Estrelas falhadas próximas poderão ter um planeta

Astronômos, incluindo Yuri Beletsky da Instituição Carnegie, obtiveram medidas precisas do par mais próximo do Sol de estrelas que falharam, o que sugere que o sistema abriga um terceiro objeto com massa planetária.

© Gemini Observatory/NSF (sistema binário Luhman 16AB)

Estrelas falhadas são conhecidas como anãs marrons e tem uma massa inferior a 8 % da massa do Sol, e não são grande o suficiente para queimar hidrogênio em seus centros. Este sistema em particular, denominado Luhman 16AB, foi descoberto no início do ano passado e está a apenas 6,6 anos-luz de distância.

Após o anúncio da descoberta, várias equipes de astrônomos, utilizaram uma variedade de telescópios para caracterizar o casal vizinho.

Depois de dois meses de observações e extensa análise de dados, a equipe de Beletsky, liderada por Henri Boffin do Observatório Europeu do Sul (ESO), constatou que ambos os objetos têm uma massa entre 30 e 50 massas de Júpiter. Em comparação, o Sol tem uma massa de cerca de 1.000 massas de Júpiter.

As duas anãs marrons são separadas por cerca de três vezes a distância entre a Terra e o Sol. Em sistemas binários as anãs marrons são gravitacionalmente ligadas, onde uma orbita em torno da outra. Estas duas anãs marrons têm tão pouca massa que elas levam cerca de 20 anos para completar uma órbita.

A equipe utilizou o instrumento FORS2 no Very Large Telescope (VLT) do ESO em Paranal para obter  imagens do par de anãs marrons, detectando pequenos deslocamentos dos dois objetos em sua órbita durante apenas o período de dois meses. Os astrônomos foram capazes de medir as posições das duas anãs marrons com dez vezes mais precisão (milisegundos de arco) do que antes e, assim, detectar até mesmo pequenas perturbações de sua órbita.

Os desvios parecem estar correlacionados  à presença de um acompanhante que perturba o movimento de uma das duas anãs marrons. Esse companheiro é mais provável ser um objeto com massa planetária, que tem um período orbital entre dois meses e um ano.

Outras observações são necessárias para confirmar a existência de um planeta, mas é provável que o sistema binário de anãs marrons mais próximo ao Sol deva ser um sistema triplo!

Um artigo foi submetido ao peíódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Carnegie Institution of Science

Uma pista para a verdadeira natureza da gravidade?

Uma equipe internacional de astrônomos usando o telescópio Green Bank (GBT) do National Science Foundation (NSF) descobriram um sistema estelar único que consiste em duas estrelas anãs brancas e um pulsar superdenso que podem fornecer uma pista chave para resolver um dos principais problemas pendentes de física fundamental, a verdadeira natureza da gravidade.

© NSF (pulsar e anãs brancas)

Os pulsares são estrelas de nêutrons que emitem pulsos de ondas de rádio como um farol que varrem rapidamente através do espaço quando o objeto gira sobre seu eixo. O pulsar Boyles descoberto fica a cerca de 4.200 anos-luz da Terra, e gira a cerca de 366 vezes por segundo. Tais pulsares que giram em rapidamente são chamados pulsares de milissegundo, e podem serem usados  como ferramentas de precisão para estudar uma variedade de fenômenos, incluindo pesquisas das elusivas ondas de gravidade.
Observações subsequentes mostraram que o pulsar está em uma órbita estreita com uma estrela anã branca, e que o par está em órbita com outra estrela anã branca mais distante.

"Após a descoberta, nós rotineiramente realizamos medições de acompanhamento do pulsar para caracterizar suas propriedades ", disse Jason Boyles, ex-aluno de pós-graduação da Universidade West Virginia, agora um membro do corpo docente da Western Kentucky University, que originalmente descobriu o pulsar em 2012, como parte de uma busca em grande escala para os pulsares com o GBT.

Neste caso, as medições da frequência de rotação revelou uma órbita complexa, que só poderia ser explicada invocando a presença de duas estrelas anãs brancas orbitando conjuntamente com o pulsar.

Este sistema triplo fornece um laboratório natural cósmico muito melhor do que qualquer coisa encontrada anteriormente para descrever exatamente como esses sistemas de três corpos trabalham e, potencialmente, para a detecção de problemas com a Relatividade Geral que os físicos esperam ver em condições extremas.

