Nova emissão misteriosa de ondas de rádio

A fonte de explosões rápidas de rádio (FRBs), emissões de ondas de rádio que transmitem em poucos milissegundos a energia que o Sol irradia em um dia, permanece uma questão em aberto na astronomia.

© Gemini Observatory (FRB 180916)

Embora os astrônomos tenham visto mais de 100 FRBs, a maioria é tão breve que é difícil de localizar no céu.

Agora, Benito Marcote (JIVE, Holanda) anunciou recentemente que ele e seus colegas identificaram a localização precisa de uma quinta emissão de ondas de rádio. O resultado fornece informações sobre o meio ambiente em torno dessas fontes ainda misteriosas.

O telescópio Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (CHIME) do Canadá descobriu originalmente o flash de rádio, conhecido como FRB 180916.J0158+65. Então, como a fonte continuou emitido onda de rádio, oito antenas de rádio que fazem parte da Rede Européia VLBI captaram a fonte na periferia de uma galáxia espiral. Os astrônomos usaram o telescópio Gemini North, de 8 metros, em Mauna Kea, no Havaí, para criar imagens da região, descobrindo que o flash de rádio produzido tinha um berçário de estrelas recém-nascidas como companhia.

O ambiente em torno desse emissor é uma região que está formando novas estrelas. Isso contrasta com a localização de emissões únicas de FRB, todos os quais foram localizados em galáxias massivas distantes com baixas taxas de formação de estrelas.

Esta última adição aos FRBs com locais conhecidos sugere que os dois tipos (repetitivo e não repetitivo) têm origens diferentes. Mas os astrônomos ainda estão longe de entender quais são essas origens.

Esta descoberta fazia parte do primeiro catálogo de oito repetidores do telescópio CHIME descoberto em 2018, publicada no periódico Astrophysical Journal Letters. Enquanto isso, a colaboração do CHIME anunciou em 10 de janeiro que eles descobriram nove repetidores adicionais em observações de 2019. Mais surpreendente, no entanto, é uma nota de rodapé neste último estudo, que observa que 700 detecções de FRBs ainda estão sendo analisadas e serão publicadas em um catálogo a ser publicado.

Desde que foram descobertos, o número de FRBs conhecidas ficou para trás da multidão de teorias sobre o que poderiam ser. Agora, finalmente, as observações estão começando a superar as teorias: na verdade, estamos no ponto em que a enorme quantidade de dados de rádio coletados por várias pesquisas ultrapassou as capacidades de estudantes ansiosos de pós-graduação e, em vez disso, está sendo passada para algoritmos de redes neurais.

"Até o final de 2020, teremos mais de 1.000 FRBs, pelo menos algumas dezenas que serão localizadas com precisão e podemos responder a algumas perguntas. Ou pelo menos teremos novas perguntas," prevê Jason Hessels (ASTRON, Países Baixos).

Esta descoberta foi publicada na revista Nature.

Fonte: Sky & Telescope

Explosão em sistema estelar

A sonda Kepler da NASA foi construída para encontrar exoplanetas, procurando estrelas que diminuem de brilho quando um planeta passa à sua frente.

© STScI/L. Hustak (ilustração de anã branca absorvendo material de anã marrom)

Felizmente, o mesmo projeto é ideal para a detecção de outros transientes astronômicos, objetos que aumentam ou diminuem de brilho com o tempo. Uma nova exploração de dados de arquivo do Kepler encontrou uma superexplosão incomum de uma nova anã anteriormente desconhecida. O sistema aumentou cerca de 1.600 vezes de brilho ao longo de menos um dia antes de desvanecer lentamente.

O sistema estelar em questão consiste de uma estrela anã branca com uma companheira anã marrom com cerca de um-décimo da massa da anã branca. Uma anã branca é o núcleo remanescente de uma estrela velha parecida com o Sol e contém aproximadamente a mesma quantidade de material que o Sol num globo com o tamanho da Terra. Uma anã marrom é um objeto com uma massa entre 10 e 80 Júpiteres que é demasiado pequeno para deflagrar fusão nuclear.

A anã marrom orbita a anã branca a cada 83 minutos, a uma distância de apenas 400.000 km, quase a distância Terra-Lua. Estão tão próximas uma da outra que a forte gravidade da anã branca retira o material da anã marrom, sugando a sua essência como um vampiro. O material roubado forma um disco de acreção à medida que espirala para a anã branca.

Foi por sorte que o Kepler estava observando na direção certa quando este sistema sofreu uma superexplosão, aumentando mais de 1.000 vezes de brilho. Realmente, o Kepler foi o único instrumento capaz de o testemunhar, uma vez que o sistema estava muito próximo do Sol, do ponto de vista da Terra. A rápida cadência de observações do Kepler, obtendo dados a cada 30 minutos, foi crucial para captar todos os detalhes da explosão.

O Kepler captou todo o evento, observando um lento aumento de brilho seguido por uma rápida intensificação. Embora o repentino aumento de brilho seja previsto pelas teorias, a razão do início lento permanece um mistério. As teorias da física do disco de acreção não preveem este fenômeno, que foi observado posteriormente em duas outras superexplosões de novas anãs.

