No coração de Órion

Perto do centro deste retrato cósmico, no coração da Nebulosa de Órion, estão quatro estrelas quentes e massivas conhecidas como Trapézio.

© Christoph Kaltseis (M42)

Fortemente reunidas dentro de uma região com raio de cerca de 1,5 anos-luz, elas dominam o núcleo denso do aglomerado estelar na Nebulosa de Órion, também chamada de M42 ou NGC 1976. A radiação ultravioleta ionizante das estrelas do Trapézio, principalmente a partir da sua estrela mais brilhante Theta-1 Orionis C, alimenta todo o brilho visível na região do complexo de formação estelar.

Com cerca de três milhões de anos, o aglomerado na Nebulosa de Órion estava ainda mais compacto em seus anos de juventude, e um estudo da sua dinâmica indica que colisões de estrelas em fuga com idade precoce podem ter formado um buraco negro com mais de 100 vezes a massa do Sol. A presença de um buraco negro dentro do aglomerado poderia explicar as altas velocidades observadas das estrelas do Trapézio.

A distância de cerca de 1.500 anos-luz da Nebulosa de Órion tornaria este buraco negro o mais próximo conhecido do planeta Terra.

Fonte: NASA

Iota Orionis: farol pulsante de uma constelação

Astrônomos do projeto BRight Target Explorer (BRITE) e do Observatório Ritter descobriram um aumento repetitivo de 1% na luz de uma estrela muito massiva que poderá mudar a nossa compreensão deste tipo de estrelas.

© Danielle Futselaar (ilustração da estrela Iota Orionis)

O sistema binário Iota Orionis é facilmente visível a olho nu, sendo a estrela mais brilhante na espada de Órion, o Caçador. A sua variabilidade única foi descoberta usando os menores satélites astronômicos do mundo, chamados "nanosats". "Como a primeira missão, funcional, de astronomia nanosatélica, o projeto BRITE está na vanguarda desta revolução espacial," afirma Gregg Wade, pesquisador principal do projeto canadense, do Royal Military College of Canada, em Ontário.

A luz de Iota Orionis é relativamente estável 90% do tempo, mas depois mergulha rapidamente seguida de um grande pico. "As variações são surpreendentemente semelhantes a um eletrocardiograma que mostra os ritmos do coração; conhecidos como sistemas de batimentos cardíacos," comenta Herbert Pablo, pós-doutorado da Universidade de Montréal e membro do Centre for Research in Astrophysics of Quebec (CRAQ). Esta variação incomum é o resultado da interação de duas estrelas numa órbita altamente elíptica de 30 dias, uma em torno da outra.

Apesar das duas estrelas passarem a maior parte do seu tempo muito afastadas uma da outra, a cada órbita e durante um curto período de tempo, diminuem de separação quase por um fator de 8. Neste ponto, a força gravitacional entre as duas estrelas torna-se tão forte que rapidamente distorce as suas formas, como o puxar da extremidade de um balão, provocando as mudanças incomuns na luz. Iota Orionis representa a primeira vez que este efeito foi observado num sistema tão massivo (35 vezes a massa do Sol), uma ordem de magnitude maior do que qualquer sistema previamente conhecido, o que permitiu a determinação direta das massas e raios dos componentes.

Ainda mais interessante, estes sistemas permitem-nos olhar para o interior das próprias estrelas. "A intensa força gravitacional entre as estrelas, à medida que se aproximam uma da outra, desencadeia sismos estelares, permitindo-nos estudar o funcionamento interno da estrela, assim como fazemos para o interior da Terra durante terremotos," comenta Pablo. O fenômeno dos sismos é, em geral, muito raro em estrelas massivas e esta é a primeira vez que foram observados sismos induzidos numa estrela assim tão massiva, cuja massa e raio são conhecidos. Estes sismos sem precedentes também levaram às primeiras pistas reais sobre como estas estrelas vão evoluir.

Os astrônomos esperam que esta descoberta dê início à iniciativa de procurar por sistemas idênticos, criando uma mudança fundamental na forma como estudamos a evolução das estrelas gigantes. Isto é importante, dado que as estrelas massivas são laboratórios dos elementos essenciais à vida humana.

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

Fonte: Université de Montréal

A última grande refeição do buraco negro da Via Láctea

O buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia, a Via Láctea, há muito que não tem uma boa refeição.

© STScI/Z. Levy (luz de vários quasares distantes atravessa a secção norte das Bolhas de Fermi)

Na inserção em baixo da imagem: a medição do gás que se move na direção da Terra e na direção oposta, indicando que o material viaja a grande velocidade. O Hubble também observou luz de quasares que passaram fora da bolha norte. Na inserção de cima da imagem: o gás no percurso de luz de um destes quasares não se move nem na direção da Terra nem na direção oposta. Este gás está no disco da Via Láctea e não partilha as mesmas características do material estudado dentro da bolha.

O telescópio espacial Hubble da NASA descobriu que o buraco negro teve a sua última grande refeição há cerca de 6 milhões de anos atrás, quando consumiu um grande aglomerado de gás em queda. O buraco negro já abastecido, expeliu o material restante, uma bolha colossal de gás com uma massa equivalente a milhões de sóis, que agora flutua acima e abaixo do centro da nossa Galáxia.

As estruturas gigantes formadas pelo fluxo de gás expelido pelo buraco negro supermassivo da Via Láctea, chamadas Bolhas de Fermi, foram descobertas pela primeira vez em 2010 pelo telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA. Mas observações recentes da bolha norte, pelo Hubble, ajudaram na determinação de uma idade mais precisa das bolhas e a sua origem.

"Pela primeira vez, nós traçamos o movimento do gás frio através de uma das bolhas, o que nos permitiu mapear a velocidade do gás e determinar quando é que as bolhas se formaram," comenta Rongmon Bordoloi do Massachusetts Institute of Technology (MIT) em Cambridge, EUA. "O que descobrimos é que um evento muito forte e energético teve lugar entre 6 a 9 milhões de anos atrás. Pode ter sido uma nuvem de gás fluindo para o buraco negro, que disparou jatos de matéria, formando os lóbulos gêmeos de gás quente vistos em observações de raios X e raios gama."

O novo estudo vem no seguimento de observações anteriores do Hubble que atribuíram às bolhas a idade de 2 milhões de anos.

Um buraco negro é uma região compacta e densa do espaço com um campo gravitacional tão intenso que nem a matéria nem a luz lhe consegue escapar. O buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia comprimiu a massa de 4,5 milhões de estrelas parecidas com o Sol numa região muito pequena do espaço.

O material que se aproxima demasiado do buraco negro é capturado na sua poderosa gravidade e espirala emtorno do objeto exótico até que, eventualmente, cai para o seu interior. Alguma da matéria, no entanto, fica tão quente que escapa ao longo do eixo de rotação do buraco negro, criando um fluxo que se prolonga bem para cima e para baixo do plano de uma galáxia.

As conclusões da equipe têm por base observações do instrumento Cosmic Origins Spectrograph (COS) do Hubble, que analisou a luz ultravioleta de 47 quasares distantes. Os quasares são os núcleos brilhantes de galáxias ativas distantes.

Impressa na luz dos quasares, à medida que esta passa através da bolha da Via Láctea, está a informação sobre a velocidade, composição e temperatura do gás no interior da bolha em expansão.