Os cientistas começaram um programa de observação intensiva usando o GBT, o radiotelescópio de Arecibo, em Porto Rico, e o radiotelescópio Westerbork Synthesis, na Holanda. Eles também estudaram o sistema usando os dados do Sloan Digital Sky Survey, do satélite GALEX, do telescópio WIYN em Kitt Peak, no Arizona, e o telescópio espacial Spitzer.

Os pesquisadores observaram que as perturbações gravitacionais impostas a cada um dos membros desse sistema pelos outros são incrivelmente pura e forte. O pulsar de milissegundo serve como uma ferramenta extremamente poderosa para medir com precisão essas perturbações.

A pesquisa deste sistema utilizou técnicas que remontam aos utilizados por Issac Newton para estudar o sistema Terra-Lua-Sol, combinado com o método posterior da gravidade de Albert Einstein. Este sistema descoberto propicia aos cientistas a melhor oportunidade de descobrir a violação de um conceito chamado de Princípio da Equivalência.

Este princípio afirma que o efeito da gravidade sobre um corpo não depende da natureza ou estrutura interna desse corpo. Enquanto a Teoria da Relatividade Geral de Einstein foi até agora confirmada por cada experiência, não é compatível com a teoria quântica. Por causa disso, os físicos esperam que ele irá quebrar sob condições extremas. Este sistema triplo de estrelas compactas fornece uma grande oportunidade de obter a violação de uma forma específica do princípio da equivalência chamado de Princípio da Equivalência Forte.

Nesta condição, o efeito gravitacional da anã branca exterior seria idêntico tanto para a anã branca interior e da estrela de nêutrons. Se o Princípio da Equivalência Forte é inválido de acordo com as condições deste sistema, o efeito gravitacional da estrela exterior sobre a anã branca interior e da estrela de nêutrons seria um pouco diferente e o pulsar de alta precisão poderia facilmente mostrar isso.

Mais uma vez a Teoria da Relatividade Geral de Einstein está sendo testada. Será que a violação do Princípio da Equivalência Forte poderia explicar a existência da matéria escura?

Fonte: West Virginia University

A Prima não muito distante da Via Láctea

A imagem abaixo é de uma galáxia próxima vista de perfil.

© ESO (galáxia NGC 4945)

As observações sugerem que a NGC 4945 é uma galáxia espiral muito parecida à nossa, com braços espirais luminosos e a região central em forma de barra. Excluindo estas semelhanças, a NGC 4945 tem um centro mais brilhante que a Via Láctea, albergando provavelmente um buraco negro supermassivo, que se encontra absorvendo enormes quantidades de matéria e lançando furiosamente energia para o espaço.

Uma vez que a NGC 4945 se situa a apenas cerca de 13 milhões de anos-luz de distância na constelação de Centauro, um pequeno telescópio é suficiente para que esta galáxia extraordinária possa ser observada pelos assíduos observadores do céu. A designação da NGC 4945 corresponde ao seu número de entrada no New General Catalogue (NGC), compilado pelo astrônomo dinamarquês/irlandês John Louis Emil Dreyer nos anos 80 do século XIX. É a James Dunlop, astrônomo escocês, que se deve a descoberta da NGC 4945 em 1826, na Austrália.

Vista a partir da Terra, a NGC 4945 aparece-nos com a forma de um charuto, mas na realidade a galáxia é um disco muitas vezes mais largo do que espesso, com bandas de estrelas e gás brilhante que se deslocam em movimentos espirais em torno do seu centro. Utilizando filtros ópticos especiais para isolar a cor da radiação emitida pelos gases quentes, tais como o hidrogênio, a imagem mostra intensos contrastes, que indicam zonas de formação estelar.

