Hidra, a lua gelada de Plutão

A sonda New Horizons da NASA enviou os primeiros dados de composição de quatro dos satélites de Plutão. Os novos dados mostram que a superfície de Hidra, a lua mais exterior de Plutão, é dominada por água gelada quase pura, confirmando indícios que os cientistas descobriram em imagens da New Horizons que mostravam a superfície altamente refletiva de Hidra.

© NASA/JHUAPL/SwRI (Hidra)

Os novos dados de composição, recentemente recebidos na Terra, foram recolhidos pelo instrumento LEISA (Ralph/Linear Etalon Imaging Spectral Array) no dia 14 de julho de 2015, a uma distância de 240.000 quilômetros.

O espectro infravermelho mostra a assinatura inconfundível de água gelada cristalina: uma absorção ampla entre os 1,50 e os 1,60 micrômetros e uma característica espectral mais estreita de gelo a 1,65 micrômetros. O espectro de Hidra é parecido com o da maior lua de Plutão, Caronte, que é também dominada por água gelada cristalina. Mas as bandas de absorção do gelo de Hidra são ainda mais profundas do que as de Caronte, sugerindo que os grãos de gelo à superfície de Hidra ou são maiores ou refletem ainda mais luz em determinados ângulos do que os grãos em Caronte. Pensa-se que Hidra tenha sido formada num disco de detritos gelados, produzido quando os mantos ricos em água foram removidos dos dois corpos que colidiram para formar o binário Plutão-Caronte há cerca de 4 bilhões de anos atrás. As profundas bandas da água e a alta reflectância implicam relativamente pouca contaminação por material mais escuro que se acumulou à superfície de Caronte com o passar do tempo.

Os cientistas da missão estão pesquisndo porque é que o gelo de Hidra parece ser mais limpo do que o de Caronte. "Talvez impactos de micrometeoritos refresquem continuamente a superfície de Hidra," afirma Simon Porter, membro da equipe científica da New Horizons e do SwRI (Southwest Research Institute) em Boulder, no estado americano do Colorado. "Este processo pode ser ineficaz na muito maior lua Caronte, cuja gravidade retém todos os detritos criados por esses impactos."

A equipe científica da New Horizons está ansiosa para a obtenção de espectros semelhantes de outras pequenas luas de Plutão, para comparação com a Hidra e Caronte.

Fonte: NASA

Um atropelamento cósmico

A imagem abaixo mostra a galáxia em anel da Vela, visível como um núcleo brilhante rodeado por um halo azul.

© ESO/Jean-Christophe Lambry (galáxia em anel da Vela)

Como o nome sugere, esta galáxia em anel, situada na constelação austral da Vela, é notável devido ao seu núcleo compacto e ao grande cinto circular de gás e estrelas que o rodeia.
Pensa-se que as galáxias em anel são formadas quando galáxias maiores são penetradas por um agressor galático menor que, ao passar pelo coração da sua vítima, desencadeia uma onda de choque que se propaga para o exterior. Esta onda empurra o gás para a periferia da galáxia, onde este começa a colapsar, formando novas estrelas. A galáxia em anel da Vela é incomum no sentido em que exibe pelo menos dois anéis, sugerindo que a colisão não aconteceu recentemente.
Esta fotografia também mostra a galáxia conhecida por ESO 316-33, a qual pode ser observada acima e à esquerda da galáxia em anel da Vela, assim como a estrela brilhante HD 88170.

Fonte: ESO

A galáxia Seyfert NGC 6814

As galáxias espirais juntamente com as galáxias irregulares compõem cerca de 60% das galáxias no Universo local. No entanto, apesar de sua prevalência, cada galáxia espiral é única, como flocos de neve, não há dois iguais.

© Hubble (NGC 6814)

Isto é demonstrado pela impressionante galáxia espiral NGC 6814, vista na imagem acima, situada a 74,4 milhões de anos-luz na direção da constelação da Águia. Esta imagem da NGC 6814 foi feita a partir de exposições separadas tomadas nas regiões visível e infravermelho do espectro com a Wide Field Camera 3 (WFC3), instalada no telescópio espacial Hubble.

O núcleo da NGC 6814, também conhecida como LEDA 63545 ou 2MASX J19424057-1019255, é extremamente brilhante, um sinal revelador de que a galáxia é uma galáxia Seyfert. No século passado, o astrônomo americano Carl Keenan Seyfert observou que a NGC 6814 apresentava linhas espectrais de emissão (indicando a presença de nuvens de gás muito quente) muito largas (indicando que as nuvens se deslocavam a grande velocidade). Observações subsequentes mostraram que o núcleo da NGC 6814 emitia grande quantidade de raios ultravioleta e raios X, um sinal inequívoco da presença de um objeto altamente energético, ou seja,  um quasar.