As observações do COS determinaram que a temperatura do gás na bolha é de aproximadamente 9.800 ºC. Mesmo a estas temperaturas quentes, este gás é muito mais frio do que a maioria do gás superquente no fluxo exterior, visto em raios gama, com 10 milhões de graus Celsius. O gás mais frio visto pelo COS pode ser gás interestelar do disco da Via Láctea que está sendo arrastado para o fluxo superquente. O COS também identificou o silício e o carbono como dois dos elementos varridos pela nuvem gasosa. Estes elementos comuns podem ser encontrados na maioria das galáxias e representam os restos fósseis da evolução estelar.

O gás frio corre através da bolha a cerca de 3,2 milhões de quilômetros por hora. Ao mapear o movimento do gás em toda a estrutura, os astrônomos estimaram que a massa mínima do gás frio arrastado, em ambas as bolhas, é equivalente a 2 milhões de sóis. A orla da bolha norte estende-se 23.000 anos-luz acima da Via Láctea.

"Nós já tínhamos traçado os fluxos exteriores de outras galáxias, mas nunca tínhamos conseguido mapear o movimento do gás," comenta Bordoloi. "A única razão pela qual o conseguimos fazer aqui é porque estamos dentro da Via Láctea. Este ponto de vista dá-nos um lugar na primeira fila para mapear a estrutura cinemática do fluxo exterior da Via Láctea."

As novas observações pelo COS expandem as descobertas de um estudo de 2015 pelo Hubble e pela mesma equipe, na qual foi analisada a luz de um quasar que perfurou a base da bolha.

"Os dados do Hubble abrem uma janela inteiramente nova sobre as Bolhas de Fermi," comenta Andrew Fox do Space Telescope Science Institute (STScI). "Antes, sabíamos que eram grandes e quanta radiação emitiam; agora sabemos quão depressa se movem e que elementos químicos contêm. É um importante passo em frente."

O estudo do Hubble também fornece uma verificação independente das bolhas e da sua origem, detectadas em observações de raios X e raios gama.

Esta observação seria quase impossível de fazer a partir do solo porque é utilizada a espectroscopia ultravioleta para detectar as impressões digitais destes elementos, o que só pode ser feito a partir do espaço. Somente o COS tem a cobertura de comprimento de onda, a sensibilidade e a resolução espectral para fazer esta observação.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Reflexões na nebulosa vdB 31

Localizada na constelação de Auriga, a bela e azulada vdB 31 é o 31º objeto no catálogo de 1966 de Sidney van den Bergh de nebulosas de reflexão.

© Adam Block (vdB 31)

Ela compartilha esta imagem celestial com nuvens escuras registradas em 1919 no catálogo de Edward E. Barnard de nuvens escuras no céu. Todas são nuvens de poeira interestelares, sendo que as nebulosas escuras de Barnard bloqueiam a luz de estrelas ao fundo. No caso da vdB 31, a poeira preferencialmente reflete a luz da estrela azulada, quente e variável AB Aurigae.

Explorando os arredores de AB Aurigae com o telescópio espacial Hubble foi revelada a estrela jovem de vários milhões de anos cercada por um disco empoeirado achatado com evidências para a formação contínua de um sistema planetário.

A estrela AB Aurigae está a cerca de 470 anos-luz de distância. Esta imagem cósmica estende-se por cerca de quatro anos-luz.

Fonte: NASA

Poeira estelar antiga lança luz sobre as primeiras estrelas

Astrônomos detectaram uma enorme quantidade de poeira estelar resplandescente numa galáxia observada quando o Universo tinha apenas 4% da sua idade atual.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da distante galáxia poeirenta A2744_YD4)

Esta galáxia foi observada pouco depois da sua formação e trata-se da galáxia mais distante onde já se detectou poeira. Estas observações mostraram também a mais distante detecção de oxigênio no Universo. Estes novos resultados fornecem novas pistas relativas ao nascimento e morte explosiva das primeiras estrelas.

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Nicolas Laporte da University College London, utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para observar A2744_YD4, a galáxia mais jovem e mais distante observada até hoje pelo ALMA. Surpreendentemente, a equipe descobriu que esta jovem galáxia contém poeira interestelar em abundância, poeira formada pela morte de estrelas da geração anterior.

Observações de acompanhamento com o instrumento X-shooter, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, confirmaram a enorme distância a que se encontra a galáxia A2744_YD4. De fato, estamos observando esta galáxia quando o Universo tinha apenas 600 milhões de anos de idade, num momento em que as primeiras estrelas e galáxias ainda estavam se formando. Este tempo corresponde a um desvio para o vermelho de z=8,38, ou seja, durante a época da reionização.

“A2744_YD4 não é apenas a galáxia mais distante já observada pelo ALMA, a detecção de tanta poeira indica-nos também que supernovas primordiais já poluíram esta galáxia,” explica Nicolas Laporte.

A poeira cósmica é essencialmente composta por silício, carbono e alumínio, em grãos muito pequenos, com dimensões de uma milionésima parte de centímetro. Os elementos químicos destes grãos são formados no interior das estrelas e liberados para o meio quando estas morrem em espectaculares explosões de supernovas, o destino final das estrelas massivas com vidas curtas. No Universo atual estas poeiras existem em grandes quantidades, constituindo peças fundamentais na formação de estrelas, planetas e moléculas complexas; no entanto no Universo primordial, antes da primeira geração de estrelas ter morrido, a poeira era bastante escassa.

Foi possível obter observações da galáxia “poeirenta” A2744_YD4 porque este objeto se encontra por detrás de um aglomerado de galáxias massivo chamado Abell 2744. Devido a um fenômeno físico chamado lente gravitacional, o aglomerado atua como um “telescópio” cósmico gigante capaz de ampliar cerca de 1,8 vezes a galáxia mais distante A2744_YD4 e permitindo assim aos astrônomos observá-la no Universo primordial.

O aglomerado de galáxias Abell 2744 é um objeto massivo, situado a 3,5 bilhões de anos-luz de distância (desvio para o vermelho de 0,308)  que se pensa ser o resultado da colisão entre quatro aglomerados de galáxias menores. Recebeu o apelido de Aglomerado de Pandora devido aos muitos fenômenos, estranhos e diferentes, que resultaram da enorme colisão durante um período de 350 milhões de anos. As galáxias correspondem a apenas 5% da massa do aglomerado, enquanto que a matéria escura corresponde a 75% e fornece a enorme gravitação necessária para curvar e ampliar a radiação emitida por galáxias de fundo. Acredita-se que os 20% da massa restante total do aglomerado encontre-se sob a forma de gás quente.

As observações do ALMA detectaram também emissão brilhante de oxigênio ionizado vinda de A2744_YD4. Trata-se da mais longínqua, e consequentemente mais antiga, detecção de oxigênio feita até hoje, ultrapassando o resultado do ALMA obtido em 2016.

A detecção de poeira no Universo primordial fornece informações importantes sobre a época em que explodiram as primeiras supernovas, o que permite determinar quando é que as primeiras estrelas quentes banhavam o Universo com a sua luz. Determinar a época desta “madrugada cósmica” é um “santo graal” da astronomia moderna, que pode ser investigado indiretamente através do estudo da poeira interestelar primordial.

A equipe estima que a A2744_YD4 contenha uma quantidade de poeira equivalente a 6 milhões de vezes a massa do nosso Sol, enquanto a massa estelar total da galáxia, a massa de todas as estrelas contidas na galáxia, é de 2 bilhões de vezes a massa solar. A equipe mediu também a taxa de formação estelar em A2744_YD4 e descobriu que as estrelas estão se formando a uma taxa de 20 massas solares por ano, que podemos comparar ao valor de uma massa solar por ano na nossa Via Láctea.