Observações posteriores revelararam que a NGC 4945 possui um núcleo ativo, o que significa que o seu bojo central emite muito mais energia do que galáxias mais calmas, como, por exemplo, a Via Láctea. Os cientistas classificam a NGC 4945 como uma galáxia de Seyfert, de acordo com o astrônomo americano Carl K. Seyfert que, em 1943 publicou um estudo descrevendo as estranhas assinaturas da radiação emitida por alguns núcleos galáticos. Desde então, suspeita-se que um buraco negro supermassivo cause a intensa agitação no centro das galáxias de Seyfert. Os buracos negros atraem gravitacionalmente gás e poeira, acelerando e aquecendo esta matéria atraída até que ela emita radiação de alta energia, incluindo raios X e radiação ultravioleta. A maior parte das grandes galáxias espirais, incluindo a Via Láctea, alojam nos seus centros um buraco negro, embora muitos destes monstros escuros não estejam consumindo matéria ativamente nesta fase de desenvolvimento galáctico.

Fonte: ESO

Exoplanetas cobertos com nuvem

Cientistas usaram o telescópio espacial Hubble para caracterizar as atmosferas de dois dos tipos mais comuns de planetas na Via Láctea, descobrindo que ambos podem estar cobertos com nuvens.

© Space Telescope Science Instutute (ilustração de um exoplaneta nublado)

Os exoplanetas são GJ 436b, localizado a 36 anos-luz da Terra na direção da constelação de Leão, e GJ 1214b, a 40 anos-luz na direção da constelação de Ofiúco. Apesar dos inúmeros esforços, a natureza das atmosferas em torno destes exoplanetas havia escapado da identificação definitiva até agora. Os pesquisadores descrevem o seu trabalho como um marco importante no caminho para caracterizar mundos tipo-Terra potencialmente habitáveis.

Os dois planetas caem no intervalo intermédio de massa, entre planetas mais pequenos e rochosos como a Terra e gigantes gasosos como Júpiter. O exoplaneta GJ 436b é caracterizado como um "Netuno quente" porque está muito mais próximo da sua estrela do que o gelado Netuno está do Sol. O exoplaneta GJ 1214b é conhecido como uma "super-Terra" devido ao seu tamanho. Tanto GJ 436b como GJ 1214b foram observados em trânsito, ou seja, passando em frente das suas estrelas hospedeiras. Isto proporciona uma oportunidade para estudar estes planetas com mais detalhe porque a luz estelar é filtrada através das suas atmosferas.

Um estudo atmosférico do GJ 436b foi realizado com base em observações de trânsito com o Hubble, lideradas por Heather Knutson do Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, na Califórnia. O espectro do Hubble não continha aspectos de qualquer natureza na atmosfera do GJ 436b.

"Ou este planeta tem uma camada de nuvens altas que obscurece a visão, ou tem uma atmosfera sem nuvens que é deficiente em hidrogênio, o que o torna muito diferente de Netuno," afirma Knutson. "Em vez de hidrogênio, pode ter quantidades relativamente grandes de moléculas mais pesadas como vapor de água, monóxido de carbono e dióxido de carbono, o que comprime a atmosfera e torna difícil a detecção de quaisquer assinaturas químicas."

Observações semelhantes àquelas obtidas para o GJ 436b já tinham sido adquiridas anteriormente para o GJ 1214b. O primeiro espectro do planeta também era inexpressivo, mas indicava que a atmosfera do GJ 1214b era dominada por vapor de água ou hidrogênio, com nuvens de altitude elevada.

Usando o Hubble, astrônomos liderados por Laura Kreidberg e Jacob Bean da Universidade de Chicago observaram o GJ 1214b em mais detalhe. Descobriram o que consideram ser evidências definitivas de nuvens altas cobrindo o planeta e ocultando informações acerca da composição e comportamento da atmosfera inferior e superfície. Os novos espectros do Hubble também não revelaram assinaturas químicas na atmosfera do GJ 1214b, mas os dados eram tão precisos que foram capazes de descartar pela primeira vez composições atmosféricas sem nuvens de vapor de água, metano, nitrogênio, monóxido de carbono ou dióxido de carbono.

"Ambos os planetas dizem-nos algo sobre a diversidade dos tipos de planetas que ocorrem fora do nosso Sistema Solar; neste caso descobrimos que podemos não conhecê-los tão bem quanto pensávamos," acrescenta Knutson. "Gostaríamos muito de determinar o tamanho a partir do qual estes planetas passam de mini-gigantes gasosos até algo mais parecido com um mundo de água ou uma versão gigante da Terra. Ambas as observações tentam, fundamentalmente, responder a esta pergunta."

