A nebulosa de emissão Sharpless 115

A Sharpless 115 se destaca um pouco a noroeste de Deneb, a estrela alfa da constelação de Cygnus, o Cisne, nos céus do planeta Terra.

© Hubble (nebulosa de emissão Sharpless 115)

Anotada no catálogo de 1959 pelo astrônomo Stewart Sharpless (como Sh2-115), a apagada nebulosa de emissão localiza-se ao longo da borda de uma das nuvens moleculares gigante mais externa da Via Láctea, aproximadamente, a 7.500 anos-luz de distância. Brilhando graças a luz dos átomos ionizados de hidrogênio, enxofre e oxigênio nessa imagem composta feita pelo telescópio espacial Hubble, o brilho da nebulosa é gerado pelas estrelas quentes localizadas no aglomerado estelar Berkeley 90. O aglomerado de estrelas tem provavelmente somente 100 milhões de anos de vida, e está mergulhado na Sharpless 115. Mas os ventos fortes das estrelas e a radiação têm limpado boa parte da sua nuvem natal empoeirada. Na distância estimada da nebulosa de emissão, essa imagem em detalhe se espalha por pouco menos de 100 anos-luz.

Fonte: NASA

Descoberto novo tipo de estrela variável

Com o auxílio do telescópio suíço Euler de 1,2 metros, instalado no Observatório de La Silla no Chile, astrônomos descobriram um novo tipo de estrela variável.

© ESO (aglomerado estelar NGC 3766)

A descoberta baseou-se na detecção de pequeníssimas variações no brilho de algumas estrelas de um aglomerado. As observações revelaram propriedades destas estrelas anteriormente desconhecidas, que desafiam as atuais teorias e levantam questões sobre a origem das variações.

Os suíços são famosos pela sua arte em criar peças tecnológicas extremamente precisas. Sem fugir desta regra, uma equipe de suíços do Observatório de Genebra acaba de atingir uma precisão extraordinária utilizando um telescópio relativamente pequeno, de 1,2 metros, num programa de observação que se estendeu ao longo de muitos anos. A equipe descobriu uma nova classe de estrelas variáveis ao medir variações minúsculas do brilho estelar.
Os novos resultados baseiam-se em medições regulares do brilho de mais de três mil estrelas no aglomerado estelar aberto NGC 3766 durante um período de sete anos. Trinta e seis destas estrelas seguem um padrão inesperado, mostram minúsculas variações regulares do seu brilho ao nível de 0,1% do brilho normal das estrelas. Estas variações têm períodos compreendidos entre 2 e 20 horas. As estrelas são um pouco mais quentes e mais brilhantes que o Sol, mas tirando isso parecem perfeitamente normais. Esta nova classe de estrelas variáveis ainda não tem nome.

O aglomerado estelar NGC 3766 foi um dos vários aglomerados incluídos neste enorme programa de monitoramento. Ele situa-se a cerca de 7000 anos-luz de distância na constelação austral do Centauro e estima-se que tenha cerca de 20 milhões de anos de idade.
O nível de precisão das medições foi duas vezes superior ao conseguido em estudos semelhantes com outros telescópios, e suficiente para revelar estas pequenas variações pela primeira vez.
“Chegamos a este nível de sensibilidade graças à alta qualidade das observações combinada com uma análise dos dados extremamente cuidadosa, mas também porque levamos a cabo um extenso programa de observação que durou sete anos. Provavelmente não teria sido possível obter tanto tempo de observação num telescópio maior”, diz Nami Mowlavi, líder da equipe de pesquisa.
Muitas estrelas são conhecidas como variáveis ou pulsantes, porque o seu brilho aparente varia com o tempo. O modo como o brilho destas estrelas varia depende das propriedades do seu interior. Este fenômeno permitiu o desenvolvimento de um ramo da astrofísica chamado astrosismologia, onde os astrônomos “ouvem” estas vibrações estelares, no intuito de compreenderem as propriedades físicas das estrelas e o seu funcionamento interno.
“A existência desta nova classe de estrelas variáveis constitui por si só um desafio aos astrofísicos. Os modelos teóricos atuais prevêem que sua luz não deveria sequer variar de maneira periódica, por isso os nossos esforços atuais estão focados em descobrir mais sobre o comportamento deste novo tipo tão estranho de estrelas”, diz Sophie Saesen, também membro da equipe.
Embora a causa da variabilidade permaneça um mistério, existe uma pista importante: algumas das estrelas têm uma rotação muito rápida. Giram a velocidades mais elevadas do que metade da sua velocidade crítica, que é o limite a partir do qual as estrelas se tornam instáveis e lançam matéria para o espaço.
“Nestas condições, a rotação rápida terá um impacto importante nas propriedades internas das estrelas, no entanto ainda não conseguimos modelar as variações de luz adequadamente. Esperamos que a nossa descoberta encoraje especialistas a estudar este assunto, no sentido de percebermos a origem destas misteriosas variações”, explica Mowlavi.

Fonte: ESO

Estrelas lançam jatos de poeira na Via Láctea

Novas observações de áreas mais distantes e desabitadas da Via Láctea, feitas pelo telescópio espacial Spitzer da NASA, mostram dezenas de estrelas recém-nascidas lançando jatos de seus "casulos" de poeira.

© NASA/Spitzer (estrelas recém-nascidas expelem jatos de poeira)

O estudo da Universidade de Wisconsin foi apresentado na última quarta-feira durante reunião da Sociedade Americana de Astronomia, em Indianápolis.

As imagens foram captadas por raios infravermelhos em azul e verde do Spitzer, e combinadas com informações em vermelho do telescópio WISE, também da NASA, que preencheu lacunas nas áreas que o Spitzer não cobriu.

Uma das fotos revela a região próxima à constelação do Cão Maior, com mais de 30 astros jovens ejetando material. Até agora, já foram identificadas 163 regiões que contêm jatos expelidos por estrelas, algumas agrupadas e outras isoladas.