“Apesar de não ser incomum encontrar uma taxa de formação estelar elevada numa galáxia distante, este valor explica a rapidez com que a poeira se formou em A2744_YD4,” diz Richard Ellis do ESO e University College London. “Este período de tempo é apenas cerca de 200 milhões de anos, ou seja, estamos observando esta galáxia pouco depois da sua formação.”

Este fato diz que a formação estelar significativa começou aproximadamente 200 milhões de anos antes da época a que estamos observando a galáxia, tratando-se por isso de uma excelente oportunidade para, com a ajuda do ALMA, estudar a época em que as primeiras estrelas e galáxias "acenderam", a época mais primordial observada até hoje. O nosso Sol, o nosso planeta e a nossa existência são produtos desta primeira geração de estrelas. Ao estudar a sua formação, vida e morte, estamos na realidade explorando as nossas origens.

“Mais medições deste tipo fornecem excelentes oportunidades de traçar a formação estelar primordial e a criação dos elementos químicos mais pesados no Universo primordial,” conclui Laporte.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Dust in the Reionization Era: ALMA Observations of a z =8.38 Gravitationally-Lensed Galaxy” de Laporte et al., que será publicado na revista especializada The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Um fragmento do choque entre duas galáxias vizinhas da Via-Láctea?

O complexo sistema Magalhânico, dominado pelas duas maiores galáxias vizinhas à Via-Láctea, a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães (cujas siglas em inglês são LMC e SMC, respectivamente), ganhou recentemente uma nova estrutura estelar.

© GoogleSky (região onde se encontra a SMCNOD)

Utilizando dados do primeiro e do segundo anos do Dark Energy Survey (DES), o doutorando Adriano Pieres (IF-UFRGS) liderou a descoberta de uma nuvem de estrelas que está situada a oito graus a norte da SMC. Esta nuvem de estrelas foi batizada de SMCNOD (sobredensidade situada ao norte da SMC) e cobre uma extensa região no céu. A massa estimada da SMCNOD é ∼7×10⁵ M⊙.

A descoberta só foi possível combinando os dados de observações do DES com algumas exposições do primeiro ano do Magellanic Satellites Survey (MagLiteS). Ambos os levantamentos utilizam como instrumento a Dark Energy Camera (DECam). Com a combinação dos dados foi possível, além da descoberta, estudar com maiores detalhes as populações estelares da SMCNOD.

A análise da população estelar da SMCNOD revelou que a idade e a quantidade de metais destas estrelas são muito semelhantes às das estrelas da SMC, o que provavelmente a coloca como um possível produto de uma ou mais colisões que ocorreram entre a LMC e a SMC. Simulações rodadas em computador mostram que estas colisões poderiam explicar a existência de outros objetos pertencentes ao Sistema de Magalhães, como a corrente de gás que parece ter sido retirada da SMC há várias centenas de milhões de anos atrás. Além disso, as colisões explicam como algumas estrelas hoje situadas na LMC apresentam características típicas da SMC, tendo sido retiradas em uma das aproximações entre as duas Nuvens.

Embora seja provável que a SMCNOD tenha sido retirada da SMC devido a estes prováveis ‘encontrões’ entre as Nuvens, outras hipóteses para a origem deste objeto não estão completamente descartadas. Uma possibilidade é a de que em uma colisão entre LMC-SMC, gás tenha sido retirado da SMC, juntamente com algumas poucas estrelas, e este gás tenha dado origem a uma população estelar com uma mesma idade e composição química. Outra possibilidade é a de que, ao invés de ter sido retirada da SMC, a SMCNOD seja uma galáxia primordial, formada no começo do Universo, assim como a Via-Láctea, e que agora esteja se aproximando do Sistema Magalhânico, possivelmente vindo a se fundir com esta no futuro.

A resposta para a origem e também para o destino da SMCNOD está nos estudos futuros do movimento e da análise da composição química de suas estrelas. O movimento irá determinar se este objeto está saindo do sistema de Magalhães ou se está unindo-se a ele, bem como pode dar indícios sobre a quantidade de matéria escura que o objeto possui. Galáxias anãs tem uma quantidade de matéria escura muito grande, enquanto objetos formados pela colisão de galáxias não tem quantidade significativa de matéria escura. E as características das estrelas da SMCNOD vão indicar o quão parecidas elas são em relação às estrelas da SMC.

Sem dúvida nenhuma, esta é mais uma surpresa que o sistema de Magalhães nos apresenta!

Este tipo de descoberta empolgante é propiciada a jovens pesquisadores brasileiros participantes de grandes projetos internacionais e que são apoiados pelo Laboratório Interinstitucional de e-Astronomia (LIneA).

Fonte: Observatório Nacional

Criovulcanismo no planeta anão Ceres

Entre as características mais marcantes da superfície de Ceres, estão as manchas brilhantes no centro da Cratera Occator, que já se destacavam quando a sonda Dawn da NASA ainda se aproximava do planeta anão.

© NASA/JPL-Caltech/Dawn (cúpula criovulcânica na Cratera Occator)

Cientistas, sob a liderança do Instituto Max Planck para Pesquisa do Sistema Solar (MPS), determinaram agora, pela primeira vez, a idade deste material brilhante que consiste principalmente de depósitos de sais minerais especiais. Com apenas quatro milhões de anos, estes depósitos são cerca de 30 milhões de anos mais jovens do que a cratera propriamente dita. Isto, bem como a distribuição e natureza do material brilhante dentro da cratera, sugere que a Cratera Occator tem sido o cenário de surtos eruptivos de salmoura subterrânea durante um longo período e até quase recentemente. Ceres é, portanto, o corpo mais próximo do Sol que mostra atividade criovulcânica.

Ao longo de quase dois anos, a sonda Dawn da NASA tem vindo a acompanhar o planeta anão Ceres, que orbita o Sol dentro do cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter. Durante a primeira parte da missão, entre dezembro de 2015 e setembro de 2016, a sonda procurou diminuir a sua órbita até que apenas 375 km a separavam da superfície. Durante esta órbita de mapeamento de baixa altitude, as câmaras da Dawn produziram imagens detalhadas da superfície de Ceres, exibindo uma resolução de 35 metros por pixel. O sistema científico de imagem da Dawn foi desenvolvido, construído e é operado sob a liderança do MPS.

Os pesquisadores do Instituto Max Planck investigaram detalhadamente as complexas estruturas geológicas vistas nas imagens da Cratera Occator. Estas estruturas incluem fraturas, avalanches e crateras menores e jovens. "Nestes dados, a origem e a evolução da cratera pode ser lida mais claramente do que nunca," afirma Andreas Nathues, pesquisador da Câmara de Enquadramento. Indicações adicionais foram fornecidas por medições do espectrômetro infravermelho VIR a bordo da Dawn.

A Cratera Occator, localizada no hemisfério norte de Ceres, mede 92 km em diâmetro. No seu centro pode se encontrado um poço com um diâmetro de aproximadamente 11 km. Em várias partes da sua orla, montanhas irregulares e encostas íngremes sobem até 750 metros de altura. Dentro do poço formou-se uma cúpula brilhante. Tem um diâmetro de 3 km, 400 metros de altura e mostra fraturas proeminentes.

"Esta cúpula contém o material mais brilhante de Ceres," comenta Thomas Platz do MPS. Os cientistas chamam a este material brilhante no poço central de Cerealia Facula. Os dados do VIR mostram que é rico em certos sais chamados carbonatos. Dado que impactos posteriores, nesta área, não expuseram qualquer outro material das profundezas, esta cúpula possivelmente consiste inteiramente de material brilhante. As manchas brilhantes (Vinalia Faculae), localizadas mais para o exterior da cratera, são mais pálidas, formam uma camada mais fina e são uma mistura de carbonatos e material escuro circundante.