A NGC 6814 mostra um comportamento periódico muito estável na forma de erupções repetidas de raios X, fazendo com que provavelmente ela hospede um buraco negro supermassivo com uma massa de 18 milhões de massas solares.

Como NGC 6814 é uma galáxia muito ativa, muitas regiões com gás ionizado estão presentes ao longo de seus braços espirais. Nessas grandes nuvens de gás, uma explosão de formação estelar ocorreu recentemente, forjando as estrelas azuis brilhantes que são visíveis espalhadas por toda a galáxia.

Fonte: Astronomy Now

A exclusiva interação de Plutão com o vento solar

No que se refere ao modo como interage com o vento solar (o fluxo contínuo de partículas carregadas do Sol), Plutão comporta-se menos do que o esperado como um cometa e mais como um planeta como Marte ou Vênus.

 

  © NASA (Plutão)

Usando dados do instrumento SWAP (Solar Wind Around Pluto) a bordo da New Horizons durante o voo rasante de julho de 2015, os cientistas observaram pela primeira vez material saindo da atmosfera de Plutão e estudaram como interage com o vento solar, levando a mais uma surpresa de Plutão.

"Este é um tipo de interação que nunca tínhamos visto antes em qualquer lugar do nosso Sistema Solar," afirma David J. McComas, autor principal do estudo. McComas é professor de ciências astrofísicas na Universidade de Princeton e vice-presidente do Laboratório de Física de Plasmas de Princeton.

Os astrofísicos dizem que têm agora um tesouro de informações sobre o modo como a atmosfera de Plutão interage com o vento solar. O vento solar é o plasma libertado pelo Sol e viaja a 160 milhões de quilômetros por hora, banhando planetas, asteroides, cometas e o espaço interplanetário numa sopa constituída principalmente por prótons e elétrons.

Anteriormente, a maioria dos pesquisadores pensava que Plutão era caracterizado mais como um cometa, que tem uma grande região onde o vento solar desacelera suavemente, em oposição ao desvio abrupto que o vento solar encontra num planeta como Marte ou Vênus. Em vez disso, Plutão é um híbrido.

"Estes resultados salientam o poder da exploração. Mais uma vez, fomos a um novo tipo de lugar e descobrimos inteiramente novos tipos de expressão na natureza," afirma o pesquisador Alan Stern do SwRI (Southwest Research Institute) em San Antonio, no estado americano do Texas.

Considerando que está tão longe do Sol, média de 5,9 bilhões de quilômetros, e é tão pequeno, os cientistas pensavam que a gravidade de Plutão não era forte o suficiente para manter os íons pesados na sua atmosfera estendida. Mas, "a gravidade de Plutão é claramente suficiente para manter material relativamente confinado," afirma McComas.

Usando o instrumento SWAP, foi possível separar os íons pesados do metano, o principal gás que escapa da atmosfera de Plutão, dos íons leves de hidrogênio que vêm do Sol.

Entre as descobertas adicionais de Plutão:

• Tal como a Terra, Plutão tem uma longa cauda de íons, que se estende na direção do vento a pelo menos uma distância de aproximadamente 100 raios de Plutão (118.700 km, quase três vezes a circunferência da Terra), carregada com íons pesados da atmosfera e com uma "estrutura considerável";
• A obstrução do vento solar por Plutão, na direção oposta à do vento, é mais pequena do que se pensava. O vento solar só é bloqueado a cerca de dois raios de Plutão (3.000 km);
• Plutão tem um limite muito fino na sua cauda de íons pesados e no revestimento do vento solar que aí choca e que constitui um obstáculo ao seu fluxo.

Heather Elliott, astrofísica do SwRI, explica: "a comparação da interação entre o vento solar e Plutão e a interação do vento solar com os outros planetas e corpos é interessante porque as condições físicas são diferentes para cada um, e os processos físicos dominantes dependem dessas condições."

Estas descobertas fornecem pistas sobre os plasmas magnetizados que se poderão encontrar em torno de outras estrelas. "A gama de interação com o vento solar é bastante diversificada, e isso dá-nos alguma comparação para nos ajudar a melhor compreender as ligações no nosso Sistema Solar e além,"comenta McComas.

Este estudo foi publicado no periódico Journal of Geophysical Research.

Fonte: Princeton University

Planeta Nove: Um mundo que não devia existir

No início deste ano os cientistas divulgaram evidências teóricas para um nono planeta no Sistema Solar, um planeta com a massa de Netuno numa órbita altamente elíptica com 10 vezes a distância entre Plutão e o Sol.

© Caltech/R. Hurt (Planeta Nove)

Desde então, os teóricos têm estudado como é que este Planeta Nove pode ter assentado numa órbita tão distante.