Os resultados aparecem em dois artigos separados na edição de 2 de Janeiro da revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A nebulosa Cabeça de Cavalo

A nebulosa Cabeça de Cavalo é uma das mais famosas nebulosas no céu. É visível pelo entalhe escuro da nebulosa de emissão vermelha no centro da imagem abaixo.

© John Chumack (nebulosa Cabeça de Cavalo)

A nebulosa Cabeça de Cavalo, também denominada Barnard 33, está localizada logo abaixo de Zeta Orionis, estrela que faz parte do cinturão de Órion, situamdo-se a aproximadamente 1.500 anos-luz da Terra. Foi observada pela primeira vez em 1888 por Williamina Fleming através de chapa fotográfica do observatório da Universidade de Harvard.

O brilho vermelho se origina do hidrogênio, gás que predomina por trás da nebulosa, ionizado pela próxima estrela brilhante Sigma Orionis.

A escuridão da Cabeça de Cavalo é causado principalmente por uma poeira espessa e opaca, que se situa em frente ao vermelho brilhante da nebulosa de emissão, tendo uma extensão de 16 anos-luz e uma massa total de 300 massas solares. Como nuvens na atmosfera da Terra, esta nuvem cósmica assumiu uma forma reconhecível por acaso. Depois de muitos milhares de anos, os movimentos internos da nuvem irá alterar a sua aparência. A cor da nebulosa de emissão vermelha é causada por elétrons recombinando com os prótons para formar átomos de hidrogênio. Também visível na parte inferior esquerda da imagem uma nebulosa de reflexão esverdeada NGC 2023 que preferencialmente reflete a luz azul de estrelas próximas.

Fonte: NASA

A construção de um aglomerado de estrelas gigante

A região W49A pode ser um dos segredos mais bem guardados em nossa galáxia. Esta região de formação de estrelas é 100 vezes mais brilhante do que a nebulosa de Órion, mas é tão obscurecida por poeira que muito pouco escapa de luz visível ou infravermelho.

© ESO/ASIAA (W49A)

Esta imagem mapeiou a densidade projetada de gás molecular da região W49A. As cores mais brilhantes marcam regiões mais densas. A região mais brilhante no centro da imagem é inferior a três anos-luz de diâmetro, no entanto, contém cerca de 50.000 sóis de gás molecular.

O Smithsonian's Submillimeter Array (SMA) espreitou através da névoa poeirenta para fornecer a primeira visão clara deste berçário estelar.

"Ficamos espantados com todas as características que vimos nas imagens do SMA", diz o principal autor Roberto Galván-Madrid, que conduziu esta pesquisa no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CFA) e do European Southern Observatory (ESO).

A região W49A está localizada a cerca de 36.000 anos-luz da Terra, no lado oposto da Via Láctea. Ela representa um exemplo próximo do tipo de formação estelar vigorosa, onde as estrelas se formam 100 vezes mais rápido do que na Via Láctea.

O coração da W49A detém um aglomerado de estrelas gigante mas surpreendentemente compacto. Cerca de 100.000 estrelas já existem dentro de um espaço de apenas 10 anos-luz de flanco. Em contrapartida, menos de 10 estrelas se encontram dentro de 10 anos-luz de nosso Sol. Em alguns milhões de anos, o aglomerado de estrelas gigante em W49A estará quase tão cheio como um aglomerado globular.

O SMA também revelou uma intrincada rede de filamentos de abastecimento de gás em direção ao centro, assim como afluentes fornecem água em grandes rios da Terra. Os filamentos gasosos na região W49A canalizam material para dentro da estrela a uma velocidade de cerca de 2 km/seg.

Sendo mais denso do que a média, vai contribuir que o aglomerado de estrelas W49A sobreviva. A maioria dos aglomerados de estrelas no disco galáctico dissolvem-se rapidamente, com suas estrelas migrando longe uma da outra sob a influência das marés gravitacionais. É por isso que nenhuma das estrelas parecidas do Sol permanecem nas proximidades. Uma vez que é tão compacto, o aglomerado em W49A pode permanecer intacto por bilhões de anos.

O SMA mapeou o gás molecular dentro da região W49A em detalhes requintados. Ele mostrou que 30 anos-luz do centro da região W49A é centenas de vezes mais denso do que a nuvem molecular média na Via Láctea. No total, a nebulosa contém cerca de 1 milhão de sóis de gás, principalmente hidrogênio molecular.