Nathues e a sua equipe interpretam este poço central, com o seu cume rochoso e irregular, como um remanescente de uma antiga montanha central. Formou-se como resultado do impacto que criou a Cratera Occator há cerca de 34 milhões de anos atrás e colapsou mais tarde. A cúpula de material brilhante é muito mais jovem: tem apenas mais ou menos 4 milhões de anos. A chave para determinar estas idades foi a contagem e medição precisa de crateras menores rasgadas por impactos posteriores. A suposição básica deste método é que as superfícies que mostram muitas crateras são mais antigas do que aquelas menos "perfuradas". Dado que até muitas crateras pequenas são visíveis em imagens de alta resolução, o novo estudo detém a datação mais precisa até agora.

"A idade e aspeto do material que rodeia a cúpula brilhante indica que Cerealia Facula foi formada por um processo eruptivo recorrente, que também expeliu material para regiões mais externas do poço central," comenta Nathues. "Um único evento eruptivo é bastante improvável," acrescenta.

Um olhar sobre o sistema de Júpiter suporta esta teoria. As luas Calisto e Ganimedes mostram cúpulas semelhantes. Os pesquisadores interpretam-nas como depósitos vulcânicos e, portanto, como sinais de criovulcanismo.

Os cientistas assumem que um processo similar está ativo em Ceres. "O grande impacto que rasgou a gigante Cratera Occator, à superfície do planeta anão, deve ter originalmente começado tudo e desencadeado a atividade criovulcânica posterior," salienta Nathues. Após a perturbação do impacto, suspeita-se que ou uma camada completa ou remendos espalhados sob o manto rochoso, foi capaz de se aproximar da superfície. A pressão mais baixa permitiu com que a água e os gases dissolvidos, como o metano e dióxido de carbono, escapassem, formando um sistema de aberturas. À superfície apareceram fraturas através das quais a solução saturada surgiu das profundezas. Os sais depositados formaram gradualmente a presente cúpula.

A última destas erupções, há quatro milhões de anos atrás, deve ter criado a superfície atual da cúpula. Não se sabe se a atividade criovulânica cessou completamente ou se ainda está em curso num nível mais baixo. As imagens da cratera, que mostram neblina quando fotografada em certos ângulos, parecem suportar a última hipótese. No final de 2015, os pesquisadores do MPS explicaram este fenômeno com a sublimação da água.

As pesquisas mais recentes apoiam esta interpretação. Os cientistas avaliaram várias imagens da Cratera Occator, de uma fase inicial da missão, obtidas a uma distância de 14.000 quilômetros e de ângulos baixos. Mostram, claramente, variações de brilho seguindo um ritmo diurno. "A natureza da luz dispersa no solo de Occator difere fundamentalmente daquela em outras partes da superfície de Ceres," descreve o pesquisador Singh Thangjam. "A explicação mais provável é que, perto do chão da cratera, é formada uma neblina ótica semitransparente e fina". Os pesquisadores pensam que a neblina é possivelmente formada pela sublimação de água que emerge a partir de fraturas no chão da cratera quando exposta à luz solar.

Fonte: Max Planck Institute for Solar System Research

Habitação de uma estrela hipergigante

A luz viaja através do espaço em pouco menos de 300.000 quilômetros por segundo!

© Hubble (Westerlund 1)

Esta velocidade assombrosa é usada para calcular distâncias astronômicas; embora, muitas vezes mal interpretada como uma unidade de tempo, um ano-luz é na verdade uma unidade de distância astronômica, e é definida como a distância que a luz viaja em um ano. Para referência, isto é em torno de nove trilhões de quilômetros... mas é um pouco complicado de visualizar!

Com isso em mente, 15.000 anos-luz pode soar como uma distância realmente enorme, mas em comparação com a vastidão do cosmos, é realmente muito próximo. Na verdade, um objeto situado a nesta distância nem sequer estaria fora de nossa galáxia doméstica, a Via Láctea. Isto é aproximadamente a distância entre nós e um jovem superaglomerado de estrelas conhecido como Westerlund 1, lar de uma das maiores estrelas já descobertas.

As estrelas são classificadas de acordo com seu tipo espectral, temperatura da superfície e luminosidade. Ao estudar e classificar as estrelas constituintes do grupo, os astrônomos descobriram que Westerlund 1 é o lar de uma das estrelas maiores já encontradas, denominada Westerlund 1-26. É uma supergigante vermelha (embora às vezes classificada como uma hipergigante) com um raio 1.500 vezes maior que a do nosso Sol. Se Westerlund 1-26 fosse colocada onde nosso Sol está em nosso Sistema Solar, ela se estenderia além da órbita de Júpiter!

A maioria das estrelas de Westerlund 1 foram formadas na mesma explosão, o que significa que elas têm idades e composições semelhantes. O aglomerado é relativamente jovem em termos astronômicos, em torno de três milhões de anos é um muito jovem comparado ao Sol, que tem cerca de 4,6 bilhões de anos.

Fonte: ESA

Uma espiral celeste diferente

Embora esta imagem pareça ser o padrão de uma concha na praia, a espiral intrigante que aqui vemos é na realidade um fenômeno astronômico da natureza.

© ALMA (LL Pegasi)

O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) obteve esta imagem de um sistema estelar binário, onde duas estrelas, a LL Pegasi e a sua companheira, estão presas numa valsa estelar, orbitando em torno do centro de gravidade comum. A velha estrela LL Pegasi, também conhecida como AFGL 3068, perde material gasoso de forma contínua, à medida que se transforma numa nebulosa planetária, sendo a forma em espiral bem marcada que observamos criada pelas duas estrelas que orbitam neste gás.

A espiral tem uma dimensão de vários anos-luz e enrola-se com uma regularidade extraordinária. Baseados na taxa de expansão do gás em espiral, com velocidade de cerca de 50.000 km/h, os astrônomos estimam que uma nova “camada” aparece a cada 800 anos, aproximadamente o mesmo tempo que as estrelas demoram para completar uma órbita em torno uma da outra.

A LL Pegasi foi bem observada pela primeira vez há cerca de 10 anos, quando o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA obteve uma imagem da sua estrutura em espiral quase perfeita. Foi a primeira vez que se descobriu uma estrutura espiral rodeando uma estrela velha.

© Hubble (IRAS 23166+1655)

A imagem acima mostra a formação da nebulosa pré-planetária, conhecida como IRAS 23166+1655, em torno da estrela LL Pegasi na constelação de Pegasus.

Agora, observações do ALMA, das quais esta imagem mostra apenas um “corte”, deram-nos uma dimensão extra ao revelar a geometria 3D perfeitamente ordenada da estrutura em espiral.

A criação e modelagem de nebulosas planetárias é uma excitante área de evolução estelar. Estrelas com massas de cerca de metade até oito vezes a do Sol não explodem como supernovas nos fins de suas vidas; em vez disso, suas camadas externas de gás são lançadas para o espaço, criando estruturas impressionantes e intrincadas que aos observadores na Terra parecem como pinturas dramáticas de aquarela.

Fonte: ESO

Encontrada evidência da formação de planeta rochoso em estrela binária

Astrônomos encontraram evidências partes de asteroides orbitando um par de estrelas; um novo sinal promissor de que mundos rochosos com sóis gêmeos são possíveis, como o mundo fictício Tatooine de Lucas Skywalker.