Uma nova análise efetuada por astrônomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) que examinaram uma série de cenários e descobriram que a maioria destes têm baixa probabilidade. Portanto, a presença do Planeta Nove continua sendo um pouco misteriosa.

"As evidências apontam para a existência do Planeta Nove, mas não conseguimos explicar, com certeza, como é que foi formado," afirma Gongjie Li, astrônoma do CfA.

O Planeta Nove orbita o nosso Sol a uma distância muito excêntrica entre 400 a 1.500 UA (Unidade Astronômica, é a distância média entre a Terra e o Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros). Isto coloca-o muito além de todos os planetas do nosso Sistema Solar. A questão torna-se: será que se formou aí, ou será que se formou noutro lugar e mais tarde vagueou para a sua órbita invulgar?

Li e Fred Adams (Universidade de Michigan) realizaram milhões de simulações de computador a fim de considerar três possibilidades. A primeira e mais provável envolve a passagem de uma estrela que puxa o Planeta Nove para fora. Este tipo de interação não só desloca o planeta para uma órbita mais larga, mas também torna essa órbita mais elíptica. E dado que o Sol se formou num aglomerado com vários milhares de vizinhos, estes encontros estelares eram mais comuns no início da história do nosso Sistema Solar.

No entanto, é mais provável que a passagem de uma estrela expulsasse completamente o Planeta Nove do Sistema Solar. Li e Adams calcularam uma probabilidade de 10%, na melhor das hipóteses, para que o Planeta Nove "pousasse" na sua órbita atual. Além disso, o planeta também teria de formar-se a grandes distâncias.

O astrônomo Scott Kenyon, também do CfA, acredita que pode ter a solução para esta dificuldade. Em dois artigos submetidos à revista The Astrophysical Journal, Kenyon e Benjamin Bromley (Universidade do Utah) usaram simulações para construir cenários plausíveis para a formação do Planeta Nove numa órbita tão larga.

"A solução mais simples é o Sistema Solar formar um gigante gasoso extra," afirma Kenyon.

Eles propõem que o Planeta Nove se formou muito mais perto do Sol e, mais tarde, interagiu com os outros gigantes gasosos, principalmente Júpiter e Saturno. Uma série de impulsos gravitacionais pode, em seguida, ter deslocado o planeta para uma órbita maior e mais elíptica ao longo do tempo.

Kenyon e Bromley também examinaram a possibilidade do Planeta Nove se ter formado, para começar, a grandes distâncias. Eles acham que uma combinação ideal de massa e vida útil do disco inicial poderia, potencialmente, criar o Planeta Nove no tempo que demoraria para ser empurrado pela passagem da estrela que Li estudou.

"A vantagem destes cenários é que são testáveis observacionalmente," salienta Kenyon. "Um gigante gasoso empurrado vai parecer-se com um frio Netuno, enquanto um planeta formado nesse local vai ser parecido com um Plutão gigante e sem gás."

O trabalho de Li também ajuda a restringir a data de formação ou migração do Planeta Nove. O Sol nasceu num aglomerado onde os encontros com outras estrelas eram mais frequentes. A órbita alongada do Planeta Nove iria deixá-lo vulnerável a expulsão durante tais encontros. Portanto, o Planeta Nove é provavelmente um retardatário que alcançou a sua órbita atual depois do Sol ter saído do aglomerado onde nasceu.

Finalmente, Li e Adams estudaram outras duas possibilidades mais radicais: que o Planeta Nove é um exoplaneta que foi capturado a partir de um sistema estelar de passagem, ou um planeta que flutuava livremente e que foi capturado quando passou demasiado perto do nosso Sistema Solar. No entanto, eles concluem que as probabilidades destes cenários são inferiores a 2%.

Um artigo foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O trânsito de Mercúrio

Na próxima segunda-feira, 9 de maio de 2016, o planeta Mercúrio irá cruzar a face do Sol para os observadores aqui do planeta Terra.

© Dominique Dierick (trânsito de Mercúrio)

A sequência composta de fotos na imagem em destaque, superpostas em um único quadro, mostra o evento do trânsito de Mercúrio integral ocorrido em 7 de maio de 2003. Mercúrio cruzou o Sol por um período de mais de 5 horas, assim, as 23 imagens empilhadas foram capturadas em intervalos de cerca de 15 minutos. O polo norte do Sol, a órbita da Terra e a órbita de Mercúrio, embora diferentes, todas ocorrem em direções ligeiramente acima da parte superior da imagem. Perto do centro do quadro e na borda inferior do Sol são visíveis manchas solares.

Esse notável e raro fenômeno é chamado de trânsito de Mercúrio e a última vez que ocorreu foi em 2006. Uma vez que o plano orbital de Mercúrio não é exatamente coincidente com o plano da órbita terrestre, Mercúrio usualmente parece passar sobre ou sob o Sol nos céus.