As teorias sugerem que uma superexplosão é provocada quando o disco de acreção atinge um ponto de inflexão. À medida que acumula material, cresce em tamanho até que a orla externa sofre ressonância gravitacional com a anã marrom em órbita. Isto pode desencadear uma instabilidade térmica, fazendo com que o disco fique superaquecido. De fato, as observações mostram que a temperatura do disco sobe de 2.700 a 5.300 ºC no seu estado normal para 9.700 a 11.700 ºC no pico da superexplosão.

Este tipo de sistema de nova anã é relativamente raro, conhecendo-se apenas mais ou menos 100. Podem passar-se anos ou décadas entre explosões, o que torna a observação em flagrante um grande desafio.

A equipe planeja continuar explorando os dados do Kepler, bem como de outro caçador de exoplanetas, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), à procura de outros transientes.

O artigo científico sobre a descoberta foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Planeta mais quente pode dilacerar moléculas na sua atmosfera

Os gigantes gasosos chamados "Júpiteres quentes", que são planetas que orbitam muito perto das suas estrelas para sustentar vida e um dos mundos mais estranhos encontrados para além do nosso Sistema Solar.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do exoplaneta KELT-9b)

Novas observações mostram que o mais quente de todos, denominado KELT-9b, é ainda mais estranho, propenso a fusões globais tão severas que separam as moléculas que compõem a sua atmosfera. Tem quase três vezes a massa de Júpiter e orbita uma estrela a cerca de 670 anos-luz de distância. Com uma temperatura à superfície de 4.300º Celsius (mais quente que algumas estrelas) este exoplaneta é o mais quente encontrado até ao momento.

Agora, uma equipe de astrônomos usando o telescópio espacial Spitzer da NASA encontrou evidências de que o calor até é demasiado alto para que as moléculas permaneçam intactas. As moléculas de hidrogênio gasoso provavelmente são destruídas no lado diurno de KELT-9b, incapazes de se reconstituírem até que os seus átomos desarticulados fluam para o lado noturno do planeta.

Embora ainda extremamente quente, o leve arrefecimento no lado noturno é suficiente para permitir que as moléculas de hidrogênio gasoso se reformem, ou seja, até que voltem para a face virada para a estrela, onde são quebradas novamente.

A descoberta mostra a sofisticação crescente da tecnologia e das análises necessárias para estudar estes mundos muito distantes. A ciência está apenas começando a espiar a atmosfera dos exoplanetas, estudando as desintegrações moleculares dos mais quentes e brilhantes.

O KELT-9b permanecerá firmemente categorizado entre os mundos inabitáveis. Os astrônomos tomaram conhecimento do seu ambiente extremamente hostil em 2017, quando foi detectado pela primeira vez usando o sistema KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope), um esforço combinado que envolve observações de dois telescópios robóticos, um no sul do estado norte-americano do Arizona e outro na África do Sul.

O telescópio espacial Spitzer, que faz observações no infravermelho, pode medir variações sutis no calor. Repetidas durante muitas horas, estas observações permitem que o Spitzer capture mudanças na atmosfera, à medida que o planeta apresenta fases enquanto orbita a estrela. Surgem diferentes metades do planeta à medida que este orbita a sua estrela.

Isto permitiu vislumbrar a diferença entre o lado diurno e noturno de KELT-9b. Neste caso, o planeta orbita tão perto a sua estrela que ele demora para completar uma volta em torno da estrela em apenas um dia e meio. Isto significa que sofre bloqueio de marés, apresentando sempre a mesma face à estrela (tal como a nossa Lua mostra sempre a mesma face à Terra). No lado oposto de KELT-9b, a noite dura para sempre.

Mas os gases e o calor fluem de um lado para o outro. Uma grande questão para os pesquisadores que tentam entender as atmosferas exoplanetárias é como é que a radiação e o fluxo se equilibram.

Os modelos de computador são as principais ferramentas nessas análises, mostrando como é provável que estas atmosferas se comportem a diferentes temperaturas. O melhor ajuste para os dados de KELT-9b foi um modelo que incluía moléculas de hidrogênio sendo separadas e reconstruídas, um processo conhecido como dissociação e recombinação.

O KELT-9b não apresenta grandes diferenças de temperatura entre o lado diurno e noturno, sugerindo fluxo de calor de um para o outro. E a "mancha quente" no lado diurno, que deverá estar diretamente sobre a estrela deste planeta, foi desviada da posição esperada. Os cientistas não sabem porquê; mais um mistério a ser resolvido neste planeta estranho e quente.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Descoberta estrela gigante com química peculiar

Astrônomos do Observatório Nacional (ON) descobriram e analisaram uma estrela quimicamente peculiar, a gigante vermelha HD150382.

  © Digitized Sky Survey (estrela HD150382)

A estrela já era conhecida, mas foi o primeiro estudo químico realizado. Neste trabalho, a equipe formada pelos brasileiros Nacizo Holanda e Claudio Bastos e pela russa Natalia Drake reportou a descoberta de uma estrela gigante com grande quantidade de lítio em sua atmosfera; o fato não era esperado, com base na teoria de evolução estelar. 

