Onde as estrelas acabam e as anãs marrons começam?

Estrelas estão inseridas numa faixa de tamanho enorme, de muitas dezenas de vezes maior do que o Sol a uma pequena fração do seu tamanho.Mas a resposta para o quão pequeno um corpo astronômico pode ser, e ainda ser uma estrela, nunca foi conhecido.

© P. Marenfeld (diagrama tamanho x temperatura)

O diagrama acima mostra a relação entre o tamanho e a temperatura no ponto onde as estrelas terminam e as anãs marrons começam a surgir.

Mas a resposta para o quão pequeno um corpo astronômico pode ser, e ainda ser uma estrela, nunca foi conhecido. O que se sabe é que os objetos abaixo deste limite não são capazes de inflamar e sustentar a fusão de hidrogênio em seus núcleos: esses objetos são referidos como anãs marrons.

Na pesquisa aceita para publicação no Astronomical Journal, o grupo RECONS (Research Consortium On Nearby Stars) da Universidade Estadual da Georgia State University descobriu a evidência observacional para o intervalo previsto teoricamente entre estrelas muito baixas em massa e as anãs marrons. Os dados vieram com auxílio dos telescópios SOAR (SOuthern Astrophysical Research) 4,1m e SMARTS (Small and Moderate Aperture Research Telescope System) de 0,9m no Observatório Interamericano de Cerro Tololo (CTIO), no Chile, que é uma divisão do National Optical Astronomy Observatory (NOAO).

Durante a maior parte de suas vidas, as estrelas obedecem a uma relação conhecida como sequência principal, que mostra uma relação entre luminosidade e temperatura, e também uma relação entre a luminosidade e o raio. Estrelas se comportam como os balões no sentido de que a adição de materiais à estrela provoca o aumento do seu raio; em uma estrela o material é o elemento hidrogênio, em vez de ar, que é adicionado a um balão.

Por outro lado, anãs marrons são descritas por leis físicas diferentes (chamadas de pressão de degeneração de elétrons) das estrelas e tem o comportamento oposto. As camadas internas de uma anã marrom trabalham como um colchão de mola, ou seja, ao adicionar peso sobre eles faz com que  encolhem. Portanto, anãs marrons realmente diminuem em tamanho, com acréscimo de massa.

Como o Dr. Sergio Dieterich, o autor do estudo, explicou: "A fim de distinguir estrelas das anãs marrons medimos a luz de cada objeto perto do limite anã estelar/marrom. Também medimos cuidadosamente as distâncias de cada objeto. Então, calculamos suas temperaturas e raios usando as leis físicas básicas, e descobrimos a localização dos menores objetos que observamos. Vemos que o raio diminui com a diminuição da temperatura, como esperado para as estrelas, até chegarmos a uma temperatura de cerca de 2.100K. Nesta região vemos uma lacuna sem objetos, em seguida, o raio começa a aumentar com a diminuição da temperatura, como esperamos para anãs marrons."

Dr. Todd Henry, outro autor , disse: "Nós podemos agora apontar para uma temperatura (2.100K), raio (8,7% à do Sol) e luminosidade (1/8000 do Sol) e dizer que a sequência principal termina aí e foi possível identificar uma estrela em particular (com a designação 2MASS J0513-1403) como representante das menores estrelas.

Além de responder a uma questão fundamental na astrofísica estelar sobre o fim legal da sequência principal, a descoberta tem implicações significativas na busca por vida no Universo. Porque anãs marrons esfriam em uma escala de tempo de apenas milhões de anos, os planetas em torno de anãs marrons são pobres candidatos à habitabilidade, enquanto que estrelas de massa muito baixas fornecem calor constante e um ambiente de baixa radiação ultravioleta há bilhões de anos. Sabendo que a temperatura onde as estrelas acabam e as anãs marrons começam deve ajudar os astrônomos a decidir quais objetos são candidatos para hospedar planetas habitáveis​​.

Além disso, como as anãs marrons esfriam para sempre, elas eventualmente tornam-se um tipo de matéria escura macroscópica, por isso é importante saber o quanto a matéria escura está presa na forma de anãs marrons muito antigas e frias.

Fonte: NOAO

Supernovas mais brilhantes e distantes do Universo

Duas supernovas recém-descobertas são especialmente intrigantes porque o mecanismo que aciona o colapso de uma estrela gigante para um buraco negro ou estrela de nêutrons normais não pode explicar sua luminosidade extrema.

© Universidade Harvard (ilustraçao de uma supernova superluminosa)

Descoberto em 2006 e 2007, as supernovas foram tão incomum que os astrônomos inicialmente não conseguia descobrir o que eram ou mesmo determinar suas distâncias da Terra.

Astrônomos do Supernova Legacy Survey (SNLS) descobriram duas das supernovas mais brilhantes e mais distantes já registradas, com redshifts de 0,1-4 e localizadas a 10 bilhões de anos-luz de distância e uma centena de vezes mais luminosa do que uma supernova normal. Elas irrdiam uma potência de 10⁵² ergs por segundo.