Os trânsitos de Mercúrio com relação à Terra são muito mais frequentes que os trânsitos de Vênus, ocorrendo cerca de 13 ou 14 vezes a cada século, sempre nos meses de maio ou novembro. Uma das razões para esta frequência maior é o fato que o período da órbita de Mercúrio é mais curta que o de Vênus.

O trânsito de Mercúrio no dia 9 de maio será total na América do Sul (Brasil), no leste da América do Norte e na Europa Ocidental; um trânsito parcial de Mercúrio poderá ser observado em todo resto do mundo, exceto na Austrália e Ásia Oriental.

O trânsito de Mercúrio começará às 8:12 hs, horário de Brasília. Após 7 horas cruzando o disco solar, Mercúrio sai do trânsito às 15:42 hs, horário de Brasília, com o Sol começando a baixar no horizonte oeste. Mercúrio estará a 83 milhões de km da Terra.

Depois deste trânsito de Mercúrio, o próximo trânsito está previsto para ocorrer em 11 de novembro de 2019.

Fonte: NASA

Três mundos potencialmente habitáveis em torno de uma estrela anã fria

Astrônomos utilizaram o telescópio TRAPPIST instalado no Observatório La Silla do ESO para descobrir três planetas em órbita de uma estrela anã muito fria situada a apenas 40 anos-luz da Terra.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da estrela anã vista de muito perto de um dos seus planetas)

Estes mundos têm tamanhos e temperaturas semelhantes às de Vênus e da Terra e são os melhores alvos descobertos até hoje para procurar vida fora do Sistema Solar. Estes são os primeiros planetas descobertos em torno de uma estrela extremamente fraca e pequena.

Uma equipe de astrônomos liderada por Michaël Gillon do Institut d´Astrophysique et Géophysique da Universidade de Liège, na Bélgica, utilizou o telescópio TRAPPIST para observar a estrela 2MASS J23062928-0502285, agora conhecida por TRAPPIST-1. A equipe constatou que esta estrela fria e tênue diminuía ligeiramente de brilho a intervalos regulares, indicando que vários objetos estavam passando entre a estrela e a Terra. Uma análise detalhada mostrou a existência de três planetas com tamanhos semelhantes ao da Terra.
TRAPPIST-1 é uma estrela anã muito fria, com cerca de 0,05% da luminosidade do Sol e uma massa de cerca de 8% da massa solar, é muito mais fria e vermelha que o Sol e pouco maior que Júpiter. Tais estrelas são bastante comuns na Via Láctea e vivem durante muito tempo, mas esta é a primeira vez que se descobriram planetas em torno de uma delas. Apesar de se encontrar bastante próxima da Terra, esta estrela é muito fraca e avermelhada para poder ser observada a olho nu ou mesmo através de um telescópio amador grande. Situa-se na constelação de Aquário.
Emmanuël Jehin, co-autor do novo estudo, está muito entusiasmado: “Esta é realmente uma mudança de paradigma relativamente à população de planetas e ao caminho a ser seguido no sentido de encontrar vida no Universo. Até agora, a existência de tais “mundos vermelhos” em órbita de estrelas anãs muito frias era puramente teórica, mas nós descobrimos não apenas um único planeta isolado em torno de uma estrela vermelha fraca, mas um sistema completo de três planetas!”
Michaël Gillon, autor principal do artigo que descreve estes resultados, explica o significado da nova descoberta: “Porque é que estamos tentando detectar planetas do tipo da Terra em torno das estrelas pequenas e frias da vizinhança solar? A razão é simples: os sistemas em torno destas estrelas minúsculas são os únicos locais onde conseguimos detectar vida num exoplaneta do tipo terrestre com a atual tecnologia. Por isso, se quisermos encontrar vida em outros lugares do Universo, é aqui que devemos começar a procurar.”
Os astrônomos irão procurar sinais de vida ao estudar o efeito que a atmosfera de um planeta em trânsito tem na luz que chega à Terra. Para planetas do tamanho da Terra em órbita da maioria das estrelas, este efeito desaparece no enorme brilho da estrela. Apenas no caso de estrelas vermelhas fracas e muito frias, como TRAPPIST-1, é que este efeito é suficientemente grande para poder ser detectado.
Observações posteriores feitas com telescópios maiores, incluindo com o instrumento HAWK-1 montado no Very Large Telescope (VLT) de 8 metros do ESO, no Chile, mostraram que os planetas que orbitam a estrela TRAPPIST-1 têm tamanhos muito semelhantes ao da Terra. Dois dos planetas têm períodos orbitais de cerca de 1,5 dias e 2,4 dias respectivamente, e o terceiro planeta tem um período menos bem determinado que pode ir de 4,5 a 7,3 dias.
“Com períodos orbitais curtos, os planetas encontram-se entre 20 a 100 vezes mais próximos da sua estrela do que a Terra se encontra do Sol. A estrutura deste sistema planetário é muito mais semelhante em escala ao sistema das luas de Júpiter do que ao Sistema Solar,” explica Michaël Gillon.
Embora orbitem muito próximos da sua estrela anã hospedeira, os dois planetas internos recebem apenas quatro e duas vezes, respectivamente, a quantidade de radiação que a Terra recebe do Sol, uma vez que a sua estrela é muito menos luminosa que o nosso Sol. Este fato coloca-os mais próximo da estrela do que a zona de habitabilidade para este sistema, embora seja no entanto possível que possuam regiões habitáveis nas suas superfícies. A órbita do terceiro planeta, o mais externo, não é ainda bem conhecida, mas provavelmente receberá menos radiação do que a Terra, embora talvez ainda a suficiente para se encontrar na zona de habitabilidade do sistema.
“Graças a vários grandes telescópios atualmente em construção, incluindo o E-ELT do ESO e o Telescópio Espacial James Webb da NASA/ESA/CSA, com lançamento previsto para 2018, logo poderemos estudar a composição atmosférica destes planetas e ver primeiro se possuem água e depois se apresentam traços de atividade biológica. Trata-se de um enorme passo em frente na procura de vida no Universo,” conclui Julien de Wit, do Massachusetts Institute of Technology (MIT) nos EUA, um dos co-autores do trabalho.
Este trabalho abre novas janelas na procura de exoplanetas, já que cerca de 15% das estrelas próximo do Sol são estrelas anãs muito frias, e serve igualmente para destacar o fato de que a procura de exoplanetas entrou agora no reino dos “primos” da Terra potencialmente habitáveis. O rastreio TRAPPIST é um protótipo de um projeto muito mais ambicioso chamado SPECULOOS, que será instalado no Observatório Paranal do ESO.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Temperate Earth-sized planets transiting a nearby ultracool dwarf star”, de M. Gillon et al., que foi publicado hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