Através da técnica de espectroscopia, os astrônomos podem derivar a composição química das estrelas, bem como seus parâmetros atmosféricos e algumas características físicas. Grandes quantidades de lítio não são esperadas em gigantes vermelhas, visto que as estrelas que evoluem para essa fase experimentam processos de mistura convectiva que acabam diluindo e posteriormente destruindo os átomos de lítio. Entretanto, desde 1982, estrelas raras como a HD150382 vêm sendo descobertas e ainda representam um verdadeiro quebra-cabeça para a astrofísica estelar.

“A mistura convectiva é muito importante para quem trabalha com abundâncias químicas, pois permite acessar o material que foi processado no interior dessas estrelas. O que havia antes é diluído e o que estava ‘oculto’ é dragado para a ‘superfície’. Por isso alguns chamam de dragagem,” explica Nacizo Holanda, um dos autores do trabalho.

Entre as hipóteses que poderiam explicar o aparecimento destas estrelas pouco comuns (aproximadamente 2% das gigantes vermelhas), figuram os seguintes cenários: enriquecimento de lítio através da captura de matéria ejetada em eventos de supernova; acreção de planetas ou de companheiras de baixíssima massa, como anãs marrons (estrelas fracassadas); e a existência de processos de mistura não-tradicionais que ocorrem no interior das estrelas e que atuam sob condições que ainda estão em debate na comunidade científica.

No caso da estrela HD150382, os pesquisadores sugerem que um mecanismo de mistura profunda ocorreu ou ainda ocorre. A estrela em questão é fria, sua temperatura efetiva é de aproximadamente 4.000 K, e apresenta baixa gravidade superficial, o que implica num estágio evolutivo muito avançado, pouco comum até mesmo para estrelas consideradas ricas em lítio.

“O fato é que exceções como esta em astronomia são fatos interessantíssimos para testar modelos alternativos. A gigante HD150382 motiva, não somente a busca de um mecanismo para a formação dessas estrelas ricas em lítio, mas atenta também para um estudo mais direcionado de estrelas mais evoluídas dentro desse pequeno universo de objetos quimicamente peculiares,” revela Nacizo Holanda. Neste sentido, a equipe do Observatório Nacional segue "caçando" essas estrelas com perfil químico e estágio evolutivo similar ao da HD150382.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Observatório Nacional

Mapeando os arredores de um buraco negro

O material que cai num buraco negro lança raios X para o espaço, e agora, pela primeira vez, o observatório de raios X XMM-Newton da ESA usou os ecos reverberantes desta radiação para mapear o comportamento dinâmico e os arredores do próprio buraco negro.

© ESA (ilustração mostra os arredores de um buraco negro)

A maior parte dos buracos negros são demasiado pequenos, no céu, para resolvermos o seu ambiente imediato, mas ainda assim podemos explorar estes objetos misteriosos observando como a matéria se comporta quando se aproxima e cai neles.

À medida que o material espirala em direção a um buraco negro, é aquecido e emite raios X que, por sua vez, ecoam e reverberam à medida que interagem com o gás próximo. Estas regiões do espaço são altamente distorcidas devido à natureza extrema e à gravidade esmagadoramente forte do buraco negro.

Pela primeira vez, pesquisadores usaram o XMM-Newton para rastrear estes ecos de luz e mapear os arredores do buraco negro no núcleo de uma galáxia ativa. Com o nome IRAS 13224–3809, a galáxia hospedeira do buraco negro é uma das fontes de raios X mais variáveis do céu, passando por flutuações muito grandes e rápidas de brilho, na ordem de 50 em poucas horas.

"Todos nós estamos habituados à forma como o eco das nossas vozes soa diferente quando falamos numa sala de aula, em comparação com uma catedral, isto deve-se simplesmente à geometria e aos materiais dos locais, que fazem com que o som se comporte e se mova de maneira diferente," explica William Alston da Universidade de Cambridge, autor principal do novo estudo.

"De maneira semelhante, podemos observar como os ecos da radiação de raios X se propagam nas proximidades de um buraco negro, a fim de mapear a geometria de uma região e o estado de um aglomerado de matéria antes de desaparecer na singularidade. É um pouco como ecolocalização cósmica."

Como a dinâmica do gás em queda está fortemente ligada com as propriedades do buraco negro, William e colegas foram também capazes de determinar a massa e a rotação do buraco negro central da galáxia, observando as propriedades da matéria enquanto espiralava para dentro.

O material em espiral forma um disco enquanto cai para o buraco negro. Acima deste disco encontra-se uma região de elétrons muito quentes, com temperaturas na ordem dos bilhões de graus, chamada coroa. Embora os cientistas esperassem ver os ecos de reverberação que usaram para mapear a geometria da região, também avistaram algo inesperado: a própria coroa mudou de tamanho incrivelmente depressa, em questão de dias.

"À medida que o tamanho da coroa muda, o mesmo ocorre com o eco de luz, um pouco como se o teto da catedral estivesse subindo e descendo, mudando o eco das nossas vozes," acrescenta William.