Um artigo referente à pesquisa foi publicado na edição de dezembro do Astrophysical Journal.

Fonte: CfA e Cosmo Novas

Melotte 15 na Nebulosa do Coração

Nuvens cósmicas parecem formar formas fantásticas nas regiões centrais da nebulosa de emissão IC 1805.

© Jimmy Walker (Melotte 15)

Obviamente, as nuvens são esculpidas por ventos estelares e pela radiação de estrelas quentes e massivas no aglomerado estelar recém-nascido da nebulosa, Melotte 15. Com cerca de 1,5 milhões de anos de existência, o aglomerado de estrelas está perto do centro dessa colorida paisagem celeste, juntamente com nuvens de poeira escuras que aparecem na silhueta. Dominada pela emissão do hidrogênio atômico, a imagem telescópica acima se espalha por aproximadamente 30 anos-luz.

© Daniel Marquardt (IC 1805)

Mas, imagens de campo mais aberto, como visto na imagem acima, revelam a delimitação geral da nebulosa IC 1805, sugerindo seu nome popular:  Nebulosa do Coração. A IC 1805 está localizada ao longo da porção norte da Via Láctea, a aproximadamente 7.500 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação da Cassiopeia.

Fonte: NASA

A bolha estelar Sharpless 308

Soprada por ventos rápidos de uma estrela quente e massiva, essa bolha cósmica é enorme.

© Jeff Husted (Sharpless 308)

Catalogada como Sharpless 308, também conhecida como Sh2-308, S 308 ou RCW 11, ela localiza-se a aproximadamente 5.200 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação do Cão Maior (Canis Major) e cobre uma área do céu levemente maior do que a área ocupada pela Lua Cheia. Isso corresponde a um diâmetro de 60 anos-luz na distância estimada para a bolha.

A estrela massiva que a criou, uma estrela do tipo Wolf-Rayet, é a estrela brilhante perto do centro da nebulosa, denominada HD 50896, também conhecida como WR 6 ou EZ Canis Majoris. A outra estrela na borda da imagem é a Omicron 1 CM. Estrelas do tipo Wolf Rayet são extremamente raras e têm dezenas de vezes a massa do Sol, e acredita-se seja uma breve fase que antecede uma supernova na evolução de uma estrela massiva. Elas são muito luminosas, de dezenas de milhares a vários milhões de vezes a luminosidade do Sol, embora não excepcionalmente brilhante visualmente já que a maioria de sua produção está na região extrema do ultravioleta e, no caso da Sharpless 308, ainda há emissão de raios X (ela é uma das duas únicas bolhas Wolf-Rayet conhecidas que emitem raios X). Muitas vezes ocorrem em sistemas binários, onde as estrelas Wolf-Rayet são possíveis progenitoras de GRBs (Gamma Ray Bursts) de longa duração.

Ventos rápidos com cerca de 2.000 km/s ejetados dessa estrela Wolf-Rayet criam a forma de bolha da nebulosa à medida que eles varrem um material mais lento expelido nas fases iniciais de evolução da estrela. A nebulosa criada pelo vento estelar tem uma idade aproximada de 70.000 anos e uma velocidade de expansão de cerca de 60 quilômetros por segundo. A emissão relativamente apagada capturada nessa bela imagem é dominada pelo brilho dos átomos de oxigênio ionizados mapeados acima em tonalidades de violeta.

Fonte: NASA

Nova técnica para medir massa de exoplanetas

Até o momento, os cientistas detectaram a existência de mais de 1.000 exoplanetas em órbita de outras estrelas que não o nosso Sol.

© Christine Daniloff e Julien de Wit (ilustração do espectro de transmissão de um planeta)

Para determinar se estes mundos distantes são habitáveis, precisamos de saber a sua massa - o que pode ajudar os cientistas a discernir se o planeta é feito de gás ou rocha e outros materiais de apoio à vida.

Mas as técnicas atuais para estimar a massa exoplanetária são limitadas. A velocidade radial é o principal método usado pelos cientistas: pequenas oscilações na órbita da estrela à medida que é puxada pela força gravitacional do planeta, a partir das quais os cientistas podem derivar a relação de massa entre o planeta e a estrela. Para planetas muito grandes, com o tamanho de Netuno, ou mais pequenos como a Terra orbitando muito próximo de estrelas brilhantes, a velocidade radial funciona relativamente bem. Mas a técnica tem menos sucesso com planetas mais pequenos que orbitam mais longe das suas estrelas, tal como a Terra.