Os registros fazem parte do projeto Glimpse 360 (Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire), que está mapeando a topografia do céu da nossa galáxia. Ainda este ano, devem ser divulgados os resultados, que incluem uma visão completa em 360°. Até agora, o projeto já mapeou 130° do céu ao redor do centro da galáxia.

A Via Láctea é uma coleção de estrelas espiral e predominantemente plana, como um disco de vinil, mas com uma ligeira dobra, que também será mapeada. Nosso Sistema Solar está localizado a cerca de dois terços de seu centro em direção às extremidades, no chamado Esporão de Órion, um desdobramento do braço de Perseus, um dos principais braços da galáxia.

Segundo a astrônoma Barbara Whitney, da Universidade de Wisconsin, os cientistas estão descobrindo todos os tipos de formação de novas estrelas em áreas menos conhecidas das bordas exteriores da Via Láctea.

No Glimpse 360, os astrônomos também têm contado com a ajuda do público leigo, que vasculha as imagens obtidas em busca de bolhas cósmicas que indiquem a presença de estrelas quentes e de grande massa. Essas pessoas participam do projeto Via Láctea, que funciona em esquema colaborativo e voluntário.

Fonte: NASA

ALMA descobre uma fábrica de cometas

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), astrônomos obtiveram uma imagem de uma região em torno de uma estrela jovem, onde partículas de poeira podem crescer juntando-se umas às outras.

© ESO (ilustração de uma fábrica de cometas)

Esta é a primeira vez que uma armadilha de poeira deste tipo é claramente observada e modelada, resolvendo assim um mistério de longa data relativo ao modo como as partículas de poeira nos discos crescem até atingirem tamanhos suficientemente grandes, que as levem eventualmente a formarem cometas, planetas e outros corpos rochosos.

Os astrônomos sabem hoje em dia que existem inúmeros planetas em torno de outras estrelas, mas ainda não compreendem bem como é que estes corpos se formam, existindo igualmente muitos aspectos na formação de cometas, planetas e outros corpos rochosos que permanecem um mistério. Agora, novas observações que utilizam o potencial do ALMA, começam a responder a uma das maiores perguntas: como é que pequeníssimos grãos de poeira situados no disco em torno de uma estrela jovem crescem mais e mais, até atingirem o tamanho de cascalho ou mesmo pedregulhos com mais de um metro?
Os modelos de computador sugerem que os grãos de poeira crescem quando colidem uns com os outros, aglutinando-se. No entanto, quando estes grãos maiores chocam de novo a alta velocidade, ficam muitas vezes desfeitos em pedaços, voltando à casa de partida. Mesmo quando isso não acontece, os modelos mostram que os grãos maiores rapidamente se deslocam para o interior devido à fricção entre a poeira e o gás, caindo assim na estrela progenitora, o que não lhes deixa nenhuma hipótese de crescer mais.
Assim, os grãos de poeira precisam de um porto seguro onde as partículas possam continuar a crescer até atingirem um tamanho que lhes permita sobreviver por si mesmas. Tais “armadilhas de poeira” foram já sugeridas, mas até agora não havia prova observacional da sua existência. A origem da armadilha de poeira, que neste caso é um vórtice no gás do disco, tem um tempo de vida médio de algumas centenas de milhares de anos. Apesar disso, mesmo quando a armadilha de poeira já não funciona, a poeira acumulada na armadilha demorará milhões de anos a dispersar-se, o que dá ainda imenso tempo aos grãos de poeira para crescerem mais.
Nienke van der Marel, estudante de doutoramento no Observatório de Leiden, Holanda, e autora principal do artigo científico que descreve os resultados, estava utilizando o ALMA em conjunto com os seus colaboradores para estudar o disco num sistema chamado Oph-IRS 48. Este nome é uma combinação do nome da constelação da região de formação estelar onde o sistema foi encontrado e do tipo de fonte, ou seja, Oph corresponde à constelação de Ofiúco (ou Serpentário), e IRS significa fonte infravermelha. A distância da Terra a Oph-IRS 48 é cerca de 400 anos-luz.

A equipe descobriu que a estrela se encontrava rodeada por um anel de gás com um buraco central, criado muito provavelmente por um planeta invisível ou por uma estrela companheira. Observações anteriores obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO tinham já mostrado que as pequenas partículas de poeira formavam também uma estrutura similar em forma de anel. Mas a nova imagem do ALMA, mostrando o local onde as partículas maiores, com tamanhos da ordem do milímetro, se encontravam era muito diferente!

A seguir, imagens do ALMA (verde) e do VLT (amarelo) da fábrica de cometas situada em torno de Oph-IRS 48

© ESO (imagens do ALMA e do VLT da fábrica de cometas)