"Ao rastrear os ecos de luz, fomos capazes de rastrear esta coroa em mudança e também obter valores muito melhores para a massa e para a rotação do buraco negro do que poderíamos determinar se a coroa não estivesse mudando de tamanho. Sabemos que a massa do buraco negro não pode estar flutuando; portanto, qualquer alteração no eco deve ser devida ao ambiente gasoso."

O estudo usou a observação mais longa de um buraco negro em acreção já obtida com o XMM-Newton, recolhida ao longo de 16 órbitas em 2011 e 2016 e totalizando 2 milhões de segundos, ou seja, pouco mais de 23 dias. Isto, combinado com a variabilidade forte e de curto prazo do próprio buraco negro, permitiu aos pesquisadores modelarem os ecos de maneira abrangente ao longo de escalas de tempo de um dia.

A região explorada neste estudo não é acessível a observatórios como o EHT (Event Horizon Telescope), que conseguiu obter a primeira imagem do gás na vizinhança imediata de um buraco negro, aquele localizado no centro da massiva galáxia vizinha M87. O resultado, com base em observações realizadas com radiotelescópios em todo o mundo em 2017 e publicado o ano passado, tornou-se imediatamente uma sensação global.

A imagem do EHT foi obtida usando um método conhecido como interferometria, uma técnica maravilhosa que só pode funcionar nos pouquíssimos buracos negros supermassivos mais próximos da Terra, como o de M87 e o da Via Láctea, porque o seu tamanho aparente no céu é grande o suficiente para este método funcionar.

Em contraste, esta abordagem é capaz de analisar as centenas de buracos negros supermassivos mais próximos que consomem ativamente matéria, e este número aumentará significativamente com o lançamento do satélite Athena da ESA.

A caracterização dos ambientes próximos dos buracos negros é um objetivo científico essencial da missão Athena da ESA, com lançamento previsto para o início da década de 2030 e que revelará os segredos do Universo quente e energético.

A medição da massa, rotação e ritmos de acreção de uma grande amostra de buracos negros é fundamental para entender a gravidade em todo o cosmos. Além disso, dado que os buracos negros supermassivos estão fortemente ligados às propriedades das suas galáxias hospedeiras, estes estudos também são fundamentais para aprofundar o nosso conhecimento de como as galáxias se formam e evoluem ao longo do tempo.

O mapeamento da reverberação é uma técnica excitante que promete revelar muito sobre os buracos negros e sobre o Universo em geral. Espera-se que o XMM-Newton realize campanhas de observação semelhantes para mais algumas galáxias ativas nos próximos anos, para que o método esteja totalmente estabelecido quando a missão Athena for lançada.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESA

O aglomerado de estrelas Hyades

O aglomerado aberto de Hyades é o mais próximo do Sol.

© Jose Mtanous (aglomerado aberto das Hyades)

O aglomerado aberto das Hyades é brilhante o suficiente para ter sido observado até milhares de anos atrás, mas não é tão brilhante ou compacto quanto o aglomerado de estrelas nas proximidades das Plêiades (M45). 

Uma imagem particularmente profunda das Hyades mostra cores vivas de estrelas e nebulosas coincidentes fracas. A estrela mais brilhante do campo é Aldebaran (amarelo), o olho do touro em direção à constelação de Touro. Aldebaran, está localizada a 65 anos-luz de distância; agora é conhecida por não estar relacionada ao aglomerado aberto das Hyades, que fica a cerca de 150 anos-luz de distância.

As estrelas centrais das Hyades estão espalhadas por cerca de 15 anos-luz. As Hyades foi formada cerca de 625 milhões de anos atrás, provavelmente compartilha uma origem comum com o aglomerado da Colmeia (M44), um aglomerado estelar aberto que pode ser visto a olho nu em direção à constelação de Câncer; isto é devido ao movimento no espaço de M44 e da idade notavelmente semelhante.

Fonte: NASA

Campanha global do Gaia revela segredos de par estelar

Uma campanha de observação global de 500 dias, liderada há mais de três anos pelo Gaia da ESA, forneceu informações sem precedentes sobre o sistema binário que provocou um aumento incomum de brilho de uma estrela ainda mais distante.

© M. Rębisz (ilustração do sistema binário Gaia16aye)

O aumento no brilho estelar, localizado na constelação de Cisne, foi detectado pela primeira vez em agosto de 2016 pelo programa Gaia Photometric Science Alerts.

Este sistema, gerido pelo Instituto de Astronomia da Universidade de Cambridge, Reino Unido, varre diariamente a enorme quantidade de dados provenientes do Gaia e alerta os astrônomos para o aparecimento de novas fontes ou variações incomuns de brilho em fontes conhecidas, para que possam apontar rapidamente outros telescópios terrestres e espaciais e assim estudar os eventos em detalhe. Os fenômenos podem incluir explosões de supernova e outros surtos estelares.

Neste caso em particular, as observações de acompanhamento realizadas com mais de 50 telescópios em todo o mundo revelaram que a fonte, desde então denominada Gaia16aye, estava se comportando de uma maneira bastante estranha.