Fortes ventos oriundos de misteriosas fontes binárias de raios X

No comprimento de onda dos raios X, pode-se dizer que o céu é dominado por dois tipos de objetos astronômicos: buracos negros supermassivos, localizados no centro de grandes galáxias, ferozmente devorando o material ao redor; e sistemas binários, consistindo de um remanescente estelar, uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, se abastecendo de gás de sua companheira.

© ESA/C. Carreau (ilustração de ventos rápidos emanados do binário de raios X)

Em ambos os casos, o gás forma um disco espiralado em torno do objeto compacto e muito denso: o atrito no disco, faz com que o gás aqueça e emita luz em muitos comprimentos de onda, com um pico nos raios X.

Contudo, nem todo o gás é engolido pelo objeto central, e parte dele pode ser empurrado para longe por poderosos ventos e jatos.

“Algumas dessas fontes podem abrigar estrelas de nêutrons altamente magnetizadas, enquanto outras podem possuir buracos negros de massa intermediária de cerca de 1.000 vezes a massa do Sol. Mas na maioria dos casos, a razão para o comportamento extremo dessas fontes não é totalmente claro,” explica Ciro Pinto do Institute of Astronomy em Cambridge, Inglaterra.

Ciro e seus colegas vasculharam os arquivos do XMM-Newton e coletaram alguns dias de observações de três fontes ultra luminosas de raios X, todas elas em galáxias próximas localizadas a menos de 22 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Os dados foram obtidos durante alguns anos de observações feitas com o Reflection Grating Spectrometer, um instrumento altamente sensível que permite registar aspectos muitos sutis no espectro de raios X de suas fontes.

Nas três fontes, os cientistas foram capazes de identificar a emissão de raios X do gás em porções externas do disco ao redor do objeto compacto central, fluindo vagarosamente para longe dele.

© Hubble (NGC 1313)

Mas em duas das três fontes, conhecidas como NGC 1313 X-1 e NGC 5408 X-1, foi possível ver claramente sinais de raios X sendo absorvidos pelo gás que é expelido da fonte central a uma velocidade extrema de 70.000 km/s, ou seja, um quarto da velocidade da luz.