"No começo, não tínhamos idéia de que essas coisas eram, mesmo se elas eram supernovas ou se elas estavam em nossa galáxia ou distantes", disse o principal autor D. Andrew Howell, um cientista da equipe do Las Cumbres Observatory Global Telescope Network (LCOGT) e professor adjunto na Universidade de Santa Barbara.

As supernovas superluminosas recém-descobertas são denominadas SNLS 06D4eu e SNLS 07D2bv. A SNLS-06D4eu, é a mais distante e, possivelmente, o membro mais luminoso de uma classe emergente de explosões chamada de supernovas superluminosas, uma subclasse especial de supernovas que não têm hidrogênio. As supernovas superluminosas são tão quentes que o pico da emissão de luz está na região ultravioleta do espectro. Por causa do bloqueio da luz ultravioleta pela atmosfera da Terra, elas nunca tinham sido totalmente observadas antes.

O novo estudo descobriu que as supernovas estão provavelmente provendo energia pela criação de um magnetar, uma estrela de nêutrons extremamente magnetizado girando centenas de vezes por segundo. Magnetares têm a massa do Sol embalada em uma estrela do tamanho de uma cidade e possuem campos magnéticos de uma centena de trilhões de vezes ao da Terra. Enquanto várias destas supernovas superluminosas foram vistas desde que foram anunciadas pela primeira vez em 2009, e a criação de um magnetar tinha sido postulada como uma possível fonte de energia, o trabalho de Howell e seus colegas é o primeiro a combinar observações detalhadas para modelos de que tal explosão pode parecer. Os modelos consistem do decaimento do ⁵⁶Ni e interação com o material circunstelar, mas os pesquisadores consideraram a criação de um magnetar com um período de 2 ms, um campo magnético de 2 × 10¹⁴ G (gauss), e um progenitor com 3 M_☉ (massas solares) fornece um melhor ajuste aos dados.

Fonte: Astrophysical Journal

Aglomerados estelares com mais nitrogênio

Estrelas de idade e composição distintas formam os mais antigos agrupamentos de matéria das galáxias.

© Lorenzo Comolli (galáxia de Andrômeda)

Surgidos entre 12 e 10 bilhões de anos atrás, os sistemas estelares mais antigos ainda existentes na Via Láctea e outras galáxias são enormes agrupamentos de matéria que reúnem centenas de milhares de estrelas. Na Via Láctea são conhecidos em torno de 160 sistemas desse tipo, distribuídos sob a forma de um halo em torno da galáxia. Denominadas tecnicamente aglomerados globulares, tais formações podem guardar a chave para a compreensão de alguns dos mistérios do Universo primordial. Até o final da década passada, a ideia corrente entre os astrofísicos era a de que todas as estrelas de um aglomerado teriam se formado de uma só vez e, basicamente, com a mesma composição química. Observações mais recentes, no entanto, lançaram dúvidas sobre esse modelo ao mostrarem que há em certos aglomerados globulares várias gerações de estrelas, com distintas idades e diferentes abundâncias de certos elementos da tabela periódica. Em outras palavras, o processo de formação dos aglomerados não deve ter sido tão simples como se cogitou no passado. Um artigo científico publicado em 10 de outubro na revista Astrophysical Journal Letters pelo astrofísico brasileiro Ricardo Schiavon, professor da Universidade John Moores de Liverpool, Inglaterra, reforça essa suspeita atual.

© Adam Evans (aglomerados globulares no halo de galáxia)

A imagem acima mostra os aglomerados globulares localizados no halo de galáxia.

No trabalho, Schiavon apresenta uma espécie de lei que parece reger a dinâmica envolvida no surgimento dos aglomerados: quanto maior for a massa desse tipo de formação, maior a quantidade de nitrogênio presente em suas estrelas. Tal correlação é interpretada como uma evidência de que realmente existem várias gerações de estrelas dentro dos aglomerados e de que as populações estelares mais jovens são mais ricas em nitrogênio do que as mais antigas. “Pela primeira vez estabeleceu-se de maneira sólida uma correlação empírica entre um parâmetro global dos aglomerados globulares, como a sua massa, e a composição química das suas estrelas”, diz Schiavon.

“Essa ligação sugere fortemente que os aglomerados de fato sofreram uma evolução química intrínseca.” Com o passar do tempo, o meio interestelar dos aglomerados, constituído de poeira e gás, deve ter se tornado mais rico em nitrogênio, produzido e ejetado pelas primeiras gerações de estrelas ali formadas, e a maior quantidade desse elemento foi progressivamente incorporada à composição das populações subsequentes de estrelas surgidas no interior desses sistemas.

Ao lado de colegas dos Estados Unidos e Canadá, o brasileiro encontrou essa correlação depois de ter medido a luz integrada, a luminosidade média de todas as estrelas de 72 aglomerados de Andrômeda (M31), a maior galáxia espiral situada nas proximidades da Via Láctea. Além de estudar a abundância de nitrogênio, os pesquisadores analisaram as quantidades de carbono, ferro, magnésio e cálcio nos aglomerados. Mas, nesses casos, não encontraram uma conexão clara entre massa e qualquer um desses elementos. Embora os aglomerados de nossa própria galáxia estejam muito mais próximos, os pesquisadores optaram por trabalhar com a galáxia vizinha.