A estrela ficou cada vez mais brilhante e então, no espaço de apenas um dia, o seu brilho caiu rapidamente. Este foi um comportamento muito incomum. Quase nenhum tipo de supernova ou outra estrela faz isto.

Os astrônomos perceberam em pouco tempo que este aumento de brilho foi provocado por uma microlente gravitacional, um efeito previsto pela teoria da relatividade geral de Einstein, que curva o espaço-tempo na vizinhança de objetos muito grandes, como estrelas ou buracos negros.

Quando um objeto tão grande, que pode ser demasiado fraco para ser observado da Terra, passa em frente de outra fonte de luz mais distante, a sua gravidade curva o tecido do espaço-tempo nas proximidades. Isto distorce o percurso da radiação oriunda da fonte de fundo, essencialmente comportando-se como uma lupa gigante.

O Gaia16aye é o segundo evento de microlentes detectado pelo satélite Gaia. No entanto, os astrônomos notaram que se comportava estranhamente, mesmo para este tipo de evento.

Neste evento, não só o aumento de brilho estelar caiu acentuadamente, em vez de a um ritmo constante, como após algumas semanas, subiu novamente de brilho. Ao longo de 500 dias de observações, foi visto o aumento e declínio de brilho cinco vezes.

Esta queda repentina e acentuada no brilho sugeriu que a lente gravitacional que provocava o aumento de brilho devia consistir de um sistema binário, um par de estrelas ou outros objetos celestes, ligados entre si pela gravidade mútua.

Os campos gravitacionais combinados dos dois objetos produzem uma lente com uma rede bastante complexa de regiões de alta ampliação. Quando uma fonte de fundo passa por estas regiões no céu, aumenta de brilho e depois cai imediatamente ao sair delas.

A partir do padrão de aumentos e quedas de brilho subsequentes, os astrônomos conseguiram deduzir que o sistema binário estava orbitando a um ritmo bastante rápido.

O longo período de observações, que durou até ao final de 2017, e a grande participação de telescópios terrestres espalhados por todo o mundo, permitiram aos astrônomos recolher uma grande quantidade de dados, quase 25.000 pontos de dados individuais.

Os astrônomos puderam determinar o período de translação do sistema, as massas dos componentes, a sua separação, a forma das suas órbitas, sem ver a luz dos componentes binários.

O par consiste de duas estrelas bastante pequenas, com 0,57 e 0,36 vezes a massa do nosso Sol, respectivamente. Separadas por aproximadamente o dobro da distância Terra-Sol, as estrelas orbitam em torno do seu centro de massa comum em menos de três anos.

Um artigo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Pode ter sido descoberto um segundo exoplaneta em Proxima Centauri

Cientistas descobriram o que pensam ser um segundo planeta em órbita da estrela mais próxima do nosso Sistema Solar, Proxima Centauri, que ficou famosa em 2016 com a descoberta de um planeta "semelhante à Terra" em órbita, Proxima b.

© Lorenzo Santinelli (ilustração do sistema planetário em torno de Proxima Centauri)

Novas observações de Proxima Centauri tornaram possível revelar a presença do que está sendo descrito como um planeta candidato de baixa massa (pelo menos 5,8 vezes a massa da Terra), aproximadamente com metade do tamanho de Netuno, em órbita da estrela. Poderá ser uma super-Terra rochosa ou um "mini-Netuno" gasoso. Com uma órbita de 5,2 anos, provavelmente tem temperaturas na ordem dos -230 ºC, sendo demasiado frio para ser habitável.

A descoberta foi realizada por uma equipe internacional de pesquisadores da Universidade de Hertfordshire, Inglaterra, do INAF-Observatório Astrofísico de Turim, Itália, da Universidade de Creta e do Instituto de Astrofísica FORTH, Grécia.

A Proxima Centauri é uma estrela anã vermelha cerca de 8 vezes menor que o Sol. É a estrela mais próxima do Sistema Solar, a uma distância de 4,2 anos-luz. Os cientistas esperam que a descoberta possa eventualmente ajudar a nossa compreensão da composição de diferentes planetas e de como o Universo funciona.

Hugh Jones, professor de astrofísica na Universidade de Hertfordshire, comenta: "Graças à proximidade do planeta e à sua órbita a uma distância relativamente grande da sua estrela (1,5 UA), esta é uma das melhores chances possíveis de observação direta que permitirá a compreensão detalhada de outro exoplaneta. No futuro, Proxima c poderá tornar-se um possível alvo para um estudo mais direto do projeto Breakthrough StarShot, que será a primeira tentativa da humanidade de viajar para outro sistema estelar." O professor Jones, juntamente com Paul Bulter, da Instituição Carnegie para Ciência, foram responsáveis por produzir o conjunto de dados mais precisos para o projeto usando dados do espectrógrafo UVES acoplado ao Very Large Telescope (VLT) do ESO.