Agora, cientistas do Massachusetts Institute of Technology (MIT) desenvolveram uma nova técnica para determinar a massa de exoplanetas, usando apenas o seu sinal de trânsito, diminuições na luz à medida que um planeta passa em frente da sua estrela. Esta informação tem sido tradicionalmente usada para determinar o tamanho de um planeta e suas propriedades atmosféricas, mas a equipe do MIT descobriu uma maneira de interpretá-la de tal forma que também revela a massa do planeta.

Além da composição de um planeta, a sua massa pode fornecer um vislumbre da superfície do planeta e da sua atividade interna. A massa afeta tudo a um nível planetário, tal como placas tectônicas, o seu arrefecimento interno e convecção, o modo como gera campos magnéticos, e se o gás escapa da sua atmosfera.

Usando grandes telescópios como o Spitzer ou o Hubble, os cientistas foram capazes de analisar o espectro de transmissão de exoplanetas recém-descobertos. Um espectro de transmissão é gerado à medida que um planeta passa em frente da sua estrela, deixando escapar um pouco de luz pela sua atmosfera. Ao analisar os comprimentos de onda de luz que passam pela atmosfera, os cientistas conseguem determinar as propriedades atmosféricas de um planeta, tais como a temperatura e a densidade de moléculas. Da quantidade total de luz bloqueada, podem calcular o tamanho de um planeta.

Para determinar a massa de um exoplaneta usando espectroscopia de transmissão foi utilizado o efeito que a massa de um planeta tem na sua atmosfera, pois os espectros de transmissão dão informações sobre as propriedades atmosféricas do planeta. Para tal, trabalhou a partir de uma equação padrão que descreve o efeito da temperatura, força gravitacional e densidade atmosférica de um planeta sobre o seu perfil de pressão atmosférica, o modo como a pressão muda ao longo da sua atmosfera.

De acordo com esta equação, sabendo qualquer destes três parâmetros revelaria o quarto parâmetro. Dado que a massa de um planeta pode ser derivada a partir da sua força gravitacional, a massa de um planeta por ser derivada a partir da sua temperatura atmosférica, perfil de pressão e densidade, parâmetros que, em princípio, podem ser obtidos a partir de um espectro de transmissão.

Para provar que a temperatura, perfil de pressão e densidade atmosférica de um planeta podem ser derivadas de forma independente a partir de um espectro de transmissão, foi demonstrado que cada parâmetro tem um efeito marcante num espectro de transmissão. Os pesquisadores realizaram novas derivações analíticas a partir dos primeiros princípios de transferência radiativa, e descobriu uma constante matemática do século XVIII, com o nome de constante Euler-Mascheroni, que ajuda a revelar os efeitos individuais de cada parâmetro. Esta constante atua como uma "chave de encriptação" para descodificar o processo pelo qual as propriedades da atmosfera de um planeta são incorporadas no seu espectro de transmissão.

Para testar o método foi aplicada a técnica a um exoplaneta recém-descoberto, conhecido como HD 189733 b, localizado a 63 anos-luz de distância. Com os cálculos foi obtida a mesma medição de massa como a realizada por outros usando a velocidade radial.

Usando as especificações dos futuros telescópios espaciais de alta resolução, como o Telescópio Espacial James Webb, um instrumento concebido para estudar atmosferas exoplanetárias, os pesquisadores mostraram que a nova técnica será capaz de caracterizar a massa e propriedades atmosféricas de planetas mais pequenos, do tamanho da Terra.

Fonte: Science

A Estrela de Belém

Seria possível que algum evento cósmico real pudesse ter direcionado os três reis magos, como relata a tradição cristã, ao local onde Jesus nasceu?

© Kyriacos Kyriacou (Estrela de Belém)

Os três reis seriam sábios religiosos de um grupo de astrônomos e astrólogos reverenciado na Babilônia antiga. Eles estudavam as estrelas e os planetas e interpretavam o significado por trás de eventos cósmicos. Qualquer coisa muito excêntrica era considerada um presságio, então a estrela deveria ter sido rara e visualmente espetacular.