“Em certo sentido, é mais fácil estudar os aglomerados de Andrômeda do que os de nossa galáxia porque não precisamos olhar em meio a uma floresta de estrelas situadas no “primeiro plano” da nossa visão”, diz o astrofísico Charlie Conroy, da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, coautor do trabalho. “Mas os resultados que encontramos devem valer para aglomerados de quaisquer galáxias, inclusive a Via Láctea.”

O nitrogênio é sintetizado em grande quantidade por estrelas de porte intermediário, com massa de quatro a oito vezes maior do que a do Sol. Como só foi encontrada uma correlação entre a massa dos aglomerados e a presença desse elemento em suas estrelas, os astrofísicos suspeitam que o processo de enriquecimento químico ocorrido no interior desse tipo de formação estelar se deu por meio da incorporação de matéria ejetada por estrelas de tamanho médio. Quando atingem a meia-idade, tais estrelas ejetam grande quantidade de massa sob a forma de ventos estelares. Grandemente enriquecido em nitrogênio, esse material contaminou o gás onde se formaram as gerações mais jovens de estrelas, que, assim, se tornaram mais ricas nesse elemento.

Para a astrofísica Beatriz Barbuy, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP), especialista na caracterização química de populações estelares (que não participou do estudo com os aglomerados globulares), o trabalho de Schiavon e seus colegas foi bem feito e apresenta resultados consistentes. “A correlação encontrada entre massa e abundância de nitrogênio é importante em vista da grande resistência que havia no passado à ideia de autoenriquecimento de aglomerados”, diz Beatriz. “Ela também confirma as evidências atuais de que há diversas populações de estrelas subsequentes em aglomerados.”

Fonte: FAPESP (Pesquisa)

Detectado um exoplaneta com base numa previsão teórica

Uma equipe europeia usou o espectrógrafo SOPHIE para detetar a presença do Kepler-88 c. A existência deste exoplaneta, que até agora não tinha sido detectado, foi prevista pela perturbação gravitacional, provocada no seu irmão que transita a estrela, Kepler-88 b.

© CAUP/Alexandre Santerne (ilustração do sistema Kepler-88)

O SOPHIE, um espectrógrafo de alta resolução para a observação de fenômenos no interior de estrelas e de exoplanetas, com precisão para medir velocidades radiais da ordem de 2 metros por segundo. Está instalado no telescópio de 1,93 metros do observatório de Haute-Provence na França. Com o SOPHIE também foi medida a massa do Kepler-88 c. O método das velocidades radiais detecta exoplanetas medindo pequenas variações na velocidade (radial) da estrela, devidas ao movimento que a órbita desses planetas imprime na estrela. A título de exemplo, a variação de velocidade que o movimento da Terra imprime ao Sol é de apenas 10 cm/s (cerca de 0,36 km/h). Com este método é possível determinar o valor mínimo da massa do planeta.

O principal objetivo do telescópio espacial Kepler da NASA era a procura de trânsitos periódicos em centenas de milhares de estrelas, e durante os 4 anos que durou a missão, detectou mais de 3.500. O método dos trânsitos consiste na medição da diminuição da luz de uma estrela, provocada pela passagem de um exoplaneta à frente dessa estrela. No entanto, nem todos os planetas no campo do Kepler são detectáveis por este telescópio, pois se o plano orbital estiver ligeiramente desalinhado com a linha de visão para a Terra, os planetas já não transitam e por isso são “invisíveis” para o Kepler.

Mas os planetas que orbitam a mesma estrela interagem gravitacionalmente uns com os outros. Esta interação provoca perturbações nos períodos de trânsitos previstos dos planetas, denominado Variações no Tempo de Trânsito (Time Transit Variations – TTV).

Uma análise dinâmica detalhada à interação entre planetas, efetuada anteriormente pela equipe liderada por David Nesvorný, previu que o sistema Kepler-88 tivesse dois planetas, um que transita (Kepler-88 b), e cujo período orbital é fortemente perturbado por um planeta que não transita (Kepler-88 c). Estes estarão numa ressonância 2 para 1, isto é, um planeta completa duas órbitas no mesmo período que o outro completa apenas uma. Esta configuração é semelhante à da Terra e de Marte, com o planeta vermelho orbitando o Sol em cerca de 2 anos.

A técnica TTV é sensível a planetas até à massa da Terra, em sistemas múltiplos, e pode por isso ser usada para detectar a existência de planetas que não transitam, mas que provocam perturbações na órbita dos planetas que transitam. Esta é a primeira vez que a massa de um exoplaneta “invisível”, calculada com base em Variações no Tempo de Trânsito, é confirmada de forma independente por outra técnica.

Este resultado confirma que a TTV é uma técnica válida para a detecção destes planetas “invisíveis” em sistemas com múltiplos planetas. Neste momento a técnica foi já usada para determinar a massa de mais de 120 exoplanetas, até à massa da Terra, em 47 sistemas estelares.

Netuno foi o primeiro planeta a ser detectado pela influência gravitacional que exercia sobre outro planeta (Urano). O matemático francês Urbain Le Verrier calculou que as anomalias na órbita de Urano eram devidas a uma ressonância 2 para 1 de um planeta que ainda não tinha sido observado. Os seus cálculos levaram Johann Gottfried Galle a encontrar Netuno a 23 de setembro de 1846.

