesquisadores da Northwestern são os primeiros a usar simulações computacionais detalhadas para provar que isso é possível. E conseguiram fazê-lo sem acrescentar novos fatores que não estão alinhados com o nosso modelo padrão do Universo.

A maior parte da luz de uma galáxia provém das estrelas mais massivas. Como as estrelas mais massivas ardem a uma velocidade superior, têm uma vida mais curta. Consomem rapidamente o seu combustível em reações nucleares. Assim, o brilho de uma galáxia está mais diretamente relacionado com o número de estrelas que se formaram nos últimos milhões de anos do que com a massa da galáxia como um todo. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Northwestern University

Medindo a expansão do Universo através de estrelas de nêutrons

Nos últimos anos, a astronomia tem-se visto numa espécie de crise: embora saibamos que o Universo está se expandindo, e embora saibamos aproximadamente a que velocidade, as duas principais formas de medir essa expansão não estão de acordo.

© NASA (ilustração dos dois métodos utilizados para medir a expansão do Universo)

Na imagem o hemisfério esquerdo mostra o remanescente em expansão da supernova descoberta por Tycho Brahe em 1572, aqui observada em raios X. À direita, um mapa da radiação cósmica de fundo de uma metade do céu, observada em micro-ondas.

Agora, astrofísicos do Instituto Niels Bohr sugerem um novo método que pode ajudar a resolver esta tensão. Sabemos isto desde que Edwin Hubble e outros astrônomos, há cerca de 100 anos, mediram as velocidades de um certo número de galáxias circundantes. As galáxias do Universo são "transportadas" para longe umas das outras por esta expansão e, por conseguinte, afastam-se umas das outras. 

Quanto maior for a distância entre duas galáxias, mais rapidamente se afastam, e o ritmo exato deste movimento é uma das grandezas mais fundamentais da cosmologia moderna. O número que descreve a expansão tem o nome de "constante de Hubble", aparecendo numa multiplicidade de equações e modelos diferentes do Universo e dos seus constituintes. 

Para compreender o Universo, temos, portanto, de conhecer a constante de Hubble com a maior exatidão possível. Existem vários métodos para a medir; métodos que são mutuamente independentes, mas que, felizmente, dão quase o mesmo resultado. O método intuitivamente mais fácil de compreender é, em princípio, o mesmo que Edwin Hubble e os seus colegas utilizaram há um século: localizar um conjunto de galáxias e medir as suas distâncias e velocidades. Na prática, isto é feito através da procura de galáxias com estrelas em explosão, as chamadas supernovas. 

Este método é complementado por outro método que analisa irregularidades na chamada radiação cósmica de fundo, uma forma antiga de luz que remonta a pouco tempo depois do Big Bang. Os dois métodos - o método das supernovas e o método da radiação de fundo - têm dado sempre resultados ligeiramente diferentes. Mas qualquer medição tem incertezas e, há alguns anos atrás, as incertezas eram suficientemente substanciais para que as pudéssemos culpar pela disparidade. 

No entanto, à medida que as técnicas de medição foram melhorando, as incertezas diminuíram e atingindo agora a um ponto em que podemos afirmar com um elevado grau de confiança que ambos não podem estar corretos. A raiz desta "tensão de Hubble", quer se trate de efeitos desconhecidos que enviesam sistematicamente um dos resultados, quer se trate de um indício de uma nova física ainda por descobrir, é atualmente um dos temas mais efervescentes da astronomia. 

Um dos maiores desafios consiste em determinar com exatidão as distâncias das galáxias. Mas um novo estudo propõe um novo método para medir distâncias, ajudando assim a resolver a disputa em curso. Quando duas estrelas de nêutrons ultracompactas, que são remanescentes de supernovas, se orbitam uma em torno da outra e acabam por se fundir, geram uma nova explosão, a chamada quilonova. 

Num outro estudo publicado há poucos dias, os pesquisadores mostram que as quilonovas, apesar da sua complexidade, podem ser descritas por uma única temperatura. E verifica-se que a simetria e a simplicidade das quilonovas permitem aos astrônomos deduzir exatamente a quantidade de luz que emitem. Comparando esta luminosidade com a quantidade de luz que chega à Terra, foi possível calcular a distância a que a quilonova se encontra. Foi obtido assim um método novo e independente para calcular a distância a galáxias que contêm quilonovas. 

As supernovas, que até agora têm sido utilizadas para medir as distâncias das galáxias, nem sempre emitem a mesma quantidade de luz. Além disso, exigem que se calibre primeiro a distância utilizando outro tipo de estrelas, as chamadas Cefeidas, que, por sua vez, também têm de ser calibradas. Com as quilonovas pode-se contornar estas complicações que introduzem incertezas nas medições. 