O professor Jones, que também fez parte da descoberta do planeta "tipo-Terra", Proxima b, explicou o processo: "Primeiro submetemos um artigo sobre a existência de Proxima b em fevereiro de 2013, embora só tenhamos obtido evidências suficientes para apoiar conclusivamente uma descoberta tão importante em 2016. As nossas observações contínuas e um melhor processamento de dados permitiram-nos discernir o sinal de Proxima c. Esperamos ansiosamente confirmar o sinal com novas instalações e descobrir quão semelhante ou diferente dos planetas do nosso Sistema Solar Proxima c realmente é."

A descoberta segue os recentes anúncios de um "Netuno frio" e de dois planetas potencialmente habitáveis encontrados em órbita de estrelas próximas, publicados na revista The Astrophysical Journal. A mesma técnica de espectrografia com o UVES também foi usada neste projeto.

A descoberta foi publicada na revista Science Advances.

Fonte: University of Hertfordshire

Descoberto gás escaldante no halo da Via Láctea

Foi descoberto que o gás escondido no halo da Via Láctea atinge temperaturas muito mais quentes do que se pensava anteriormente e que tem uma composição química diferente da prevista, desafiando a nossa compreensão do nosso lar galáctico.

© ESA (ilustração do halo com elementos e suas abundâncias relativas)

Esta animação mostra a via Láctea (a pequena galáxia no centro da imagem) e o seu halo (a região gasosa estendida). Ilustra o halo em três tons diferentes: esmeralda, amarelo e verde. Todos estes se misturam ao longo do halo, e cada um representa gás de uma temperatura diferente. Aparecem pontos por todo o halo; estes representam elementos e a suas abundâncias relativas, conforme detectado pelo observatório de raios X XMM-Newton da ESA: nitrogênio (preto, 41 pontos), neônio (laranja/amarelo, 39 pontos), oxigênio (azul claro, 7 pontos) e ferro (vermelho, 1 ponto).

Um halo é uma vasta região de gás, estrelas e matéria escura invisível ao redor de uma galáxia. É um componente fundamental de uma galáxia, ligando-a a um espaço intergaláctico mais amplo e, portanto, pensa-se que desempenhe um papel importante na evolução galáctica.

Até agora, pensava-se que o halo de uma galáxia contivesse gás quente com a temperatura exata deste gás dependente da massa da galáxia.

No entanto, um novo estudo usando o observatório espacial de raios X XMM-Newton mostra agora que o halo da Via Láctea contém não apenas um, mas três componentes diferentes de gás quente, o mais quente destes sendo dez vezes mais quente do que se pensava anteriormente. É a primeira vez que múltiplos componentes de gás, estruturados desta maneira, são descobertos não apenas na Via Láctea, mas em qualquer galáxia.

"Pensávamos que as temperaturas do gás nos halos galácticos variavam entre dez mil e um milhão de graus, mas parece que parte do gás no halo da Via Láctea pode atingir 10 milhões de graus," disse Sanskriti Das, estudante na Universidade Estatal do Ohio, EUA, autor principal do novo estudo.

"Embora pensemos que o gás é aquecido a cerca de um milhão de graus quando uma galáxia se forma inicialmente, não temos a certeza de como este componente ficou tão quente. Pode ser devido aos ventos que emanam do disco de estrelas da Via Láctea."

O estudo usou uma combinação de dois instrumentos a bordo do XMM-Newton: o RGS (Reflection Grating Spectrometer) e o EPIC (European Photon Imaging Camera). O EPIC foi usado para estudar a luz emitida pelo halo e o RGS para estudar como o halo afeta e absorve luz que passa por ele.

Para estudar o halo da Via Láctea no que toca à sua absorção, Sanskriti e colegas observaram um objeto conhecido como blazar: o núcleo energético e muito ativo de uma galáxia distante que emite feixes intensos de luz. Tendo viajado quase cinco bilhões de anos-luz através do cosmos, a luz de raios X deste blazar também passou pelo halo da nossa Galáxia antes de atingir os detectores do XMM-Newton e, portanto, contém pistas sobre as propriedades desta região gasosa.

Ao contrário dos estudos anteriores do halo da Via Láctea em raios X, que normalmente duram um ou dois dias, a equipe realizou observações durante um período de três semanas, permitindo a detecção de sinais que geralmente são demasiado fracos para serem vistos.

O halo quente da Via Láctea também tem quantidades significativas de elementos mais pesados que o hélio, que geralmente são produzidos nas fases posteriores da vida de uma estrela. Isto indica que o halo recebeu material fabricado por certas estrelas durante as suas vidas e estágios finais, e que foi lançado para o espaço quando morreram.

"Até agora, os cientistas procuravam principalmente oxigênio, pois é abundante e, portanto, mais fácil de encontrar do que outros elementos," acrescentou Sanskriti. "O nosso estudo foi mais detalhado: analisamos não apenas o oxigênio, mas também o nitrogênio, o neônio e o ferro, e encontramos alguns resultados extremamente interessantes."

Os cientistas esperam que o halo contenha elementos em proporções semelhantes às vistas no Sol. No entanto, Sanskriti e colegas notaram menos ferro no halo do que o esperado, indicando que o halo foi enriquecido por estrelas moribundas massivas, e também menos oxigênio, provavelmente devido a este elemento ser absorvido por partículas poeirentas no halo.