Esta confirmação independente da técnica TTV permite antecipar o futuro da exploração de sistemas de exoplanetas a partir do espaço com a missão PLATO, candidata ao programa “Cosmic Vision” da ESA.

Fonte: Centro de Astrofísica da Universidade do Porto

Luz pulsante oriunda de estrela variável

Esta imagem do Hubble mostra RS Puppis, um tipo de estrela variável conhecido como uma variável Cefeida.

© Hubble (estrela variável RS Puppis)

As estrelas variáveis ​​Cefeidas são objetos cósmicos fascinantes. Sua regularidade estranha no brilho permite aos astrônomos a utilizarem como velas padrão para medir distâncias no cosmo.

A estrela variável RS Puppis está localizada a 6.500 anos-luz de distância no sul da constelação de Puppis. Ela tem 10 vezes a massa do Sol e 200 vezes maior, variando seu brilho por quase um fator de cinco vezes a cada 40 ou mais dias.
A RS Puppis está encoberta por nuvens escuras de poeira permitindo um fenômeno conhecido como “eco de luz” que reflete a nebulosa empoeirada circundante. Seu brilho intrínseco médio é 15.000 vezes maior do que a luminosidade do Sol.
Estas observações do Hubble mostram o objeto etéreo incorporado em seu ambiente empoeirado, contra um céu escuro cheio de galáxias de fundo.

Estudar estrelas como RS Puppis nos ajuda a medir e compreender a grande escala do Universo.

Fonte: ESA

O encolhimento de Mercúrio

Cientistas descobriram que o planeta mais próximo do Sol encolheu muito mais que se pensava anteriormente durante seu tempo de vida.

© NASA/JHUAPL/Carnegie Institute of Washington (planeta Mercúrio)

Estudos de Mercúrio mostram que o planeta perdeu cerca de 11 quilômetros de diâmetro desde o flamejante nascimento do sistema solar há 4,5 bilhões de anos. Conforme se resfriava e contraía, o planeta ficou marcado por longas saliências curvadas parecidas com as rugas de uma maçã desidratada.
Um novo censo dessas saliências, chamadas de escarpas lobulares, encontrou mais delas que em qualquer momento do passado, e com uma aparência mais grave.
“A descoberta sugere que Mercúrio encolheu muito mais do que previa a estimativa anterior, que era de dois a três quilômetros,” explica Paul Byrne, cientista planetário da Carnegie Institution for Science em Washington. Ele apresentou os resultados em 9 de dezembro durante uma reunião da União Geofísica dos Estados Unidos em San Francisco, na Califórnia. 
Os resultados ajudam a explicar como o enorme núcleo metálico de Mercúrio se resfriou no decorrer do tempo. Isso também pode finalmente reconciliar cientistas teóricos, que previram um grande encolhimento, com observadores que não encontravam evidências disso, até agora.

Os pesquisadores planetários discutem sobre as escarpas lobulares de Mercúrio desde que a sonda Mariner 10 passou três vezes pelo planeta em 1974 e 1975. Pesquisadores podem usar medidas de comprimento e altura das escarpas para calcular quanta redução planetária elas representam.
Esse encolhimento é produto da estranha composição de Mercúrio. A maior parte do planeta é composta por um grande núcleo, e assim ele teria arrefecido rapidamente enquanto o calor passava por sua superfície. Estudos de modelamento há muito sugerem que o planeta deveria ter encolhido entre 10 e 20 quilômetros durante seu tempo de vida, em contraste com os dois ou três quilômetros estimados a partir dos dados da Mariner 10.
As estimativas mais recentes vêm da sonda MESSENGER da NASA que fotografa e mede a topografia de Mercúrio. No ano passado, pesquisadores italianos usaram dados da MESSENGER cobrindo um quinto do planeta para mostrar que seu encolhimento provavelmente era maior que as estimativas da Mariner 10.
De acordo com Byrne, o trabalho mais recente, que cobriu o planeta inteiro, revelou muitas escarpas lobulares com relevo vertical acentuado. Além disso, o trabalho também revelou detalhes de outro tipo de elemento de superfície que pode estar relacionado ao encolhimento: “cristas” nas saliências, que são menos pronunciadas que a escarpas lobulares, mas que também podem ter se formado durante a contração. De acordo com Byrne, os dados das escarpas lobulares e das cristas das saliências combinados sugerem que o diâmetro de Mercúrio encolheu 11,4 quilômetros. Mesmo se ignorarmos as cristas das saliências, a contração fica em 10,2 quilômetros.
Esses números são plausíveis para pelo menos um cientista planetário que estudou o encolhimento de Mercúrio usando dados da Mariner 10 na década de 70. Jay Melosh, geólogo planetário da Purdue University em West Lafayette, no estado de Indiana, suspeita que pode haver ainda mais escarpas lobulares por lá.

Fonte: Nature

Surpresa química na Nebulosa do Caranguejo

Astrônomos descobriram uma rara ligação química na parte remanescente de uma estrela que explodiu por volta do ano 1054, chamada de Nebulosa do Caranguejo.