“Ao princípio, a forma da poeira na imagem apanhou-nos completamente desprevenidos”, diz van der Marel. “Em vez do anel que esperávamos ver, encontramos uma forma muito clara em caju! Tivemos que nos convencer que o que estávamos vendo era bem real, mas o sinal forte e a nitidez das observações do ALMA não deixavam margem para dúvidas. Foi aí que nos demos conta do que tínhamos descoberto”.
O que tinha sido descoberto era uma região onde os grãos de poeira maiores se encontravam presos e podiam crescer muito mais ao colidir e aglutinar-se uns com os outros. Era uma armadilha de poeira, exatamente o que os teóricos procuravam.
Como van der Marel explica: “Provavelmente estamosvendo um tipo de fábrica de cometas, já que as condições são propícias aos crescimento das partículas, desde o milímetro até ao tamanho de cometas. Não é provável que a poeira dê origem a planetas a esta distância da estrela. Mas num futuro muito próximo, o ALMA será capaz de observar estas armadilhas de poeira muito mais próximas das estrelas progenitoras, onde os mesmos fenômenos estão ocorrendo. Tais locais seriam efetivamente os berços de planetas recém nascidos”.
Uma armadilha de poeira forma-se quando partículas de poeira grandes se movem em direção a regiões de alta pressão. Os modelos de computador mostram que tais regiões de alta pressão podem ter origem nos movimentos do gás situado na periferia de um buraco de gás, tal como o encontrado neste disco.
“A combinação de modelizações com observações do ALMA de alta qualidade tornam este projeto único”, diz Cornellis Dullemond do Instituto de Astrofísica Teórica em Heidelberg, Alemanha, um especialista em modelizações de discos e evolução de poeira, e membro da equipe. “No momento em que estas observações estavam sendo feitas, estávamos precisamente trabalhando em modelos que prediziam exatamente este tipo de estruturas: uma coincidência muito feliz”.
As observações foram feitas quando o ALMA ainda se encontrava em construção. A equipe usou os receptores da Banda 9 do ALMA, aparelhos feitos na Europa que permitem ao ALMA obter imagens extremamente nítidas. O ALMA pode observar em diferentes bandas de frequência. A Banda 9, que opera entre os 0,4 e os 0,5 milímetros, é o modo que até agora, tem fornecido as imagens mais nítidas.
“Estas observações mostram que o ALMA é capaz de nos dar ciência verdadeiramente original, e isto quando ainda operava com menos de metade da rede completa”, diz Ewine van Dishoeck do Observatório de Leiden, uma pessoa que tem contribuído de forma decisiva no projeto ALMA ao longo de mais de 20 anos. “Este incrível salto tanto em sensibilidade como em nitidez de imagem na Banda 9, dá-nos a oportunidade de estudar os aspectos básicos da formação planetária de maneiras que anteriormente não eram simplesmente possíveis”.

Este trabalho foi descrito no artigo científico “A major asymmetric dust trap in a transition disk“, cujos resultados foram publicados hoje na revista Science.

Fonte: ESO

O exoplaneta mais leve já encontrado?

Uma equipe de astrônomos utilizou o Very Large Telescope (VLT) do ESO para obter a imagem de um objeto tênue que se desloca próximo de uma estrela brilhante.

© ESO/VLT (imagem do exoplaneta HD 95086 b)

Com uma massa estimada em quatro a cinco vezes a massa de Júpiter, este pode bem ser o planeta com menos massa a ser observado fora do Sistema Solar de forma direta. A descoberta é uma contribuição importante ao estudo da formação e evolução de sistemas planetários.

Embora quase um milhar de exoplanetas tenham sido até agora detectados indiretamente, a maioria dos quais pelo método dos trânsitos ou das velocidades radiais, e muitos mais candidatos aguardem confirmação, apenas para cerca de uma dúzia de exoplanetas foi possível obter imagens diretamente. Nove anos depois do Very Large Telescope ter capturado a primeira imagem de um exoplaneta, o companheiro planetário da anã marrom 2M1207, a mesma equipe obteve agora a imagem do que parece ser o mais leve destes objetos observado até agora. Fomalhaut b pode ter uma massa menor, mas o seu brilho parece estar contaminado pela luz refletida pela poeira circundante, o que torna incerta uma determinação precisa da massa.
“Obter imagens de planetas de forma direta requer técnicas extremamente complexas, utilizando os instrumentos mais avançados, estejam eles no solo ou no espaço”, diz Julien Rameau (Institut de Planetologie et d'Astrophysique de Grenoble, França), autor principal do artigo científico que descreve a descoberta. “Apenas alguns planetas foram até agora observados diretamente, o que faz de cada descoberta um importante marco no caminho da compreensão dos planetas gigantes e da sua formação”.
Nas novas observações, o provável planeta aparece como um ponto tênue mas bem definido próximo da estrela HD 95086. Uma observação posterior mostrou também que o objeto se desloca lentamente com a estrela ao longo do céu, o que sugere que este corpo, designado por HD 95086 b, está em órbita em torno da estrela. O seu brilho indica igualmente que terá um massa de apenas quatro a cinco vezes a massa de Júpiter.
A equipe usou o NACO, o instrumento de óptica adaptativa montado num dos telescópios principais do Very Large Telescop. Este instrumento permite obter imagens muito nítidas, ao corrigir os efeitos de distorção na imagem devido à turbulência atmosférica. As observações foram feitas no infravermelho com uma técnica chamada imagem diferencial, que faz aumentar o contraste entre o planeta e a ofuscante estrela hospedeira.
O planeta recém descoberto orbita a jovem estrela HD 95086 a uma distância de cerca de 56 vezes a distância entre a Terra e o Sol, o que corresponde a duas vezes a distância entre o Sol e Netuno. A estrela propriamente dita tem um pouco mais de  massa do que o Sol e encontra-se rodeada por um disco de detritos. Estas propriedades permitiram aos astrônomos identificá-la como um candidato ideal a possuir planetas jovens de grande massa em sua órbita. O sistema situa-se a cerca de 300 anos-luz de distância da Terra.
A juventude da estrela, com apenas 10 a 17 milhões de anos, levou os astrônomos a pensar que este novo planeta se formou muito provavelmente, no interior do disco gasoso e poeirento que a circunda. “A sua posição atual levanta questões relativas ao processo de formação. O planeta pode ter crescido ao assimilar rochas que formaram o núcleo sólido e depois acumulando lentamente gás do meio circundante de modo a formar a atmosfera densa ou então, começou a formar-se a partir de uma acumulação de matéria gasosa com origem em instabilidades gravitacionais no disco”, explica Anna-Marie Lagrange, outro membro da equipe. “Interações entre o planeta e o disco propriamente dito, ou até outros planetas, podem ter feito deslocar o planeta do local onde nasceu”.
Outro membro da equipe, Gaël Chauvin, conclui, “O brilho das estrelas dá a HD 95086 b uma temperatura à superfície estimada de cerca de 700 graus Celsius, o que é suficientemente frio para que vapor de água e possivelmente metano existam na atmosfera. Este será um belo objeto para estudar com o futuro instrumento SPHERE, a ser montado no VLT. Talvez possamos até revelar planetas interiores no sistema, se eles existirem”. O SPHERE é um instrumento de óptica adaptativa de segunda geração, que será instalado no VLT no final de 2013.