O recém-descoberto componente de gás quente também tem implicações mais amplas que afetam a nossa compreensão geral do cosmos. A nossa Galáxia contém muito menos massa do que esperávamos: isto é conhecido como o "problema da matéria em falta", pois o que observamos não corresponde às previsões teóricas.

A partir do mapeamento a longo prazo do cosmos, a sonda Planck da ESA previu que pouco menos de 5% da massa do Universo deveria existir na forma de matéria ordinária, o tipo que compõe estrelas, galáxias, planetas e assim por diante. "No entanto, quando somamos tudo o que vemos, o nosso valor não chega nem perto desta previsão," salientou Fabrizio Nicastro, do Observatório Astronômico de Roma - INAF, Itália, e do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, EUA. "Então, onde está o resto? Há quem sugira que pode estar escondido nos halos extensos e massivos que rodeiam as galáxias, tornando a nossa descoberta realmente excitante."

Dado que este componente quente do halo da Via Láctea nunca tinha sido visto antes, pode ter sido negligenciado em análises anteriores; e, portanto, pode conter uma grande quantidade desta matéria "em falta".

"Estas observações fornecem novas ideias sobre a história térmica e química da Via Láctea e do seu halo e desafiam o nosso conhecimento de como as galáxias se formam e evoluem," disse Norbert Schartel, cientista do projeto XMM da ESA.

"O estudo analisou o halo ao longo de uma linha de visão, aquela em direção ao blazar, de modo que será extremamente empolgante ver pesquisas futuras expandirem esta descoberta."

Fonte: ESA

Influência supermassiva

Esta galáxia peculiar, lindamente listrada com elos de poeira avermelhada, foi captada aqui em detalhes maravilhosos pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1022)

A galáxia é conhecida como NGC 1022 e é oficialmente classificada como uma galáxia espiral barrada. Você pode ver a barra de estrelas no centro da galáxia nesta imagem, com braços em movimento emergindo de suas extremidades. Esta barra é muito menos proeminente do que em algumas das primas barradas, e fornece à galáxia uma aparência bastante achatada; mas as faixas de poeira que rodopiam por todo o disco garantem que não seja menos bonita.

O telescópio espacial Hubble observou esta imagem como parte de um estudo sobre um dos residentes mais notórios do Universo: os buracos negros. Estes são componentes fundamentais das galáxias, e acredita-se que espreitem os núcleos de muitas, se não todas, as galáxias espirais. 

De fato, elas podem ter uma influência bastante grande sobre seus lares cósmicos. Estudos sugerem que a massa do buraco negro no centro de uma galáxia está ligada às propriedades de maior escala da própria galáxia. No entanto, para aprender mais, precisamos de dados observacionais de uma gama mais ampla e diversificada de galáxias, algo que o estudo do telescópio espacial Hubble pretende fornecer.

Fonte: ESA

Estrelas K são os melhores lugares para procurar vida

Na busca por vida para além da Terra, os astrônomos procuram planetas na "zona habitável" de uma estrela onde as temperaturas são ideais para que a água líquida exista à superfície de um planeta.

© NASA/ESA/Z. Levy (gráfico compara as características de três classes de estrelas)

Este gráfico compara as características de três classes de estrelas na nossa Galáxia: as estrelas tipo-Sol são estrelas G; as estrelas menos massivas e mais frias do que o nosso Sol são as anãs K; estrelas ainda mais fracas e frias são as avermelhadas anãs M. O gráfico compara as estrelas em termos de algumas importantes variáveis. As zonas habitáveis, potencialmente capazes de hospedar planetas propícios à vida, são maiores para estrelas mais quentes. A longevidade das anãs vermelhas M podem exceder os 100 bilhões de anos. As anãs K podem viver entre 15 e 45 bilhões de anos. O nosso Sol só dura 10 bilhões de anos. A quantidade relativa de radiação nociva (para a vida como a conhecemos) que as estrelas emitem podem ser 80 a 500 vezes mais intensa para as anãs M em comparação com o nosso Sol, mas apenas 5 a 25 vezes mais intensa para as anãs alaranjadas K. As anãs vermelhas representam a maior parte da população estelar da Via Láctea, cerca de 73%. Só 6% desta população são estrelas parecidas com o Sol, e as anãs K representam 13%. Quando estas quatro variáveis são comparadas, as estrelas mais adequadas para hospedar formas de vida avançada são as anãs K.

Uma ideia emergente, reforçada por levantamentos estelares ao longo de três décadas, é a de que existem estrelas nem muito quentes, nem muito frias e, acima de tudo, não muito violentas para hospedar planetas propícios à vida.

Dado que o nosso Sol alimenta a vida na Terra há já quase 4 bilhões de anos, a sabedoria convencional sugere que estrelas do gênero são candidatas principais na busca por outros mundos potencialmente habitáveis. Na realidade, estrelas ligeiramente mais frias e menos luminosas do que o nosso Sol, classificadas como anãs K, são as verdadeiras estrelas "de ouro", disse Edward Guinan, da Universidade de Villanova, no estado norte-americano da Pensilvânia. "As anãs K estão no 'ponto ideal', com propriedades intermediárias entre as estrelas do tipo solar, mais raras e luminosas, de vida mais curta (estrelas G), e as mais numerosas anãs vermelhas (estrelas M). As estrelas K, especialmente as mais quentes, são as melhores. Se estivermos à procura de planetas habitáveis, a abundância de estrelas K melhora as chances de encontrar vida."