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

Esta descoberta também sugere que os planetas rochosos podem sobreviver às mortes de suas estrelas.

Embora a Terra orbite uma única estrela, quase metade das estrelas parecidas com o Sol estão em sistemas binários, que são formados por um par de estrelas orbitando umas às outras. Na verdade, existem muitos sistemas de três estrelas, e até mesmo alguns que são o lar de até sete estrelas.

Os mundos que orbitam estrelas binárias, como Tatooine de "Star Wars", são conhecidos como planetas circumbinários. Em 2011, pesquisadores descobriram o primeiro mundo alienígena real em torno de duas estrelas, o Kepler-16b: um gigante gasoso orbitando a estrela Kepler-16 a cerca de 200 anos-luz da Terra.

Até agora, todos os planetas circumbinários conhecidos são gigantes gasosos, similares a Júpiter. Os cientistas têm debatido se os planetas circumbinários rochosos como Tatooine são possíveis.

Construir planetas rochosos em torno de dois sóis é um desafio, porque a gravidade de ambas as estrelas pode interferir tremendamente, impedindo a aglutinação de pedaços de rocha e poeira.

Os pesquisadores descobriram restos de asteroides orbitando um sistema binário, o que sugere que planetas rochosos podem existir nesta região. Além disso, estes achados sugerem que sistemas planetários circumbinários com mundos rochosos podem até sobreviver à morte de uma das estrelas.

Os astrônomos examinaram um sistema chamado SDSS 1557 localizado a cerca de 1.000 anos-luz da Terra. Eles inicialmente pensaram que continha apenas uma anã branca, que é o resíduo de uma estrela. O Sol e mais de 90% de todas as estrelas na Via Láctea vão acabar como anãs brancas, que têm massas de 40 a 90 % do Sol, mas com diâmetro próximo da Terra.

Usando o telescópio Gemini Observatory South e o Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), ambos localizados no Chile, os pesquisadores analisaram o espectro de luz do sistema SDSS 1557. O comprimento de onda da luz vista de uma estrela pode produzir informações sobre sua química e arredores.

Os pesquisadores detectaram uma luz infravermelha excessiva, sugerindo que o sistema SDSS 1557 possuía um disco de detritos planetários carregados de silício e magnésio a cerca de 1,3 milhão de quilômetros da anã branca. Além disso, eles calcularam que cerca de 110 bilhões de toneladas de poeira têm chovido sobre a anã branca desde a sua descoberta em 2010, igual aos restos de um pedaço de pedra do tamanho de um asteroide, ou planetesimal, pelo menos com 4 km de diâmetro.

"Recentemente, nota-se um planetesimal rochoso que aproximou-se muito da anã branca, sendo despedaçado por sua enorme gravidade, formando um anel de detritos.

Mas então, Steven Parsons, da Universidade de Sheffield, na Inglaterra, notou que a anã branca estava cambaleando regularmente para frente e para trás. Isso imediatamente implicou que não havia apenas uma única anã branca, mas uma anã branca com uma estrela companheira.

A anã branca moveu-se em velocidades de aproximadamente 144.000 km/h. A força da atração gravitacional causando esta oscilação era demais para o companheiro ser um planeta, mas muito pouco para ser uma estrela apropriada.

Em vez disso, os pesquisadores sugerem que o companheiro da anã branca é uma anã marrom com massa igual a cerca de 65 Júpiteres. As anãs marrons estão a meio caminho entre as estrelas e os gigantescos planetas gasosos. Elas são muito pequenas para iniciar a queima de hidrogênio, o processo que alimenta o Sol e a maioria das outras estrelas, mas elas conseguem queimar o deutério, um isótopo do hidrogênio, e assim diferem dos planetas que não produzem energia por si próprios.

No Sistema Solar, o cinturão de asteroides mantém blocos de construção resultantes da formação da Terra e dos outros planetas rochosos. Com a descoberta de detritos de asteroides no sistema SDSS 1557, observa-se assinaturas claras da montagem de planetas rochosos através de grandes asteroides que se formaram, possibilitando entender como os exoplanetas rochosos são feitos em sistemas de estrelas duplas.

Os pesquisadores sugerem que este sistema binário teve um passado turbulento. Eles calcularam que os dois membros do sistema binário estavam significativamente mais distantes uns dos outros do que estão hoje. No entanto, quando a progenitora da anã branca terminou de queimar seu combustível de hidrogênio, ela inchou para se tornar uma estrela gigante vermelha, engolfando a anã marrom e atraindo-a mais perto dela por causa do atrito em seu envelope de gás.

Agora, os dois membros do sistema binário estão a cerca de 482.000 km de distância, ou seja, um pouco maior do que a distância entre a Terra e a Lua, que é 384.400 km.

Embora, esta nova descoberta sugere que os planetas rochosos estão se formando ou se formaram em torno do sistema SDSS 1557, detectar planetas que provavelmente orbitam este binário vai ser muito difícil. Um método comum usado para encontrar planetas, a influência sobre a estrela por atração gravitacional de um planeta, não é realmente possível aqui porque a anã branca é muito fraca. O outro método de trânsito, à procura de escurecimento periódico quando um planeta cruza a estrela, pode funcionar, mas somente se a órbita de tal planeta estiver finamente alinhada com nossa linha de visão em direção ao sistema, o que é improvável.

Os pesquisadores planejam usar o telescópio espacial Hubble para analisar a luz ultravioleta da anã branca, a partir do qual poderão medir com muita precisão a composição química do planetesimal que sofreu ruptura. Isso propiciará a análise da semelhança aos asteroides do Sistema Solar, talvez se tivesse alguma água deixada, ou uma composição química mais exótica. E com o advento do telescópio espacial James Webb, será possível estudar a composição e tamanho dos grãos de poeira.

Fonte: Nature Astronomy

A origem dos ventos ultrarrápidos dos buracos negros

Os telescópios espaciais da ESA e da NASA fizeram a observação mais detalhada de um vento ultrarrápido que flui da vizinhança de um buraco negro, a quase um-quarto da velocidade da luz.

© ESA (ilustração de um buraco negro emitindo raios X e ventos ultrarrápidos)

A imagem mostra um buraco negro supermassivo com emissão raios X emanando da sua região interna (rosa) e ventos ultrarrápidos oriundos do disco ao redor (púrpura).

A saída de gás é uma característica comum dos buracos negros supermassivos que residem no centro de grandes galáxias. Milhões a bilhões de vezes mais massivos do que o Sol, estes buracos negros alimentam-se do gás circundante que gira em torno deles. Os telescópios espaciais veem isso como emissões brilhantes, incluindo raios X, da parte mais interna do disco ao redor do buraco negro.

Ocasionalmente, os buracos negros se abastecem demais e expelem um vento ultrarrápido. Estes ventos são uma característica de estudo importante, porque poderiam ter uma forte influência na regulação do crescimento da galáxia hospedeira, removendo o gás circundante e, portanto, suprimindo o nascimento de estrelas.

Usando os telescópios XMM-Newton da ESA e o NuStar da NASA, os cientistas fizeram a observação mais detalhada, até hoje, de tal efusão, vinda de uma galáxia ativa identificada como IRAS 13224-3809. Os ventos registados a partir do buraco negro atingem 71.000 km/s, ou seja, 0,24 vezes a velocidade da luz, colocando-os no topo 5% dos ventos de buracos negros mais rápidos conhecidos.

O XMM-Newton concentrou-se no buraco negro durante 17 dias seguidos, revelando a natureza extremamente variável dos ventos.