Para demonstrar o seu potencial, os astrofísicos aplicaram o método a uma quilonova descoberta em 2017. O resultado é uma constante de Hubble mais próxima da do método da radiação de fundo, mas os pesquisadores ainda não se atrevem a afirmar que o método da quilonova pode resolver a tensão de Hubble.

Os artigos foram publicados nos periódicos Astronomy & Astrophysics e The Astrophysical Journal. 

Fonte: Niels Bohr Institute

Os estranhos exoplanetas de lava

Os mundos de lava, exoplanetas massivos que abrigam céus cintilantes e mares vulcânicos agitados chamados oceanos de magma, são muito diferentes dos planetas do nosso Sistema Solar.

© Getty Images (ilustração de um exoplaneta de lava)

Até à data, quase 50% de todos os exoplanetas rochosos já descobertos são capazes de manter magma às suas superfícies, provavelmente porque estes planetas estão tão próximos das suas estrelas hospedeiras que completam uma órbita em menos de 10 dias. Esta proximidade faz com que os planetas sejam bombardeados por condições climáticas adversas e com temperaturas extremas à superfície, tornando-os completamente inóspitos à vida tal como a conhecemos atualmente. 

Agora, num novo estudo, os cientistas demonstraram que estes vastos oceanos fundidos têm uma grande influência nas propriedades observadas das Super-Terras rochosas e quentes, tais como no seu tamanho e no seu percurso evolutivo. 

Foi descoberto que devido à natureza extremamente compressível da lava, os oceanos de magma podem fazer com que os planetas ricos em lava sem atmosfera sejam modestamente mais densos do que os planetas sólidos de tamanho semelhante, bem como afetar a estrutura dos seus mantos, a espessa camada interior que rodeia o núcleo de um planeta. Mesmo assim, uma vez que estes objetos são notoriamente pouco estudados, caracterizar o funcionamento fundamental dos planetas de lava pode ser uma tarefa difícil.

Um dos mais conhecidos destes misteriosos exoplanetas escaldantes é 55 Cancri e, um exoplaneta situado a cerca de 41 anos-luz de distância, que os cientistas descrevem como tendo céus cintilantes e mares de lava agitados. Embora existam objetos no nosso Sistema Solar, como a lua Io de Júpiter, que são extremamente ativos do ponto de vista vulcânico, não existem verdadeiros planetas de lava na nossa parte do cosmos que os cientistas possam estudar de perto. 

Utilizando o software de modelação do interior de exoplanetas Exoplex e dados recolhidos em estudos anteriores para construir um módulo que incluía informações sobre vários tipos de composições magmáticas, os pesquisadores simularam vários cenários evolutivos de um planeta semelhante à Terra com temperaturas à superfície entre 1.420 e 2.120 °C, o ponto de fusão em que o manto sólido do planeta se transformaria em líquido. 

A partir dos modelos que criaram, a equipe foi capaz de discernir que os mantos dos planetas com oceano de magma podem assumir uma de três formas: a primeira em que todo o manto está completamente derretido, a segunda em que um oceano de magma se encontra à superfície e um terceiro modelo tipo sanduíche que consiste num oceano de magma à superfície, uma camada de rocha sólida no meio e outra camada de magma derretido que se encontra mais próxima do núcleo do planeta. 

Os resultados sugerem que a segunda e a terceira formas são ligeiramente mais comuns do que os planetas completamente fundidos. Dependendo da composição dos oceanos de magma, alguns exoplanetas sem atmosfera são melhores do que outros para reter elementos voláteis, compostos como o oxigênio e o carbono necessários para a formação das primeiras atmosferas, durante bilhões de anos. Por exemplo, o estudo refere que um planeta da classe de magma basal que seja 4 vezes mais massivo do que a Terra pode aprisionar mais de 130 vezes a massa de água dos oceanos da Terra, e cerca de 1.000 vezes a quantidade de carbono atualmente presente na superfície e na crosta do nosso planeta.

Os exoplanetas de lava estão muito longe de se tornarem suficientemente habitáveis para suportar vida, mas é importante compreender os processos evolutivos. No entanto, este estudo torna claro que medir a sua densidade não é exatamente a melhor forma de caracterizar estes mundos quando os comparamos com exoplanetas sólidos, uma vez que um oceano de magma não aumenta nem diminui significativamente a densidade do seu planeta. Em vez disso, a pesquisa revela que outros parâmetros terrestres são essenciais, como as flutuações da gravidade à superfície de um planeta, para testar as teorias sobre o funcionamento destes corpos celestes.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Ohio State University