© Herschel/Hubble (Nebulosa do Caranguejo)

A pesquisa foi realizada com o auxílio do observatório espacial Herschel e ajudará os cientistas a entenderem melhor as supernovas, a violenta morte explosiva de estrelas massivas.

A descoberta inesperada envolve o gás nobre Argônio, que raramente se envolve em reações químicas. Os gases nobres são os elementos químicos: hélio, neônio, argônio, criptônio, xenônio, radônio e ununóctio.

Um novo estudo, liderado por Michael Barlow, da University College London, no Reino Unido, e baseado nos dados espectrais do Herschel, encontrou a primeira evidência de um composto no espaço baseado num gás nobre, uma molécula chamada de hidreto de argônio (³⁶ArH⁺).

“O estranho é que as condições hostis na remanescente de supernova parecem ter sido responsáveis pelo fato de parte do argônio encontrar uma parceria com o hidrogênio”, disse Paul Goldsmith do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, na Califórnia.

“Essa não é só a primeira detecção de uma molécula baseada num gás nobre no espaço, mas também uma nova perspectiva sobre a Nebulosa do Caranguejo. O Herschel mediu diretamente o isótopo de argônio que se espera ser produzido por meio de uma nucleossíntese explosiva no núcleo em colapso de uma supernova, refinando nosso entendimento sobre a origem dessa remanescente de supernova”, concluiu Göran Pilbratt, cientista de projeto do Herschel na ESA (Agência Espacial Europeia).

O isótopo de argônio encontrado na Nebulosa do Caranguejo é diferente da que domina na atmosfera da Terra, ⁴⁰Ar, que deriva do decaimento de um isótopo radioativo de potássio (⁴⁰K) presente nas rochas do nosso planeta. Com cerca de um por cento, o argônio é o terceiro gás mais abundante na atmosfera da Terra, depois do nitrogênio e oxigênio.

© Herschel (linhas de emissão do hidreto de argônio)

O estudo é baseado em dados coletados com o Spectral and Photometric Imaging Receiver (SPIRE) inserido no observatório espacial Herschel. A equipe de astrônomos detectou duas linhas de emissão correspondentes às duas primeiras transições rotacionais do hidreto de argônio nas frequências de 617,5 GHz e 1.234,6 GHz, respectivamente. Para identificar as linhas, eles fizeram uso de duas extensas bases de dados de linhas moleculares: o Cologne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) e o Madrid Molecular Spectroscopy Excitation (MADEX).

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: ESA

Vapor d’água está sendo ejetado da superfície de Europa

O telescópio espacial Hubble descobriu vapor d’água sendo expelido da frígida superfície da lua Europa de Júpiter, em uma ou mais plumas localizadas perto do seu polo sul.

© ESA (ilustração das plumas de vapor de água em Europa)

A lua Europa provavelmente possui um oceano líquido abaixo de sua crosta congelada fazendo dela um dos principais alvos na busca por mundos habitáveis além da Terra. Essa nova descoberta é a primeira evidência observacional de vapor d’água sendo ejetado da superfície da lua. Contudo, não é possível saber ainda se essas plumas estão conectadas com a água líquida da subsuperfície.

A descoberta do Hubble faz Europa ser somente a segunda lua no Sistema Solar que apresenta plumas de vapor d’água. Em 2005, plumas de vapor d’água foram detectadas pela sonda Cassini da NASA sendo expelidas da superfície da lua de Saturno, Encélado.

As plumas de Europa foram descobertas pelas observações do Hubble em Dezembro de 2012. O Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) detectou a luz ultravioleta apagada de uma aurora no polo sul da lua. Essa aurora é dirigida pelo intenso campo magnético de Júpiter, que faz com que as partículas alcancem altas velocidades de modo que elas possam espalhar as moléculas de água na pluma quando elas as atingem, resultando em íons de oxigênio e hidrogênio que deixam suas impressões nas cores da aurora.

Somente o vapor d’água tem sido detectado, diferente das plumas em Encélado, que também contém partículas de gelo e de poeira.

As longas fraturas na superfície de Europa, conhecidas como Linea, podem estar expelindo o vapor d’água para o espaço. Fissuras similares têm sido fotografadas no polo sul de Encélado pela sonda Cassini. É desconhecido em qual profundidade da crosta de Europa a fonte da água está localizada.

Assim como em Encélado, a equipe do Hubble descobriu que a intensidade das plumas variam com a posição orbital de Europa. Gêiseres ativos só foram vistos quando a lua está mais distante de Júpiter. Mas os pesquisadores não puderam detectar qualquer sinal de ejeção de material quando Europa está mais perto de Júpiter.

Uma explicação para isso é que as longas fraturas na crosta congelada experimentam mais tensão à medida que as forças de marés gravitacionais puxam e empurram a lua e as aberturas expandem em distâncias maiores de Júpiter. As aberturas ficam mais estreitas ou fechadas quando ocorre a maior aproximação do gigante gasoso.

Missões espaciais futuras para Europa poderiam confirmar a localização e o tamanho exato das aberturas e determinar se elas se conectam com o líquido nos reservatórios abaixo da superfície. Essa é uma importante notícia para as missões como a JUpiter ICy moons Explorer (JUICE) da ESA, uma missão planejada para ser lançada em 2022, e que tem como objetivo explorar tanto Júpiter como suas três maiores luas: Ganimedes, Calisto e Europa.