"Temos muitas vezes apenas uma observação de um determinado objeto; depois, vários meses ou mesmo anos mais tarde, observamo-lo novamente e vemos se houve uma mudança", diz Michael Parker do Instituto de Astronomia de Cambridge, Reino Unido.

"Graças a esta longa campanha de observação, observamos, pela primeira vez, mudanças nos ventos numa escala de tempo de menos de uma hora."

As mudanças foram observadas no aumento da temperatura dos ventos, uma assinatura da sua resposta a uma maior emissão de raios X do disco adjacente ao buraco negro.

Além disso, as observações também revelaram mudanças nas impressões digitais químicas do gás expelido: à medida que a emissão de raios X aumentou, removeu elétrons dos seus átomos no vento, apagando as assinaturas de vento observadas nos dados.

"As impressões químicas do vento mudaram com a força dos raios X em menos de uma hora, centenas de vezes mais rápido do que alguma vez observado", diz Andrew Fabian, também do Instituto de Astronomia e pesquisador principal do projeto.

"Isso permite-nos vincular a emissão de raios X, que surge do material arremessado no buraco negro, para a variabilidade do vento de saída mais distante. "

"Encontrar esta variabilidade, e evidências para esta conexão, é um passo fundamental para entender como os ventos de buracos negros são lançados e acelerados, o que por sua vez é uma parte essencial da compreensão da sua capacidade de abrandar a formação de estrelas na galáxia de acolhimento”, acrescenta Norbert Schartel, cientista do projeto XMM-Newton da ESA.

Um artigo publicado que descreve o novo resultado foi publicado na Nature.

Fonte: ESA

Descoberto o elo perdido na formação planetária

Os planetas possivelmente se formam nos discos de gás e poeira encontrados ao redor de estrelas jovens.

© Jean-François Gonzalez (disco protoplanetário)

A imagem acima mostra um disco protoplanetário visível como um brilhante anel de poeira. O gás tem tons de azul e a poeira de vermelho.

Mas ainda não há uma teoria completa da sua origem que explica como é que a poeira inicial se desenvolve em sistemas planetários. Uma equipe francesa, britânica e australiana pensa que tem agora a resposta. As suas simulações mostram a formação de "armadilhas de poeira" onde fragmentos do tamanho de seixos se reúnem e aglomeram, para dar origem aos blocos de construção dos planetas.

O nosso Sistema Solar (e outros sistemas planetários) começou com discos de gás e grãos de poeira em torno de uma estrela jovem. Os processos que convertem estes grãos minúsculos, cada com micr\õmetros de diâmetro, em agregados com alguns centímetros, e o mecanismo para fabricar núcleos planetários a partir de "planetesimais" de tamanho quilométrico, são bem compreendidos.

O estágio intermediário, que aglutina em seixos e os aglomera em objetos com o tamanho de asteroides, é menos claro, mas, com mais de 3.500 planetas já descobertos ao redor de outras estrelas, todo o processo parece ser omnipresente.

O Dr. Jean-François Gonzalez, do Centre de Recherche Astrophysique, na França, liderou o novo trabalho. Ele comenta: "Até agora, temos lutado para explicar como é que seixos se juntam para formar planetas e, mesmo assim, já descobrimos grandes números de planetas em órbita de outras estrelas. Isso levou-nos a pensar sobre como resolver este mistério."

Existem duas barreiras principais que precisam ser superadas para que os seixos se tornem em planetesimais. Em primeiro lugar, o arrasto do gás sobre as partículas de poeira num disco faz com que se desloquem rapidamente em direção à estrela central, onde são destruídos, não deixando nenhum material para formar planetas. O segundo desafio é que os grãos em crescimento podem ser quebrados por colisões a alta velocidade, fragmentando-os num grande número de pedaços menores e invertendo o processo de agregação.

Os únicos locais, nos discos de formação planetária, onde estes problemas podem ser superados são chamados de "armadilhas de poeira". Nestas regiões de alta pressão, o movimento de deriva diminui, permitindo com que os grãos de poeira se acumulem. Com a sua velocidade reduzida, os grãos também podem evitar a fragmentação quando colidem.

Até agora, os astrônomos pensavam que as armadilhas de poeira só podiam existir em ambientes muito específicos, mas as simulações de computador indicam que são muito comuns. O seu modelo presta especial atenção à forma como a poeira num disco arrasta o componente gasoso. Na maioria das simulações astronômicas, o gás faz com que a poeira se mova, mas às vezes, nas configurações mais densas, a poeira atua mais fortemente sobre o gás.

Este efeito, conhecido como retro-reação aerodinâmica de arrasto, é geralmente negligenciável e tem sido, até agora, ignorado nos estudos de grãos em crescimento e fragmentação. Mas os seus efeitos tornam-se importantes em ambientes ricos em poeira, como aqueles encontrados onde os planetas se formam.

O efeito de retro-reação retarda o desvio interno dos grãos, o que lhes dá tempo para crescer em tamanho. Os grãos suficientemente grandes tornam-se livres da influência do gás, diminuindo a alteração dos seus movimentos. O gás, sob a influência desta reação inversa, é empurrado para fora e forma uma região de alta pressão: a armadilha de poeira. Estas armadilhas espontâneas concentram então os grãos oriundos das regiões mais externas do disco, criando um anel muito denso de sólidos e dando uma ajuda à formação dos planetas.

Observatórios como o ALMA, no Chile, já vêm anéis brilhantes e escuros em sistemas de formação planetária que se pensa serem armadilhas de poeira. Gonzalez e a sua equipe, e outros grupos de pesquisa espalhados pelo mundo, planejam agora estender o modelo de armadilha até ao processo de formação dos planetesimais.

Esta é uma solução simples e robusta para um problema de longa data na formação planetária.

Os seus resultados foram publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Swinburne University of Technology

Uma galáxia de perfil

A barra colorida de estrelas, gás e poeira que vemos nesta imagem é a galáxia espiral NGC 1055.

© ESO/VLT (NGC 1055)

Esta galáxia espiral é considerada uma galáxia 15% maior em diâmetro que a Via Láctea.

A NGC 1055 parece não ter os braços rodopiantes característicos de uma galáxia em espiral, mas isso deve-se meramente ao fato dela ser observada de perfil. No entanto, podemos ver estranhas estruturas distorcidas, muito provavelmente causadas pela interação com uma galáxia vizinha grande.

As galáxias em espiral que observamos no Universo podem estar orientadas de todas as maneiras relativamente à Terra. Vemos algumas de cima ou “de face”, um bom exemplo disso é a galáxia em forma de redemoinho NGC 1232. Este tipo de orientações revela os braços em espiral das galáxias e o núcleo brilhante em grande detalhe, mas torna difícil termos uma noção tridimensional destes objetos.

Vemos outras galáxias, como a NGC 3521, com determinados ângulos. Estes objetos inclinados revelam a sua estrutura tridimensional nos braços em espiral, no entanto para percebermos bem a forma global de uma galáxia em espiral temos que a observar de perfil ,como é o caso da NGC 1055 que aqui apresentamos.

Quando observamos estas galáxias de perfil, podemos ter uma visão geral de como é que as estrelas, tanto zonas de estrelas recém-formadas como populações mais velhas, se distribuem pela galáxia e torna-se mais fácil medir a “altura“ do disco relativamente plano e o núcleo repleto de estrelas. A matéria estende-se para além do enorme brilho do plano galáctico, sendo facilmente observável contra o fundo escuro do cosmos.