© Hubble (NGC 5408)

Existe um limite teórico de quanta matéria pode ser acrescida por um objeto de uma determinada massa, denominado Limite de Eddington. Esse limite foi calculado pela primeira vez para estrelas pelo astrônomo britânico Arthur Stanley Eddington, mas ele também pode ser aplicado a objetos compactos como os buracos negros e as estrelas de nêutrons. O Limite de Eddington representa a maior luminosidade que uma estrela pode ter e ainda estar em equilíbrio hidrostático. Em estrelas de altíssima massa a pressão de radiação domina. O limite nesse sentido é que a pressão da radiação não pode ser maior do que a gravidade local; caso for maior não haverá equilíbrio hidrostático, causando perda de massa. O cálculo de Eddington se refere a um caso ideal onde tanto a matéria está sendo acrescida no objeto central como a radiação está sendo emitida por ele igualmente em todas as direções.

Mas as fontes estudadas por Ciro e seus colegas estão sendo alimentadas através de um disco de acreção que está provavelmente sendo inchado pela pressão interna do gás fluindo a grande velocidade em direção ao objeto central.

A natureza dos objetos compactos abrigados no centro das fontes observadas nesse estudo é ainda incerta, embora os cientistas suspeitam que possam ser buracos negros de massa estelar, com massas de algumas dezenas de vezes a massa do Sol.

A equipe está investigando mais dados de arquivos do XMM-Newton, buscando por mais fontes desse tipo e estão também planejando futuras observações em raios X, bem como nos comprimentos de onda do óptico e das ondas de rádio.

“Com mais amostras de fontes e com observações em múltiplos comprimentos de onda, nós esperamos finalmente descobrir a natureza física desses poderosos e peculiares objetos”, concluiu Ciro.

Fonte: ESA

Hubble vê galáxia se escondendo no céu noturno

Esta imagem impressionante do telescópio espacial Hubble capta a galáxia UGC 477, localizada a mais de 110 milhões de anos-luz de distância na constelação de Peixes.

© Hubble (UGC 477)

A UGC 477 é uma galáxia de brilho superficial baixo (LSB). Proposto pela primeira vez em 1976 por Mike Disney, a existência de galáxias LSB foi confirmada apenas em 1986 com a descoberta de Malin 1. As galáxias LSB como a UGC 477 são mais difusamente distribuídas do que as galáxias de Andrômeda e a Via Láctea. Com brilhos de superfície até 250 vezes mais fracas do que o céu noturno, estas galáxias podem ser muito difíceis de serem detectadas.

A maior parte da matéria presente nas galáxias LSB está na forma de hidrogênio gasoso, em vez de estrelas. Ao contrário das protuberâncias de galáxias espirais normais, os centros das galáxias LSB não contêm um grande número de estrelas. Os astrônomos suspeitam que isso é porque as galáxias LSB são encontradas principalmente em regiões desprovidas de outras galáxias, e, portanto, têm experimentado menos interações galácticas e fusões capazes de desencadear altas taxas de formação de estrelas.

As galáxias LSB como a UGC 477 parece serem dominadas pela matéria escura, tornando-as excelentes objetos para serem estudados e propiciar nossa compreensão desta substância indescritível. No entanto, devido a uma baixas representação nas inspeções galácticas, causada por sua baixa luminosidade característica, a sua importância só foi reconhecida há relativamente pouco tempo.

Fonte: ESA

Fragmento da Nuvem de Oort traz pistas sobre a origem do Sistema Solar

Astrônomos descobriram um objeto peculiar que parece ser formado de matéria do Sistema Solar interior originária da época da formação da Terra, e que estava preservado na Nuvem de Oort há bilhões de anos.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do cometa rochoso C2014 S3 PANSTARRS)

Observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO e com o Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) mostram que o C/2014 S3 (PANSTARRS) é o primeiro objeto a ser descoberto numa órbita cometária de longo período, com as características imaculadas de um asteroide do Sistema Solar interior. Seu estudo pode dar pistas importantes sobre a formação do Sistema Solar.

A pesquisadora Karen Meech, do Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí, e colegas concluem que o C/2014 S3 (PANSTARRS) se formou no Sistema Solar interior na mesma época que a própria Terra, mas que foi ejetado numa fase muito inicial.
As observações indicam que se trata de um corpo rochoso antigo e não de um asteroide contemporâneo que se afastou. Como tal, é um dos potenciais blocos constituintes dos planetas rochosos (como a Terra), que foi expelido para fora do Sistema Solar interno e preservado em congelamento profundo na Nuvem de Oort durante bilhões de anos. A Nuvem de Oort é uma região enorme que rodeia o Sol como uma espessa bolha gigante. Estima-se que contenha trilhões de pequenos corpos gelados. Ocasionalmente, um destes corpos é empurrado para o Sistema Solar interno, onde o calor do Sol o transforma num cometa. Pensa-se que estes corpos gelados tenham sido ejetados a partir da região dos planetas gigantes, quando estes se estavam se formando, no início do Sistema Solar.