Fonte: ESO

O mistério da gravidade superficial da Lua

A missão Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL) da NASA descobriu as origens das massivas porém invisíveis regiões que fazem da gravidade da Lua, um fenômeno que afeta as operações das sondas que operam na órbita da Lua.

© NASA (ilustração das sondas GRAIL)

Graças às descobertas da missão GRAIL futuras missões da NASA para outros corpos celestes poderão ser feitas de maneira mais precisa.

As sondas gêmeas da missão GRAIL estudaram a estrutura interna e a composição da Lua com detalhes sem precedentes nos nove meses de missão. Elas apontaram os locais de grandes e densas regiões  chamadas de concentração de massa ou mascons, que são caracterizadas por uma forte atração gravitacional. Os mascons localizam-se abaixo da superfície da Lua e não podem ser observados com as câmeras ópticas normais.

Os cientistas da missão GRAIL encontraram os mascons combinando os dados de gravidade da GRAIL com sofisticados modelos computacionais de grandes impactos de asteroides e do conhecimento detalhado sobre a evolução geológica das crateras de impacto. As descobertas foram publicadas na edição de 30 de maio de 2013 da revista Science.

“Os dados da missão GRAIL confirmam que os mascons lunares foram gerados quando grandes asteroides ou cometas se chocaram com a antiga Lua, quando o interior do nosso satélite era muito mais quente do que é agora”, disse  Jay Melosh, um co-pesquisador da missão GRAIL, na Universidade de Purdue em West Lafayette, Indiana, e principal autor do artigo que relata as descobertas. “Nós acreditamos que os dados da missão GRAIL mostram como a crosta leve da Lua e seu manto denso se combinaram com o choque de um grande impacto para criar o distinto padrão de anomalias de densidade que nós reconhecemos como mascons”.

A origem dos mascons lunares tem sido um mistério para a ciência planetária desde a sua descoberta em 1968 por uma equipe do Laboratório de Propulsão a Jato (JPL) da NASA em Pasadena, na Califórnia. Os pesquisadores de maneira geral sempre concordaram que os mascons resultavam de antigos impactos ocorridos a bilhões de anos atrás. O que não era claro até agora era quanto do excesso de massa invisível resultou do preenchimento de lava das crateras ou do manto rico em ferro que soergueu a crosta.

Num mapa do campo de gravidade da Lua, um mascon aparece como um alvo. Os olhos de boi dos mascons possuem uma anomalia de gravidade. Essas feições, por sua vez, são circundadas por um anel com deficiência de gravidade. Um anel com uma anomalia de gravidade circunda o olho de boi e o anel interno. O padrão surge como consequência natural da escavação das crateras, do colapso e do resfriamento que se seguiu depois do impacto. O aumento na densidade e a força gravitacional no olho de boi dos mascons é causada pelo material lunar derretido do calor de um impacto de asteroide ocorrido a muito tempo atrás.

“Sabendo sobre os mascons, significa que nós finalmente vamos começar a entender as consequências geológicas dos grandes impactos”, disse Melosh. “Nosso planeta sofreu impactos similares num passado distante, e entender os mascons pode nos ensinar mais sobre como era a Terra antigamente, talvez como as placas tectônicas começaram e o que criou os primeiros depósitos de minérios”.

Esse novo entendimento dos mascons lunares é esperado que influencie o conhecimento que temos sobre a geologia planetária bem além da Terra e do nosso vizinho celeste mais próximo.

“Mascons também já foram identificados em associação com bacias de impactos em Marte e em Mercúrio”, disse a principal pesquisadora da missão GRAIL Maria Zuber do Massachussetts Institute of Technology  (MIT) em Cambridge. “Entendê-los na Lua pode nos contar como os grandes impactos modificaram a crosta planetária em outros objetos do Sistema Solar”.

Lançadas como GRAIL A e GRAIL B em Setembro de 2011, as sondas renomeadas como Ebb e Flow, operaram numa órbita praticamente circular perto dos polos da Lua a uma altitude média de 555 quilômetros até o final da sua missão em dezembro de 2012. A distância entre as sondas gêmeas mudava levemente à medida que elas passavam sobre áreas de maior e menor gravidade, causadas por feições visíveis como montanhas e crateras e por massas escondidas abaixo da superfície lunar.

Fonte: California Institute of Technology

Novas famílias de asteroides

Os dados obtidos através do observatório espacial WISE forneceram uma nova árvore genealógica dos objetos que povoam o Cinturão de Asteroides.

© NASA (ilustração de uma colisão entre asteroides)

A equipe de pesquidores liderada por Joseph Masiero do Laboratório de Propulsão a Jato (JPL) da NASA, analisou milhões de imagens obtidas na banda do infravermelho médio para determinar o diâmetro e o albedo de 112.286 asteroides, cerca de um terço dos mais de 600 mil objetos catalogados na região entre as órbitas de Marte e de Júpiter. Ao combinarem esses parâmetros físicos com os respectivos parâmetros orbitais, foi possível associar os 38.298 asteroides a 76 famílias diferentes, 28 das quais nunca antes identificadas.

As famílias de asteroides são geradas pela colisão de dois objetos de grandes dimensões. Alguns destes eventos rasgam grandes crateras, como as bacias de impacto Rheasilvia e Veneneia no hemisfério sul de Vesta, por exemplo. Outras colisões são catastróficas e despedaçam os objetos envolvidos em numerosos fragmentos, como é o caso dos membros da família Eos.