Tal perspectiva permite aos astrônomos estudar a forma geral do disco extenso da galáxia, assim como as suas propriedades. Um exemplo disso é a distorção, algo que observamos na NGC 1055. Esta galáxia apresenta regiões torcidas e desordenadas no seu disco, provavelmente causadas por interações com a galáxia próxima Messier 77 (M77). A M77, também chamada NGC 1068, possui uma região central muito brilhante alimentada por um buraco negro supermassivo. É um dos exemplos mais próximos de uma classe de objetos denominados galáxias ativas. Podemos ver esta distorção na imagem: o disco da NGC 1055 está ligeiramente torcido e parece ondular ao longo do núcleo.

A NGC 1055 situa-se a aproximadamente a 55 milhões de anos-luz de distância na constelação da Baleia. Esta imagem foi obtida com o instrumento FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2) montado no telescópio principal 1 (Antu) do VLT, instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile. Foi obtida no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, que visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica.

Fonte: ESO

Uma nova definição para planeta é proposta

Em 2006, durante sua 26ª Assembleia Geral, a União Astronômica Internacional (UAI) adotou uma definição formal para o termo “planeta”.

 

  © Emily Lakdawalla (montagem de objetos no Sistemas Solar com menos de 10.000 km de diâmetro)

Esta decisão foi tomada na esperança de dissipar a ambiguidade sobre quais os corpos que deveriam ser designados “planetas”, uma questão que atormentava os astrônomos desde que foram descobertos objetos de maior porte além da órbita de Netuno comparáveis em tamanho e massa com Plutão.

Consequentemente, diferentemente do previsto pela UAI, a definição adotada acabou resultando em um certo grau de controvérsia na comunidade astronômica e foi alvo de debates entre o público em geral. Por esta razão, uma equipe de cientistas planetários, o qual inclui o famoso “defensor de Plutão” Alan Stern, se juntou para propor um novo significado para o termo “planeta”. Com base na sua definição geofísica, o termo “planeta” passaria a ser aplicado a mais de 100 corpos no Sistema Solar, incluindo a nossa própria Lua.

A controversa definição em vigor da UAI (5ª Resolução) estabelece que um “planeta” é definido com base nos seguintes critérios:

1 – Um “planeta” é um corpo celestial que:

• orbita o Sol;
• possui massa suficiente para que a sua própria gravidade supere as forças de corpo rígido, de modo que assume uma forma de equilíbrio hidrostático (quase redondo), e;
• que tenha “limpado” sua vizinhança orbital.

2 – Um “planeta anão” é um corpo celeste que:

• orbita o Sol;
• possui massa suficiente para que a sua própria gravidade supere as forças de corpo rígido, de modo que assume uma forma de equilíbrio hidrostático (quase redondo);
• que não tenha “limpado” a sua vizinhança orbital, e;
• não é um satélite natural.

3 – Todos os demais objetos, exceto os satélites naturais, em órbita do Sol, serão referidos coletivamente como “Corpos Pequenos do Sistema Solar”.

Por causa destes critérios, Plutão deixou de ser considerado um “planeta” e foi reclassificado para a categoria 2, como um “planeta anão”, plutoide, plutino, Objeto Transnetuniano ou Objeto Cinturão de Kuiper. Além disso, corpos redondos como Ceres e alguns objetos transnetunianos recém-descobertos como Éris, Haumea, Makemake e similares, também foram designados “planetas anões”. Naturalmente, esta definição não foi bem aceita por alguns cientistas, entre eles um grupo de geólogos planetários.

Agora, uma equipe liderada por Kirby Runyon, estudante de doutorado do Departamento de Ciências Terrestres e Planetárias da Universidade Johns Hopkins, que inclui cientistas do SwRI (Southwest Research Institute) em Boulder, Colorado, EUA; do NOAO (National Optical Astronomy Observatory) em Tucson, Arizona, EUA; do Observatório Lowell em Flagstaff, Arizona, EUA; e do Departamento de Física e Astronomia da Universidade George Mason, propõe mudanças nos critérios da UAI.

O seu estudo, intitulado “A Geophysical Planet Definition“, foi recentemente publicado e aborda o que a equipe vê como “uma necessidade de uma nova definição que leve em conta as propriedades geofísicas de um planeta”. Em outras palavras, eles julgam que um “planeta” deve ser assim designado somente baseando-se em suas propriedades intrínsecas, em vez de tomar em consideração suas propriedades orbitais ou extrínsecas.

“Um planeta é um corpo de massa subestelar que jamais tenha sofrido a fusão nuclear e que cuja gravidade é suficiente para assumir uma forma esferoidal adequadamente descrita por uma elipsoide triaxial, independentemente dos seus parâmetros orbitais,” sugeriram Runyon e equipe.

Esta definição é uma tentativa de estabelecer algo que é útil para todos os envolvidos no estudo da ciência planetária, que sempre incluiu geólogos.

“A definição da UAI pode ser útil para os astrônomos planetários preocupados com as propriedades orbitais dos corpos do Sistema Solar e pode capturar a essência do que um ‘planeta’ é para eles. Mas, a definição não é útil para os geólogos planetários. Eu estudo paisagens e como as paisagens evoluem. Também me aborreceu que a UAI tomasse para si a decisão de algo que os geólogos também usam. Tendo em vista o modo como o nosso cérebro evoluiu, nós fazemos o Universo ter sentido através da classificação das coisas. A Natureza existe em um continuum, não em caixas discretas. No entanto nós, como seres humanos, precisamos de classificar coisas a fim de trazer ordem ao caos. Ter uma definição da palavra ‘planeta’, que expressa o que pensamos que um planeta deve ser é concordante com o nosso desejo de levar a ordem ao caos e de entender o Universo,” afirmou Runyon.

A nova definição proposta também é uma tentativa de solucionar muitos dos aspectos mais controversos e restritivos da definição adotada pela UAI. Por exemplo, a nova definição levantada por Runyon e sua equipe aborda a questão de orbitar ou não o Sol, o que se aplica aos objetos encontrados em torno de outras estrelas (os exoplanetas). As regras da UAI não tratam deste aspecto. Além disso, de acordo com a definição, estão inclusos os planetas “fugitivos” ou “flutuantes”, aqueles que foram expulsos dos seus sistemas estelares. Estes corpos livres, sem estrela hospedeira, não seriam conforme a definição da UAI tecnicamente classificados de “planetas”.

Para complicar ainda mais, há a questão problemática estabelecida pela regra: a “limpeza da vizinhança orbital”. Como tem sido enfatizado por muitos que rejeitam a definição da UAI, planetas como a Terra não satisfazem a qualificação, uma vez que pequenos novos corpos estão sendo constantemente injetados em órbitas que atravessam o nosso planeta, como por exemplo: os NEOs (Near-Earth Objects). Além disso, a nova definição proposta procura resolver esta regra, considerada indiscutivelmente um dos aspetos mais lamentáveis da resolução de 2006 da UAI.

“A maior motivação, para mim, é: cada vez que falo sobre isto ao público em geral, as pessoas comentam logo que ‘Plutão já não é um planeta’. O interesse das pessoas em um corpo parece ligado com a presença ou ausência do rótulo ‘planeta’. Eu quero deixar bem claro na mente do público o que realmente é um planeta. A definição da UAI não se ajusta à minha intuição e acho que também não se ajusta à intuição das outras pessoas,” declarou Runyon.