 

© ESO/L. Calçada (trajetória do cometa C2014 S3 PANSTARRS na Nuvem de Oort)

Karen Meech explica a observação inesperada: “Conhecemos a existência de muitos asteroides, no entanto todos eles já foram “cozidos” pelos bilhões de anos que passaram perto do Sol. Este é o primeiro asteroide “cru” que observamos, tendo sido preservado no melhor congelador que existe!”
O C/2014 S3 (PANSTARRS) foi originalmente identificado pelo telescópio Pan-STARRS1 como sendo um tênue cometa ativo, quando estava um pouco mais afastado do que duas vezes a distância da Terra ao Sol. O seu atual período orbital longo (cerca de 860 anos) sugere que a sua fonte é a Nuvem de Oort e que teria sido empurrado há relativamente pouco tempo para uma órbita que o traz próximo do Sol.
A equipe reparou imediatamente que C/2014 S3 (PANSTARRS) era diferente, uma vez que não possui a cauda característica que a maioria dos cometas de longo período desenvolvem quando se aproximam muito do Sol. Foi assim que ele ganhou o nome de cometa Manx, em homenagem ao gato sem cauda. Algumas semanas após a sua descoberta, a equipe obteve espectros do fraco objeto com o VLT.
Um estudo cuidadoso da luz refletida por C/2014 S3 (PANSTARRS) indica que se trata de um asteroide típico do tipo S, encontrado geralmente no cinturão principal interno de asteroides. Não é parecido com um cometa típico, objetos que se pensa serem formados no Sistema Solar exterior e que são gelados em vez de rochosos. O material parece ter sido pouco processado, indicando que esteve congelado durante um longo período de tempo. A atividade de tipo cometário extremamente fraca associada ao C/2014 S3 (PANSTARRS) é consistente com a sublimação do gelo d'água, e é cerca de um milhão de vezes menor que nos cometas ativos de longo período que se encontram a distâncias semelhantes do Sol.
Os pesquisadores concluem que este objeto é provavelmente constituído por material do Sistema Solar interno que esteve guardado durante muito tempo na Nuvem de Oort e que agora encontrou o seu caminho de volta ao Sistema Solar interior.
Vários modelos teóricos conseguem reproduzir a maior parte da estrutura que vemos no Sistema Solar. Uma diferença importante entre estes modelos são as previsões relativas aos objetos que constituem a Nuvem de Oort. Os diferentes modelos prevêem razões significativamente diferentes entre objetos gelados e rochosos. Por isso, esta primeira descoberta de um objeto rochoso na Nuvem de Oort é um teste importante das diferentes previsões dos modelos. Os autores estimam que serão necessárias observações de 50 a 100 destes cometas Manx para se distinguir entre os atuais modelos, abrindo assim um caminho importante no estudo das origens do Sistema Solar.
O pesquisador Olivier Hainaut (ESO, Garching, Alemanha) conclui: “Descobrimos o primeiro cometa rochoso e estamos à procura de outros. Dependendo de quantos encontrarmos, saberemos se os planetas gigantes “dançaram” ao longo do Sistema Solar quando eram jovens, ou se cresceram pacatamente sem grandes deslocamentos.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Inner Solar System Material Discovered in the Oort Cloud”, de Karen Meech et al., que foi publicado na revista especializada Science Advances.

Fonte: ESO

Ecos de luz fornecem pistas sobre disco protoplanetário

Para medir o tamanho de um quarto completamente escuro, são utilizadas ondas sonoras para conseguir discernir se o espaço é relativamente grande ou pequeno, dependendo de quanto tempo leva para ouvir o eco depois de ressaltar da parede.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de uma estrela rodeada por um disco protoplanetário)

Os astrônomos usam este princípio para estudar objetos tão distantes que não podem ser vistos como mais do que pontos. Em particular, os pesquisadores estão interessados em calcular quão longe as estrelas jovens estão dos limites internos dos discos protoplanetários ao seu redor. Estes discos de gás e poeira são locais onde os planetas se formam ao longo de milhões de anos.

"A compreensão dos discos protoplanetários ajuda-nos a perceber alguns dos mistérios dos exoplanetas, planetas em sistemas para lá do nosso," afirma Huan Meng, associado de pesquisa de pós-doutorado na Universidade do Arizona, em Tucson, EUA. "Nós queremos saber como é que os planetas se formam e porque é que encontramos planetas grandes a que chamamos 'Júpiteres quentes' tão perto das suas estrelas."

Meng usou dados do telescópio espacial Spitzer da NASA e dados de quatro telescópios terrestres para determinar a distância entre uma estrela e a orla interior do seu disco protoplanetário circundante.

A medição não foi tão simples quanto colocar uma régua por cima de uma fotografia. Seria tão impossível quanto usar uma foto de satélite da tela de um computador para medir a largura do ponto final desta frase.