Os objetos forjados por estes acontecimentos tendem a viajar em trajetórias semelhantes, que se vão afastando gradualmente ao longo do tempo. Alguns pedaços acabam em órbitas instáveis que os desviam para perigosas incursões no Sistema Solar interior. Muitos destes objetos vêm mais tarde a engrossar as populações de asteroides próximos da Terra. Com este novo trabalho, os cientistas dispõem de uma nova ferramenta para traçar as rotas de migração destes fragmentos exilados, desde a sua origem no Cinturão de Asteroides.

Fonte: NASA

Asteroide com lua própria passou pela Terra

O asteroide 1998 QE2, que se aproximou da Terra ontem, possui uma lua própria.

© NASA (asteroide 1998 QE2 e sua lua)

A descoberta foi feita pela NASA, que divulgou uma sequência de imagens de radar do asteroide, usando a antena de 70 metros do projeto Deep Space Network em Goldstone, na Califórnia, obtidas na noite de 29 de maio de 2013, quando o asteroide estava a 6 milhões de quilômetros da Terra, equivalente a 15,6 distâncias lunares.

© NASA (imagem de radar do asteroide 1998 QE2 e sua lua)

As imagens de radar indicam que o corpo principal do asteroide tem cerca de 2,7 quilômetros de diâmetro e tem um período de menos de quatro horas de rotação. A lua do asteroide tem cerca de 600 metros de largura. Na população de objetos próximos da Terra, aproximadamente 16% dos asteroides têm 200 metros ou mais e são sistemas binários ou triplos.

O asteroide ficou mais perto da Terra ontem às 17h59 de Brasília, uando o asteroide estava a uma distância aproximada de 5,8 milhões de quilômetros, ou algo em torno de 15 vezes a distância entre a Terra e a Lua.

Essa é a maior aproximação que um asteroide estará da Terra no mínimo pelos próximos dois séculos. O asteroide 1998 QE2 foi descoberto em 19 de Agosto de 1998, pelo programa Lincoln Near Asteroid Research (LINEAR) do Massachussetts Institute of Technology (MIT), no Novo México.

O radar é uma poderosa técnica para se poder estudar o tamanho, a forma, a rotação e a rugosidade superficial de um asteroide, e também para melhorar o cálculo sobre as órbitas dos asteroides. As medidas de radar das distâncias e das velocidades dos asteroides normalmente permitem calcular antecipadamente as suas órbitas.

A NASA, que considera a busca por asteroides uma alta prioridade, já identificou e indexou mais de 98% dos maiores asteroides, de mais de um quilômetro de diâmetro, que estão nas proximidades da Terra. Os astrônomos detectaram e catalogaram 9.500 objetos celestes de todos os tamanhos que cruzam perto da Terra, provavelmente um décimo do total.

Em 2016, a NASA lançará uma sonda robótica com o objetivo de interceptar um dos mais ameaçadores objetos próximos da Terra conhecido. A missão OSIRIS-Rex ao asteroide (101955) Bennu será uma pioneira para o desenho de futuras sondas, para realizar o reconhecimento em qualquer objeto ameaçador que possa ser descoberto. Além de monitorar potenciais ameaças, o estudo de asteroides e cometas permite se ter uma oportunidade valiosa para se aprender mais sobre a origem do nosso Sistema Solar, a fonte de água na Terra, e até mesmo sobre a origem das moléculas orgânicas que levaram ao desenvolvimento da vida.

Fonte: NASA

Estrelas vivem mais com menos sódio

Os astrônomos esperam que as estrelas como o Sol percam a maior parte das suas atmosferas para o espaço no final das suas vidas.

© ESO (aglomerado globular NGC 6752)

No entanto, novas observações de um enorme aglomerado estelar, obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO, mostraram contra todas as expectativas que a maioria das estrelas estudadas simplesmente não chegam a esta fase de sua evolução. Uma equipe internacional descobriu que a quantidade de sódio presente nas estrelas permite prever de modo muito preciso como é que estes objetos terminarão as suas vidas.

O modo como as estrelas evoluem e terminam suas vidas foi durante muitos anos um processo considerado bem compreendido. Modelos computacionais detalhados prevêem que estrelas com massa semelhante à do Sol passem por uma fase no final das suas vidas, o chamado ramo assintótico das gigantes ou AGB (sigla do inglês para asymptotic giant branch). As estrelas AGB têm este nome estranho devido à posição que ocupam no diagrama de Hertzsprung-Russel, um gráfico que mostra o brilho das estrelas em função das suas cores. Nesta fase ocorre uma queima final de combustível nuclear, e grande parte da massa das estrelas é perdida na forma de gás e poeira.
Este material expelido é depois utilizado para formar uma nova geração de estrelas, sendo este ciclo de perda de massa e renascimento vital para explicar a evolução química do Universo. Durante um curto período de tempo, o material ejetado é iluminado pela intensa radiação ultravioleta que vem da estrela, formando uma nebulosa planetária, veja a seguir, por exemplo, a nebulosa planetária IC 1295.

© ESO (nebulosa planetária IC 1295)