O estudo foi preparado para a 49ª Conferência de Ciência Planetária e Lunar. Esta conferência anual, que acontecerá nos dias 20 a 24 de março de 2017 em Houston, Texas, envolverá especialistas de todos os cantos do mundo que se reúnem para partilhar as mais recentes descobertas da ciência planetária. Agora, na 49ª Conferência, Ruynon e colegas esperam apresentar os últimos resultados como parte do Evento de Educação e Envolvimento Público.

Ruynon espera que, através da apresentação de um pôster de tamanho gigante, como um ferramental educacional, eles poderão mostrar como esta nova definição irá facilitar o estudo dos corpos do Sistema Solar de uma maneira mais inclusiva e intuitiva.

“Escolhemos publicá-lo nesta secção da conferência dedicada à educação. Especificamente, quero influenciar os professores escolares sobre a definição que podem ensinar aos alunos. Esta não é a primeira vez que alguém propõe uma definição que não a proposta pela UAI. Mas poucos falam sobre educação. Falam entre os pares e pouco progresso acontece. Quero divulgar o estudo em uma secção que alcance os professores,” destacou Runyon.

Naturalmente, há aqueles que podem levantar dúvidas sobre como esta definição poderia levar a considerarmos planetas em demasia. Se a propriedade intrínseca do equilíbrio hidrostático é o único qualificador real, então corpos grandes como Ganimedes, Titã, Europa e até a Lua também seriam considerados “planetas”. Dado que esta definição resultaria em um Sistema Solar com cerca de 110 “planetas”, temos que nos perguntar se talvez seja demasiado inclusivo. No entanto, Runyon não está preocupado com estes números. Desde a publicação do artigo, Runyon tem sido indagado se pretende apresentar esta proposta à UAI para sanção oficial. Runyon disse: Não!

“Isto porque partimos do princípio que a UAI é que detém o poder para dizer qual é a definição. Nós, no campo da ciência planetária, não precisamos da definição da UAI. A definição de palavras baseia-se, em parte, na forma como são utilizadas. Se a definição geofísica é a definição que as pessoas usam e que os professores ensinam, então esta irá tornar-se, de fato, a definição usual, apesar dos votos da UAI em Praga,” respondeu Runyon.

Independentemente da opinião das pessoas sobre a definição de “planeta” pela UAI (ou a proposta por Runyon e colegas), é claro que o debate está longe do fim. Antes de 2006, não havia definição exata do termo planeta. Além disso, constantemente são descobertos novos corpos astronômicos que desafiam as nossas noções do que constitui um planeta. No final, é o processo de descoberta que conduz os esquemas de classificação e não o contrário.

Na minha opinião a proposta corrige o problema da órbita, porém não deveria considerar os satélites naturais, ou seja, a Lua não seria admitida como planeta, e reduziria o número na classificação de novos planetas.

Fonte: Universe Today

Cristais no núcleo da Terra geram seu campo magnético

Se um planeta tem ou não um campo magnético pode determinar se é ou não habitável.

© Roen Kelly (ilustração do núcleo da Terra e o seu campo magnético)

Considerando que a Terra tem uma magnetosfera forte que protege a vida da radiação prejudicial e impede o vento solar de retirar a sua atmosfera. O planeta Marte não possui magnetosfera, por isso passou de ser um mundo com uma atmosfera mais espessa e água líquida em sua superfície para ser hoje um lugar frio e árido.

Por esta razão, os cientistas têm procurado há muito tempo compreender o que influencia o campo magnético da Terra. Até agora, o consenso foi devido ao efeito de dínamo criado pelo núcleo líquido externo da Terra girando na direção oposta à rotação da Terra. No entanto, uma nova pesquisa sugere que ela pode realmente ser devido à presença de cristalização no núcleo da Terra.

A pesquisa foi conduzida por cientistas do Instituto de Ciências da Terra-Vida (ELSI) em Tokyo Tech. Segundo este estudo, a energia que conduz o campo magnético da Terra pode ter mais a ver com a composição química do núcleo da Terra.

A taxa em que o núcleo da Terra resfria no tempo geológico tem sido objeto de debate há algum tempo. Em um estudo de 2013, estudos indicaram como o núcleo da Terra pode ter resfriado mais significativamente do que se pensava anteriormente.

O Dr. Kei Hirose, diretor do ELSI, e sua equipe concluíram que, desde a formação da Terra, a 4,5 bilhões de anos atrás, o núcleo pode ter esfriado em até 1.000 °C. Estas descobertas foram bastante surpreendentes para a comunidade científica, levando ao "Novo Paradoxo do Calor do  Núcleo". Consequentemente, esta taxa de resfriamento do núcleo significaria que alguma outra fonte de energia seria necessária para sustentar o campo geomagnético da Terra.

"O núcleo é principalmente constituído de ferro e níquel, mas também contém cerca de 10% de ligas leves, como silício, oxigênio, enxofre, carbono, hidrogênio e outros compostos. Pensamos que muitas ligas estão simultaneamente presentes, mas não sabemos a proporção de cada elemento," disse o Dr. Kei Hirose.

Para resolver isso, Hirose e seus colegas da ELSI realizaram uma série de experimentos onde várias ligas foram submetidas a condições de calor e pressão semelhantes às do interior da Terra. Isto consistiu em usar uma bigorna de diamante para espremer amostras de poeira de liga para simular condições de alta pressão e, em seguida, aquecê-los com um feixe de laser até que atingiram temperaturas extremas.

No passado, as pesquisas sobre ligas de ferro no núcleo concentraram-se predominantemente em ligas de ferro-silício ou óxido de ferro em altas pressões. Mas, por causa de suas experiências, Hirose e seus colegas decidiram se concentrar na combinação de silício e oxigênio, que se acredita existir no núcleo externo, e examinar os resultados com um microscópio eletrônico.

O que os pesquisadores descobriram foi que sob condições de extrema pressão e calor, amostras de silício e oxigênio se combinaram para formar cristais de dióxido de silício (SiO₂), que eram semelhantes em composição ao quartzo mineral encontrado na crosta terrestre.

Logo, o estudo mostrou que a cristalização de dióxido de silício no núcleo externo teria liberado flutuabilidade suficiente para realizar a convecção do núcleo e o efeito de dínamo.

"Este resultado provou ser importante para a compreensão da energia e da evolução do núcleo. Estávamos empolgados porque nossos cálculos mostraram que a cristalização de cristais de dióxido de silício do núcleo poderia fornecer uma imensa fonte de energia nova para alimentar o campo magnético da Terra," explicou John Hernlund, também membro da ELSI.

Este estudo não só fornece evidências para ajudar a resolver o chamado "Novo Paradoxo do Calor do  Núcleo", ele também pode ajudar a avançar a nossa compreensão de que condições eram durante a formação da Terra e do Sistema Solar precoce. Basicamente, se o silício e o oxigênio formam cristal de dióxido de silício no núcleo externo ao longo do tempo, então mais cedo ou mais tarde, o processo irá parar quando o núcleo ficar sem estes elementos.

Quando isso acontece, podemos esperar que o campo magnético da Terra decline, o que terá implicações drásticas para a vida na Terra. Também ajuda a colocar limitações sobre as concentrações de silício e oxigênio que estavam presentes no núcleo quando a Terra se formou, o que poderia auxiliar nas teorias sobre a formação do Sistema Solar.

Além disso, esta pesquisa pode ajudar os geofísicos a determinar como e quando outros planetas (como Marte, Vênus e Mercúrio) ainda tinham campos magnéticos. Poderia até ajudar os pesquisadores de exoplanetas a determinar quais possuem magnetosferas, permitindo descobrir quais deles poderiam ser habitáveis.

Fonte: Nature