As descobertas do Hubble foram publicadas Science Express, e estão sendo reportadas no congresso da American Geophysical Union em San Francisco, na Califórnia.

Fonte: ESA

O ápice das Geminídeas

chuva anual de meteoros Geminídeas chegará no seu ápice na madrugada deste sábado.

© Wally Pacholka (meteoro geminídeo)

Todos os anos, em dezembro, meteoros parecem irradiar a partir de um ponto próximo à estrela Castor, na constelação de Gêmeos, que neste ano decorrem entre os dias 4 e 17 de dezembro. A partir da meia-noite, a constelação de Gêmeos já surge no horizonte leste.

A taxa horária zenital prevista é de 120 meteoros por hora, porém como a Lua estará a cerca de 90% da sua luminosidade total numa posição próxima da radiante desta chuva de meteoros, poderá ofuscar os meteoros menos brilhantes, reduzindo taxa horária. Os meteoros podem surgir em qualquer região do céu.

A chuva de meteoros Geminídeas ocorre cada vez que a Terra passa pela rota da órbita solar de um asteroide chamado 3200 Phaethon que possui cerca de 5 km de diâmetro. Esse objeto foi descoberto em 1983 pelo satélite infravermelho IRAS da NASA, que fez história produzindo o primeiro mapa do céu inteiro em comprimentos de onda do infravermelho. Essa faixa do espectro, estudada pelo IRAS é absorvida principalmente pelo vapor d’água e gás carbônico da nossa atmosfera. Os seus parâmetros orbitais do 3200 Phaethon têm aspecto parecido de um cometa de curto período, podendo ser um núcleo extinto de cometa, ou seja, quando não ocorre mais sublimação, restam apenas materiais rochosos em sua composição. O asteroide deixa para trás uma trilha de resíduos rochosos, que se movem a 35 km por segundo através da atmosfera, que devido ao atrito se desintegram gerando rastros luminosos.

© Stellarium (localização do radiante das Geminídeas)

Não há necessidade de instrumentos ópticos astronômicos para apreciar o espetáculo, mas procure um local de preferência longe da luz excessiva dos grandes centros urbanos. No horário de pico às 03h54 (horário de Brasília), cuja posição do radiante das Geminídeas pode vista na imagem acima, a Lua está se pondo no horizonte oeste, e Gêmeos está mais alto no céu, tendo a presença do planeta Júpiter, que passará a ser o objeto mais brilhante no céu até o surgimento do Sol.

Bons céus!

Fonte: Cosmo Novas

O Cinturão de Órion

O Cinturão de Órion é contituído pelas Três Marias, que é o nome popular dado a um asterismo de três estrelas que o constitui na constelação de Órion.

© Rogelio Bernal Andreo (Cinturão de Órion)

As estrelas que compõem o trio são: Alnitak, Alnilam e Mintaka, que são brilhantes e azuladas de leste a oeste (parte inferior direita para a esquerda superior) ao longo da diagonal nesta linda vista cósmica. Essas três estrelas supergigantes azuis são mais quentes e muito mais massivas que o Sol. Encontram-se cerca de 1.500 anos-luz de distância, originadas das nuvens interestelares de Órion.

Na verdade, nuvens de gás e poeira à deriva na região têm algumas formas surpreendentemente familiares, incluindo a escura Nebulosa Cabeça de Cavalo e a Nebulosa da Chama perto de Alnitak no canto inferior direito. A famosa Nebulosa de Órion está fora da borda direita deste campo estelar colorido. A imagem telescópica de campo amplo enquadrada abrange cerca de 4 graus no céu.

Embalada em poeira cósmica e hidrogênio brilhante, berçários estelares em Órion surgem de uma nuvem molecular gigante a cerca de 1.500 anos-luz de distância.

© Rogelio Bernal Andreo (Constelação de Órion)

Esta imagem espetacular abrange cerca de 25 graus que se estende por toda a constelação. Click na imagem para ver uma versão ampliada.

A Grande Nebulosa de Órion, a grande região de formação de estrelas, está à direita do centro. À sua esquerda está a Nebulosa Cabeça de Cavalo, M78, e estrelas do Cinturão de Órion.

Nota-se na imagem a estrela gigante vermelha Betelgeuse no ombro do caçador, a estrela azul brilhante Rigel no seu pé, e a brilhante nebulosa Lambda Orionis (Meissa) na extremidade esquerda, perto da cabeça de Órion.

A Nebulosa de Órion e as estrelas brilhantes são fáceis de ver a olho nu, mas as nuvens de poeira e de emissões a partir do extenso gás interestelar nesta complexa nebulosa, são muito fracas e muito mais difícil de captar. Neste mosaico de imagens telescópicas de banda larga, dados adicionais adquiridos com um filtro de hidrogênio alfa estreito foram usados para evidenciar o gás hidrogênio atômico energizado e o arco do laço gigante de Barnard.