Este processo fornece também o material necessário à formação de planetas, e contém ainda os ingredientes necessários à vida orgânica.
No entanto, o australiano Simon Campbell (Monash University Centre for Astrophysics, Melbourne, Austrália), especialista em teorias estelares, descobriu em artigos científicos antigos indícios importantes de que algumas estrelas poderiam de algum modo não seguir estas regras, pulando completamente a fase AGB. Simon explica melhor:
“Para um cientista de modelos estelares, estas hipóteses pareciam loucas! Todas as estrelas passam pela fase AGB, de acordo com os nossos modelos. Eu verifiquei e tornei a verificar todos os estudos antigos sobre o assunto, e acabei por concluir que este fato não tinha sido estudado com o rigor necessário. Por isso decidi eu mesmo investigar o assunto, apesar de ter pouca experiência observacional”.
Campbell e a sua equipe utilizaram o VLT do ESO para estudar com muito cuidado a radiação emitida pelas estrelas do aglomerado estelar globular NGC 6752, situado na constelação austral do Pavão. Esta enorme bola de estrelas antigas contém uma primeira geração de estrelas e uma segunda formada pouco tempo depois. Embora as estrelas num aglomerado globular se formem, mais ou menos, todas ao mesmo tempo, sabemos hoje que estes sistemas não são tão simples como se pensava anteriormente. Estes objetos contêm geralmente duas ou mais populações de estrelas com quantidades diferentes de elementos químicos leves, tais como carbono, nitrogênio e, crucial para este estudo, o sódio. As duas gerações conseguem distinguir-se pela quantidade de sódio que contêm, algo que pode ser medido graças à qualidade extremamente elevada dos dados do VLT.
“O FLAMES, o espectrógrafo multi-objeto de alta resolução montado no VLT, era o único instrumento capaz de obter dados de 130 estrelas ao mesmo tempo, e com a qualidade suficiente. Com este instrumento pudemos também observar uma grande parte do aglomerado globular de uma só vez”, acrescenta Campbell.
Os resultados revelaram-se surpreendentes. Todas as estrelas AGB do estudo eram da primeira geração, com níveis de sódio baixos, e nenhuma das estrelas da segunda geração, com níveis mais altos de sódio, tinha se tornado numa AGB. Um total de 70% das estrelas não estavam nesta fase final de queima nuclear com consequente perda de massa. Pensa-se que as estrelas que saltam a fase AGB, evoluirão diretamente para anãs brancas de hélio, arrefecendo gradualmente ao longo de muitos bilhões de anos. Não se pensa que o sódio seja por si só a causa deste comportamento diferente, no entanto deve estar fortemente ligado à sua causa - o que permanece um mistério.
“Parece que as estrelas precisam de uma “dieta” pobre em sódio para que possam atingir a fase AGB no final das suas vidas. Esta observação é importante por várias razões. Estas estrelas são as mais brilhantes nos aglomerados globulares, por isso haverá 70% menos destas estrelas tão brilhantes do que a teoria prevê. O que significa também que os nossos modelos estelares estão incompletos e devem ser corrigidos!”, conclui Campbell.
A equipe espera que sejam encontrados resultados semelhantes para outros aglomerados estelares e está planejando mais observações.

Fonte: ESO

A Nebulosa da Vassoura da Bruxa

Há dez mil anos atrás antes do surgimento da história humana registrada, uma nova luz teria repentinamente aparecido nos céus e apagado depois de algumas semanas.

© Martin Pugh (NGC 6960)

Hoje, nós sabemos que essa luz foi de uma supernova, ou de uma estrela que explodiu, e registrou a nuvem de detritos em expansão como a Nebulosa do Véu, uma remanescente de supernova. Essa imagem telescópica detalhada é centrada no segmento oeste da Nebulosa do Véu catalogado como NGC 6960, mas conhecido menos formalmente como a Nebulosa da Vassoura da Bruxa. Gerada por uma explosão cataclísmica, a onda de choque interestelar vagou pelo espaço varrendo e excitando o material interestelar que encontrava pelo caminho. Imageada com filtros de banda estreita, os filamentos brilhantes são como longas ondas em um lençol vistas quase que totalmente de lado, separando de forma espetacular o gás atômico de hidrogênio (vermelho) e oxigênio (azul esverdeado). A remanescente de supernova localiza-se a aproximadamente 1.400 anos-luz de distância na direção da constelação de Cygnus. Essa Vassoura de Bruxa na verdade se espalha por 35 anos-luz. A brilhante estrela no frame é a 52 Cygni, visível a olho nu num local escuro, mas que não está relacionada com a antiga remanescente de supernova.

Fonte: NASA

A Grande Nuvem de Magalhães

O navegador do século XVI Fernão de Magalhães e sua tripulação tiveram um certo tempo para estudar o céu do hemisfério sul da Terra, durante a primeira circum-navegação do nosso planeta.

© Lorenzo Comolli (Grande Nuvem de Magalhães)

Como resultado, dois objetos difusos parecidos com nuvens facilmente visíveis para os observadores do hemisfério sul são conhecidos como as Nuvens de Magalhães, agora entendidas como sendo galáxias satélites da nossa galáxia muito maior, a Via Láctea. Localizada a aproximadamente 160.000 anos-luz de distância na constelação de Dorado, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC), é vista na imagem acima impressionantemente profunda, colorida e que pode ser vista totalmente anotada abaixo. Se espalhando por aproximadamente 15.000 anos-luz, ela é a galáxia satélite mais massiva da Via Láctea e é o lar da supernova mais próxima da Terra já descoberta na era moderna, a SN 1987A. A parte proeminente um pouco a esquerda do centro é a 30 Doradus, também conhecida como a magnífica Nebulosa da Tarântula, e é uma gigantesca região de formação de estrelas com aproximadamente 1.000 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

Medida distância com precisão de SS Cygni

Uma equipe de astrônomos determinou com uma exatidão sem precedentes a distância ao sistema binário SS Cygni.

© Bill Saxton/NRAO/AUI/NSF (ilustração do sistema SS Cygni)

A equipe de astrônomos utilizou o Very Long Baseline Array (VLBA) e o European VLBI Network (EVN), duas redes gigantes de radiotelescópios nos Estados Unidos, na Europa e Ásia, para determinar a distância ao sistema binário SS Cygni, um dos mais estudados no céu noturno, em 372 anos-luz.

O sistema binário SS Cygni, como o nome indica, fica localizado na constelação do Cisne e é constituído por uma anã branca e uma anã vermelha que orbitam um centro de gravidade comum em apenas 6,6 horas. A gravidade intensa da anã branca captura material da companheira anã vermelha, menos maciça. Este material forma um disco de acreção em torno da anã branca. Nesse disco, o material é acelerado, é sujeito ao atrito, e é aquecido a temperaturas muito elevadas até cair na superfície da anã branca. Com uma periodicidade (muito irregular) de aproximadamente 49 dias, o sistema tem erupções em que aumenta consideravelmente de brilho, passando da sua habitual magnitude 12-13 para um pico de magnitude 8 (100 vezes mais brilhante).