Para começar, existem três vezes mais anãs K na Via Láctea do que estrelas como o Sol. Aproximadamente 1.000 estrelas K estão a menos de 100 anos-luz do nosso Sol, candidatas principais à exploração. Estas anãs alaranjadas vivem entre 15 e 45 bilhões de anos. Em contraste, o nosso Sol, agora na metade da sua vida, dura apenas 10 bilhões de anos. O seu ritmo comparativamente rápido de evolução estelar deixará a Terra praticamente inabitável daqui a apenas 1 ou 2 bilhões de anos. "As estrelas do tipo solar limitam quanto tempo a atmosfera de um planeta pode permanecer estável," disse Guinan. Isto porque daqui a aproximadamente um bilhão de anos, a Terra orbitará dentro da orla mais quente da zona habitável do Sol, que se move para fora à medida que o Sol se torna mais quente e mais brilhante. Como resultado, a Terra será dessecada, pois perderá a sua atmosfera e oceanos. Quando o Sol tiver 9 bilhões de anos, terá crescido para se tornar numa gigante vermelha que pode engolir a Terra.

Apesar do seu pequeno tamanho, as estrelas anãs vermelhas ainda mais abundantes, também conhecidas como anãs M, têm vidas ainda mais longas e parecem hostis à vida como a conhecemos. Os planetas localizados na zona habitável relativamente estreita de uma anã vermelha, muito próxima da estrela, são expostos a níveis extremos de raios X e raios UV (ultravioleta), que podem ser centenas de milhares de vezes mais intensos do que os níveis que a Terra recebe do Sol. Um incansável fogo-de-artifício de proeminências e ejeções de massa coronal bombardeiam os planetas com um sopro escaldante de plasma e chuvas de partículas penetrantes e altamente energéticas. Os planetas na zona habitável das anãs vermelhas podem ser torriscados e ter as suas atmosferas despojadas muito cedo nas suas vidas. Isto pode provavelmente proibir a evolução planetária para algo mais hospitaleiro, alguns bilhões de anos após a diminuição da atividade estelar.

Com base nas pesquisas de Guinan, as anãs K não possuem campos magnéticos intensamente ativos que alimentam fortes emissões de raios X ou UV e explosões energéticas e, portanto, expelem proeminências com muito menos frequência. Os planetas acompanhantes receberiam cerca de 1/100 da radiação de raios X do que aqueles que orbitam as zonas habitáveis íntimas das estrelas M magneticamente ativas.

Num programa chamado Projeto "GoldiloKs", os pesquisadores pretendem medir a idade, rotação e radiação de raios X e UV distante numa amostra de estrelas majoritariamente frias G e K. Estão usando o telescópio espacial Hubble, o observatório de raios X Chandra e o satélite XMM-Newton da ESA para as suas observações. As observações do Hubble, sensíveis à radiação UV do hidrogênio, foram usadas para avaliar a radiação de uma amostra de aproximadamente 20 anãs alaranjadas. O Hubble é o único telescópio que pode fazer este tipo de observação.

Os astrônomos descobriram que os níveis de radiação eram muito mais benignos para estes planetas do que os que orbitam anãs vermelhas. As estrelas K também têm uma vida útil mais longa e, portanto, uma migração mais lenta da zona habitável. Assim sendo, as anãs K parecem ser o lugar ideal para procurar vida e estas estrelas dariam tempo para que uma vida altamente evoluída se desenvolvesse nos planetas. Durante toda a vida útil do Sol, as estrelas K apenas aumentariam o seu brilho cerca de 10 a 15%, dando à evolução biológica um período de tempo muito maior para o desenvolvimento de formas de vida avançadas do que na Terra.

Os pesquisadores analisaram algumas das estrelas K mais interessantes que abrigam planetas, incluindo Kepler-442, Tau Ceti e Epsilon Eridani (estas últimas duas foram alvos iniciais do Projeto Ozma na década de 1950, a primeira tentativa de detectar transmissões rádio de civilizações extraterrestres).

A Kepler-442 é digna de nota porque esta estrela (classificação espectral, K5) hospeda o que é considerado um dos melhores planetas na zona habitável, Kepler-442b, um planeta rochoso com pouco mais que o dobro da massa da Terra.

Ao longo dos últimos 30 anos, os pesquisadores estudaram uma variedade de tipos estelares. Com base nos seus estudos, eles determinaram relações entre a idade estelar, a rotação, emissões de raios X e UV e a atividade estelar. Estes dados foram utilizados para analisar os efeitos da radiação altamente energética nas atmosferas planetárias e na possível vida.

Os resultados foram apresentados na 235.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Honolulu, Havaí.

Fonte: Space Telescope Science Institute