Em vez disso, os pesquisadores usaram um método chamado "foto-reverberação", também conhecido como "ecos de luz". Quando a estrela central aumenta de brilho, alguma desta luz atinge o disco ao redor, provocando um "eco" atrasado. Os cientistas mediram o tempo que demorou para a luz da estrela chegar à Terra e, em seguida, esperaram que o seu eco chegasse.

Graças à teoria da relatividade especial de Albert Einstein, sabemos que a luz viaja a uma velocidade constante. Para determinar uma certa distância, os astrônomos podem multiplicar a velocidade da luz pelo tempo que esta demora para percorrer de um ponto para outro.

Para tirar partido desta fórmula, os cientistas precisavam encontrar uma estrela com uma emissão variável, isto é, uma estrela que emite radiação de forma imprevisível ou irregular. O nosso Sol tem uma emissão relativamente estável, mas uma estrela variável tem mudanças detectáveis e únicas na radiação que podem ser usadas para obter os correspondentes ecos de luz. As estrelas jovens, com emissão variável, são as melhores candidatas.

A estrela usada neste estudo tem o nome YLW 16B e está situada a cerca de 400 anos-luz da Terra. A YLW 16B tem aproximadamente a mesma massa que o nosso Sol mas, com apenas um milhão de anos, é muito jovem em comparação com os 4,6 bilhões de anos da estrela de nosso Sistema Solar.

Os dados combinados foram obtidos do Spitzer com observações de telescópios terrestres: o telescópio Mayall do Observatório Nacional Kitt Peak no Arizona; os telescópios SOAR e SMARTS no Chile; e o telescópio Harold L. Johnson no México. Durante duas noites de observação, foram vistos desfasamentos consistentes entre as emissões estelares e os seus ecos no disco ao redor. As observações terrestres detectaram a radiação infravermelha de comprimento de onda curto emitida diretamente pela estrela, e o Spitzer observou a radiação infravermelha de maior comprimento de onda do eco no disco. Devido às espessas nuvens interestelares que bloqueiam a vista da Terra, os astrônomos não puderam usar luz visível para estudar a estrela.

Os cientistas calcularam então a distância que esta luz deve ter percorrido durante o desfasamento de tempo: cerca de 0,08 UA (unidades astronômicas), aproximadamente 8% da distância entre a Terra e o Sol, ou um-quarto do diâmetro da órbita de Mercúrio. Este valor é ligeiramente inferior às estimativas anteriores com técnicas indiretas, mas consistente com as expectativas teóricas.

Embora este método não consiga medir diretamente a altura do disco, foi possível determinar que a orla interior é relativamente espessa.

Anteriormente, foi usada a técnica de eco de luz para medir o tamanho de discos de acreção de material em torno de buracos negros supermassivos. Dado que nem a luz escapa a um buraco negro, os pesquisadores comparam luz da margem interior do disco de acreção com luz da orla exterior para determinar o tamanho do disco. Esta técnica é também usada para medir a distância até outras características perto do disco de acreção, tal como poeira e gás veloz envolvente.

Enquanto os ecos de luz dos buracos negros supermassivos representam desfasamentos de dias a semanas, foi detectado que o eco de luz no disco protoplanetário deste estudo foi de uns meros 74 segundos.

O estudo do Spitzer marca a primeira vez que o método de eco de luz foi usado no contexto de discos protoplanetários.

"Esta nova abordagem pode ser usada para outras estrelas jovens com planetas no processo de formação no disco ao redor," comenta Peter Plavchan, professor assistente da Universidade Estatal do Missouri em Springfield, EUA.

O novo estudo foi publicado na revista The Astrophyical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A poeirenta Nebulosa do Anjo

As luzes combinadas das estrelas ao longo da Via Láctea são refletidas por essas nuvens de poeira cósmica que se elevam a cerca de 300 anos-luz ou mais acima do plano da nossa galáxia.

© Rogelio Bernal Andreo (Nebula do Anjo)

Apelidada de Nebula do Anjo, essa fraca aparição é parte de um complexo de nuvens moleculares fracas, difusas e relativamente inexploradas.

Comumente encontradas em altas latitudes galácticas, esses cirrus cósmicos empoeirados podem ser rastreados em grandes regiões na direção dos polos Norte e Sul da Via Láctea.

Junto com a reflexão da luz das estrelas, os estudos indicam que as nuvens de poeira produzem uma luminescência avermelhada e tênue, a medida que os grãos de poeira interestelar convertem a radiação ultravioleta opticamente invisível em luz vermelha visível.

Essa imagem de campo profundo capta também nas proximidades as estrelas da Via Láctea e uma série de distantes galáxias de fundo, cobrindo 3 x 5 graus nos céus, cerca de 10 Luas Cheias, na direção da constelação da Ursa Maior.

Fonte: NASA