Fonte: NASA

Universo primordial era menos empoeirado

A poeira pode ser mais rara do que o previsto em galáxias do Universo primordial, tornando-as muito mais difíceis de se observar, de acordo com uma equipe internacional de pesquisadores.

© Hubble (galáxia I Zwicky 18)

Em uma galáxia chamada I Zwicky 18 (I Zw 18), que tem uma composição química que é parecida como as galáxias do Universo primordial com baixa abundância de metais e uma grande quantidade de gás na forma de hidrogênio; a equipe mediu a menor massa de poeira de uma galáxia até hoje.

"Não se trata apenas de que a massa de poeira é baixa. Descobrimos que a massa de poeira é 100 vezes menor do que seria esperado com base em teorias comumente assumidas", disse o astrofísico David Fisher da Swinburne University of Technology.
A galáxia I Zw 18 está próxima, o que a torna mais fácil de estudar, mas tem propriedades que são muito semelhantes às galáxias com alto redshift no Universo. O redshift (desvio para o vermelho) indica o quão afastado está um objeto celeste.

O resultado obtido pela equipe implica que as teorias atuais para descrever a formação de estrelas quando o Universo era muito jovem são incompletas, e são construídas sobre suposições inválidas.

A quantidade de poeira é muito importante para a formação de estrelas. O ambiente hostil dentro da galáxia I Zw 18 está a afetando negativamente na sua quantidade de poeira. O campo de radiação medido no seu interior foi cerca de 200 vezes mais forte do que é observado na Via Láctea.

Fonte: Nature

Descoberto um exoplaneta demasiado longe de sua estrela

Astrônomos da Universidade do Arizona, EUA, descobriram um exoplaneta distante com um conjunto de características tão bizarras que ele não deveria sequer existir.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do exoplaneta distante de sua estrela)

Com uma massa cerca de 11 vezes a de Júpiter e uma órbita cerca de 650 vezes maior do que a distância média entre a Terra e o Sol, o planeta recém-descoberto HD 106906 b viola as teorias de formação planetária existentes.

“Este sistema é especialmente fascinante, porque não existe um modelo de formação planetária que explique totalmente o que vemos”, disse a líder do estudo Vanessa Bailey, estudante de pós-graduação do quinto ano do Departamento de Astronomia da Universidade do Arizona.

O planeta está muito longe de sua estrela para ter se formado a partir da colisão de pequenos detritos que normalmente formam os planetas próximos, e o planeta é demasiado grande para ter se formado a partir de gases no disco primordial de sua estrela em formação, geralmente o disco primordial, a uma tal distância a partir da estrela, não têm material suficiente para suportar a formação de um grande planeta.

Várias teorias de formação alternativas foram apresentadas, incluindo a de que o planeta se formou em um mini sistema estelar binário.

“Um sistema estelar binário pode ser formado quando dois aglomerados adjacentes de gás colapsaram de forma mais ou menos independente para formar estrelas, e essas estrelas estão perto o suficiente para uma exercer uma atração gravitacional mútua e uni-las em uma órbita”, disse Bailey. “É possível que, no caso do sistema HD 106906, a estrela e o planeta entraram em colapso de forma independente a partir de aglomerados de gás, mas por algum motivo o planeta estava carente de materiais e nunca cresceu tanto para inflamar e se tornar uma estrela.”

No nosso Sistema Solar o planeta-anão Sedna possui periélio em 76 UA e afélio em 937 UA. Se Sedna pode estar a essa distância, então não existe surpresa haver planetas noutros sistemas planetários também a essas distâncias consideráveis. A grande diferença nesta comparação com Sedna é a massa, pois o exoplaneta HD 106906 b é um planeta gigante e massivo.

A proporção em massa das duas estrelas de um sistema binário é tipicamente não mais do que 10 para 1, no sistema HD 106906 a relação de massa é mais do que 100 para1. “Esta relação de massa extrema não está prevista pelas teorias de formação de estrelas binárias, assim como a teoria de formação planetária prevê que não podemos formar planetas tão distante da estrela-mãe”, explicou Bailey.

Com 13 milhões de anos, o planeta HD 106906 b é relativamente jovem. Para efeito de comparação, a Terra tem cerca de 4,5 bilhões de anos, sendo cerca de 350 vezes mais velha do que HD 106906 b. Ele ainda brilha a partir do calor residual de sua formação, sendo relativamente frio com temperatura de 1.500ºC, emitindo mais de sua energia no infravermelho do que na luz visível.

O artigo “HD 106906 b: A Planetary-mass Companion Outside a Massive Debris Disk,” foi aceito para publicação no Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Universidade do Arizona

Mais uma Nova visível a olho nu

Nesta semana foi confirmada a descoberta da segunda Nova visível a olho nu em 2013!

© Stellarium (Nova Centauri 2013)

A imagem acima mostra a Nova Centauri 2013 em torno das 5hs da mannhã. Ela está localizada na constelação do Centauro e pode ser vista no hemisfério Sul.

Descoberta pelo astrônomo amador John Seach, na Austrália, em 2 de dezembro de 2013, ela apareceu com magnitude ao redor de 5,5. Este valor é próximo do limite da observação a olho nu. Portanto, num local com poluição luminosa, é necessário o uso de binóculos para encontrá-la no quadrante sudeste após às 2h até ao amanhecer.