A explicação mais aceita para estas erupções tem a ver com a velocidade do material no disco da anã branca até cair na superfície da mesma. Quando o material é transferido com um ritmo elevado da anã vermelha para o disco, este mantem-se em rotação estável. Quando o ritmo de transferência baixa o disco torna-se instável e dá origem às erupções observadas. Nestas ocasiões o sistema emite também ondas de rádio provenientes de jatos de partículas que se formam nos polos do disco de acreção.

Este mecanismo explica de forma bastante satisfatória as características das novas anãs com a excepção, curiosamente, da SS Cygni, o protótipo da classe. De fato, observações realizadas com o telescópio espacial Hubble entre 1999 e 2004 permitiram calcular uma distância para SS Cygni na ordem dos 520 anos-luz. Esta distância faria SS Cygni a nova anã mais luminosa conhecida e a massa das componentes seria suficiente para manter o sistema sempre ao mais elevado ritmo de transferência, e portanto, sem erupções.

Para tentar esclarecer esta questão, e aproveitando o aspecto da estrela emitir ondas de rádio durante as erupções, astrônomos amadores da American Association of Variable Star Observers (AAVSO) que monitoram regularmente o brilho do sistema, determinaram o seu paralaxe geométrico com enorme precisão observando o sistema em ondas de rádio através dos interferômetros VLBA e EVN, aproveitando a sua resolução sub-segundo de arco e usando como pontos de referência para a determinação do paralaxe de radiogaláxias ou quasares a distâncias imensas. As observações decorreram entre 2010 e 2012, em diferentes épocas do ano, e a distância obtida, de 372 anos-luz, mostra que SS Cygni é afinal uma nova anã perfeitamente normal que se encaixa perfeitamente no cenário acima descrito como explicação para as erupções. O paralaxe obtido com o telescópio Hubble estava sujeito a muitos fatores de erro que agora se tornaram evidentes.

Fonte: Science

Fusão rara revela segredos de galáxias

O observatório espacial Herschel captou uma fusão incomum entre duas galáxias.

© ESA (fusão de galáxias massivas)

Tal façanha poderia resolver a incógnita de como as grandes galáxias passivas se formaram no Universo primordial.

As observações do Herschel permitem estabelecer que essas galáxias elípticas não se criam por uma fusão gravitacional de outras mais pequenas, como se acreditava anteriormente.

A razão é que foi observado o início da fusão entre duas galáxias em espiral, de características similares à Via Láctea, que poderia ter originado uma grande galáxia elíptica.

Essa fusão foi identificada inicialmente como uma única fonte e batizada como HXMM01. No entanto, um estudo mais detalhado revelou que se tratava de duas galáxias, cada uma com uma massa estelar equivalente a 100.000 vezes o Sol e com uma quantidade de gás de mesma ordem.

Este monstruoso sistema de galáxias em interação é a fábrica de estrelas mais eficiente jamais detectada no Universo primitivo, quando este tinha apenas 3 bilhões de anos.

O começo do encontro galáctico desencadeou uma frenética atividade de formação de estrelas, com um ritmo equivalente a 2.000 por ano, com as propriedades do Sol.

Esta fusão possibilitará aperfeiçoar os modelos atuais que descrevem a formação e evolução das galáxias. No entanto, o sistema terminará esgotando suas reservas de gás, detendo a produção e se convertendo em uma população envelhecida de estrelas vermelhas, frias e de baixa massa.

Calcula-se que a HXMM01 demorará 200 milhões de anos para transformar todo seu gás em estrelas, enquanto o processo de fusão demorará cerca de 1 bilhão de anos para se completar.

O resultado final será uma galáxia elíptica vermelha e morta, com cerca de 400 bilhões de massas solares.

Um artigo sobre o assunto foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESA

O sucesso do Very Large Telescope do ESO

Com uma nova imagem de uma bonita maternidade estelar, o ESO celebra o 15º aniversário do Very Large Telescope (VLT), o instrumento óptico mais avançado do mundo.

© ESO/VLT (nebulosa IC 2944)

Esta imagem mostra densos nós de poeira destacados sobre o fundo rosa da nuvem de gás brilhante conhecida como IC 2944. Estes glóbulos opacos parecem pingos de tinta flutuando num coquetel de morango, com formas extravagantes esculpidas pela intensa radiação emitida pelas brilhantes estrelas jovens da vizinhança.

A primeira luz do primeiro dos quatro telescópios principais do VLT ocorreu em 25 de maio de 1998. Desde então os quatro pequenos telescópios auxiliares que fazem parte do Interferômetro do VLT (VLTI) juntaram-se aos quatro telescópios gigantes originais. Os grandes telescópios chamam-se Antu, Kueyen, Melipal e Yepun.

© ESO (Very Large Telescope Interferometer)

O VLT é uma das infraestruturas astronômicas terrestres mais poderosas e produtivas que existem. Em 2012 foram publicados mais de 600 artigos científicos com júri de leitura, baseados em dados obtidos com o VLT e o VLTI.
As nuvens de gás e poeira interestelares são as maternidades onde novas estrelas se formam e crescem. Esta nova imagem mostra uma delas, IC 2944, que nos aparece como o fundo brilhante cor de rosa. A nebulosa IC 2944 está associada ao brilhante aglomerado estelar IC 2948, sendo que ambos os nomes estão algumas vezes associados à região total. Muitas das estrelas brilhantes do aglomerado aparecem na imagem.

Esta é a imagem mais nítida já obtida para este objeto a partir do solo. A nuvem situa-se a cerca de 6.500 anos-luz de distância, na constelação do Centauro. Podemos encontrar nesta região do céu muitas outras nebulosas semelhantes, que são exaustivamente observadas pelos astrônomos no intuito de estudar os mecanismos que regem a formação estelar.
As nebulosas de emissão, como a IC 2944, são compostas essencialmente por hidrogênio gasoso, que brilha com um distinto tom avermelhado, devido à intensa radiação emitida por muitas estrelas brilhantes recém nascidas. Podemos observar de forma proeminente, sob o fundo brilhante, misteriosos nós escuros de poeira opaca, nuvens frias conhecidas por glóbulos de Bok. Os objetos foram baptizados em homenagem ao astrônomo holandês/americano Bart Bok que, nos anos 1940, foi o primeiro a pensar que nestes locais poderia ocorrer formação estelar. Estes, em particular, são chamados Glóbulos de Thackeray.   Estes glóbulos foram descobertos a partir da África do Sul pelo astrônomo inglês David Thackeray, em 1950.
Os glóbulos de Bok maiores, situados em regiões mais calmas, colapsam normalmente para formar novas estrelas, mas os da imagem encontram-se sob intenso bombardeamento proveniente da radiação ultravioleta emitida por estrelas quentes jovens próximas, estando por isso dilapidados e fragmentados, um pouco como pedaços de manteiga colocados numa frigideira quente. É muito provável que os Glóbulos de Thackeray sejam destruídos antes de conseguirem colapsar e formar estrelas.
Os glóbulos de Bok não são fáceis de estudar. Uma vez que são opacos à radiação visível, os astrônomos têm dificuldade em observar o seu funcionamento interno e por isso são necessárias outras ferramentas para revelar os seus segredos, denominadas observações no infravermelho ou no submilímetro, onde as nuvens de poeira, com uma temperatura de apenas alguns graus acima do zero absoluto, brilham. Estudos efetuados aos glóbulos de Thackeray nestes comprimentos de onda confirmaram, efetivamente, que não está ocorrendo formação estelar no seu interior.
Esta região do céu foi igualmente observada no passado pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. Esta nova imagem obtida pelo instrumento FORS, montado no Very Large Telescope do ESO, no Observatório do Paranal, no norte do Chile, cobre uma região do céu maior que a coberta pelo Hubble, mostrando-nos por isso uma paisagem de formação estelar mais alargada.

Fonte: ESO

Descoberta estrela gêmea do Sol

Pesquisadores da Universidade Federal do Rio Grande do Norte anunciaram a descoberta da CoRot Sol 1, nome dado à estrela gêmea solar conhecida como a mais distante da Via Láctea, galáxia que abriga o Sistema Solar.

© UFRN (CoRoT Sol 1)

De acordo com os cientistas, a análise do astro ajuda a prever o futuro do Sol, além de dar aos astrônomos a oportunidade de testar as atuais teorias da evolução estelar e solar.

O líder da equipe de pesquisadores, José Dias do Nascimento, explica que a CoRoT Sol 1 é cerca de 2 bilhões de anos mais velho que o Sol, mas seu período de rotação é quase o mesmo. "É a única estrela com essas características que é mais velha do que o Sol", informa o astrônomo. A massa e composição química de ambas é semelhante, conforme o estudo desenvolvido na UFRN. No entanto, ao contrário das outras gêmeas solares, que são relativamente brilhantes, o brilho da CoRoT Sol 1 é 200 vezes mais fraco do que o do Sol.

O fato de a estrela gêmea estar em um estágio ligeiramente mais evoluído que o Sol será utilizado para análises sobre o futuro do Sistema Solar. "Em 2 bilhões de anos, na idade que o Sol terá a idade atual da gêmea solar CoRoT Sol 1, a radiação emitida pelo Sol deve aumentar e tornar a superfície da Terra tão quente que a água líquida não poderá mais existir em seu estado natural", comenta Nascimento. As informações analisadas pela equipe foram captadas por um satélite CoRoT, lançado em 2006 e operado do Havaí, nos Estados Unidos.

O astrônomo pondera que determinar a idade de uma estrela é, provavelmente, um dos aspectos mais difíceis da análise, porém espectros de alta qualidade podem ajudar a determinar as idades estelares. O grande espelho de 8,2 metros e a precisão do telescópio Subaru foram essenciais para tornar possível a realização do estudo dos espectros da estrela gêmea.

A equipe planeja usar o telescópio Subaru para continuar a investigação sobre novas estrelas similares ao Sol. "Nos últimos 30 anos, apenas cinco estrelas foram descobertas", informa José Dias do Nascimento. De acordo com o astrônomo, o satélite CoRoT forneceu a observação de 230 mil estrelas. Usando um método criado na própria UFRN, foram escolhidas as candidatas a gêmea.
"Sobraram 500 estrelas e, dessas, pedimos para observar 30. Analisamos quatro e duas se apresentaram muito parecidas com o Sol, com a diferença que em uma delas o espectro ficou excelente, muito parecido com o Sol. Isso tornou a descoberta ainda mais preciosa", detalha Nascimento, que continuará a busca por astros gêmeos. "Agora vamos atacar outras estrelas. Queremos achar a estrela gêmea dois, três e daí por diante".
O anúncio da estrela gêmea solar foi feito na última sexta-feira (17). A descoberta faz parte do artigo intitulado “"The Future of the Sun: An Evolved Solar Twin Revealed by CoRoT", que foi aceito para publicação e sairá em breve na revista Astrophysical Journal Letters.

A equipe de cientistas responsável pela descoberta é composta por José Dias do Nascimento, da UFRN, que lidera o grupo; Jefferson Soares Costa e Matthieu Castro, também da UFRN; Yochi Takeda, do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ); Gustavo Porto de Mello, do Observatório do Valongo da Universidade Federal do Rio de Janeiro e Jorge Melendéz, da Universidade de São Paulo.

Fonte: Brazilian Space