Ela está próxima à Beta Centauro, também conhecida por Agena ou Hadar, que por sua vez forma uma linha reta com o braço menor do Cruzeiro do Sul. Um pouco à esquerda e acima de Beta Centauro está a Nova Centauri 2013. Suas coordenadas (J2000.0) são: RA =13^h 54^m 45.34^s, Dec =-59° 09' 04.2”.

© Remanzacco Observatory (surgimento da Nova Centauri 2013)

Em 3 de dezembro, imagens feitas com telescópio robótico de 500 mm pelos astrônomos Ernesto Guido, Nick Howes e Martino Nicolini mostraram que a Nova Centauri 2013 havia evoluído e estava três vezes mais brilhante, passando de magnitude 5,5 para 4,7. Os dados também mostraram fortes linhas de emissão nos comprimentos de onda do hidrogênio. A Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis (AAVSO) informou que na quinta-feira a magnitude da Nova Centauri 2013 havia caído ainda mais e atingido 3,5.

A Nova Centauri 2013 está numa região próxima da estrela Alfa Centauro, também chamada Rigel Kentaurus. Trata-se do sistema estelar mais próximo da Terra, composto por três estrelas, a dupla Alfa Centauro A e Alfa Centauro B está localizada a 4,4 anos-luz de distância do nosso Sol, e a estrela anã vermelha Proxima Centauro localiza-se a 4,2 anos-luz de distância. Em torno de uma delas, Alfa Centauro B, cientistas encontraram um planeta do tamanho da Terra, mas muito quente para abrigar vida.

Uma "nova" é a expansão súbita e extremamente brilhante de uma estrela do tipo anã branca após gigantesca explosão termonuclear. Esse evento ocorre durante poucos dias em sistemas binários onde, devido à enorme massa e proximidade, a anã branca absorve o hidrogênio de sua companheira. No decorrer do tempo, a pressão e temperatura do gás acumulado se torna tão intensa que gera a fusão nuclear. Essa explosão libera uma enorme quantidade de energia, parte dela no espectro visível. Diferente da explosão de uma  supernova, que praticamente destrói a estrela, em uma explosão do tipo "nova" a anã branca continua intacta.

A exemplo da Nova Delphini 2013, observada em agosto, ela deve permanecer no céu por alguns dias, até o brilho se dissipar.

Fonte: Cosmo Novas

A nebulosa planetária Abell 7

A nebulosa planetária muito tênue Abell 7 está localizada a cerca de 1.800 anos-luz de distância, ao sul de Órion, na constelação de Lepus (Lebre).

© Don Goldman (nebulosa planetária Abell 7)

Cercado por estrelas da Via Láctea, perto da linha de visão para distantes galáxias de fundo, a sua forma esférica geralmente simples, que possui 8 anos-luz de diâmetro, é descrita nesta imagem telescópica.

Dentro de seus limites estão os detalhes mais formosos e complexos salientados pelo uso de filtros de banda estreita. A emissão de hidrogênio e nitrogênio é mostrada em tons avermelhados com emissão de oxigênio mapeadas na cor azul-esverdeada, dando à Abell 7 uma aparência mais natural, que de outra forma seria muito fraca para ser apreciada a olho nu.

Uma nebulosa planetária representa uma breve fase final na evolução estelar que nosso próprio Sol vai experimentar daqui a 5 bilhões de anos. Estima-se que a Abell 7 tem uma idade de 20.000 anos. Sua estrela central é vista aqui como uma anã branca que desapareceu a cerca de 10 bilhões de anos atrás.

Fonte: NASA

Detectado sinais de água em exoplanetas

Duas equipes de cientistas afirmam ter encontrado sinais sutis de presença de água em atmosferas de cinco planetas distantes.

© Goddard Space Flight Center (a luz de uma estrela iluminando a atmosfera de um planeta)

Anteriormente, já havia sido observado a presença de água na atmosfera de alguns exoplanetas.

As descobertas foram feitas graças ao telescópio Hubble. Por meio de sua câmera Wide Field Camera 3, o Hubble explorou detalhes de absorção de luz nas atmosferas dos exoplanetas quando passam em frente de sua estrela hospedeira. As observações foram efetuadas em comprimentos de onda do infravermelho, que detectam sinais de água, a trilhões de quilômetros de distância.
Os planetas em cuja atmosfera foram detectados sinais de água são denominados WASP-17b, HD209458b, WASP-12b, WASP-19b e XO-1b. Os sinais de água mais intensos estão nos exoplanetas WASP-17b e HD209458b.

Todos os sinais encontrados foram menos intensos do que o esperado pelos cientistas. Eles suspeitam de que o motivo seja uma camada de neblina ou de poeira que cobre cada um dos cinco planetas. A camada pode reduzir a intensidade dos sinais de água, do mesmo modo como as neblinas suavizam as cores de uma fotografia.

“Detectar a atmosfera de um explaneta é extremamente difícil. Mas fomos capazes de obter um sinal muito claro e é água”, afirma L. Drake Deming, da Universidade de Maryland.

Os resultados foram publicados em um artigo no Astrophysical Journal.

Fonte: NASA