Que fenômeno estaria relacionado à aparição da estrela de Belém?

Admitindo sua existência, deve ter ocorrido entre os anos 8 e 4 aC na época mais aceitável do nascimento de Jesus.

A primeira explicação astronômica que se procurou dar para a Estrela de Belém foi que teria sido um cometa. Astrônomos do século 16 propuseram o famoso cometa Halley como sendo a Estrela. Essa imagem ainda é muito forte no imaginário popular, onde frequentemente o astro é representado como uma estrela com cauda, como realmente é um cometa. O cometa Halley que passou pela última vez no começo de 1986, ficou brilhando no céu entre agosto e setembro do ano 11 aC, muito cedo para estar associado ao nascimento de Jesus. Além disso, cometas eram vistos como agouros ruins, indicando fome e enchentes, assim como a morte dos reis e monarcas. Os romanos, para marcar a morte do General Agrippa, por exemplo, usaram a aparição do cometa Halley como marco. Logo, a aparição de um cometa não seria um aviso do nascimento de um novo rei. Apesar de serem certamente espetaculares e etéreos em suas aparições, nenhum dos cometas conhecidos, segundo os dados hoje catalogados, passou na Judeia capaz de ser visto a olho nu, entre 7 aC e 1 dC.

Existem certas estrelas que explodem de tal forma que sua luz aumenta centenas de vezes em poucas horas, são denominadas novas ou supernovas dependendo da intensidade da explosão. Entretanto, astrônomos chineses registraram uma estrela nova na constelação de Capricórnio no ano 5 aC. Até o século 15, nenhum registro de novas e supernovas havia sido registrado no Ocidente, acreditava-se na imutabilidade divina do céu.

Observando que a expressão "no Oriente", no Evangelho, segundo São Mateus, pode significar que a estrela teria aparecido durante as primeiras luzes da aurora, também é a parte mais contraditória do seu relato que está relacionada à afirmativa de que a Estrela de Belém precedeu a partida dos Reis Magos, quando eles deixaram Jerusalém para o sul em direção à cidade de Belém. Isto significa que a Estrela teria se deslocado para o sul em vez de seguir o movimento habitual das estrelas de Leste para o Oeste. Por incrível que pareça, a Estrela de Belém estacionou em cima do estábulo, onde se encontrava o menino Jesus! Um fenômeno astronômico inconciliável.

A hipótese astronômica mais aceita é a do astrônomo alemão Johannes Kepler (1571-1630) que, após dedicar grande parte do seu tempo neste estudo, sugeriu que a Estrela de Belém teria sido a conjunção tríplice (conjunção que se reproduz três vezes durante um mesmo ano) de Júpiter e de Saturno, o que ocorreu no ano 7 aC.

Esses planetas se aproximaram no céu, mas não o bastante para serem confundidos como um único objeto, na constelação de Peixes, nos meses de maio, setembro e dezembro. Aqueles que acreditam ser essa conjunção a Estrela de Belém argumentam que os magos viram a primeira conjunção em maio, e iniciaram a jornada. Durante a segunda conjunção, em setembro, chegaram a Jerusalém e durante a terceira conjunção, em dezembro, chegaram a Belém. Em fevereiro de 6 aC, houve uma grande aproximação (quase uma conjunção planetária) entre Júpiter, Saturno e Marte também na constelação de Peixes.

Em setembro de 3 aC, Júpiter se aproximou de Regulus, a estrela mais brilhante da constelação de Leão. Essa constelação era considerada a constelação dos reis naquela época. Além disso, o “novo leão jubado” estava associado à tribo de Judá. Em outubro, houve uma nova conjunção entre Júpiter e Vênus, na constelação de Leão. No ano 2 aC, em fevereiro e maio, aconteceram outras duas conjunções entre Júpiter e Regulus. Em junho, houve uma conjunção planetária entre Júpiter e Vênus. Nesse mesmo ano, Júpiter realizou um movimento retrógrado, onde inverteu a direção de seu movimento em relação às estrelas de fundo.

Apesar do desenvolvimento da astronomia, a Estrela de Belém é um mistério que a ciência moderna ainda não conseguiu desvendar.

Feliz Natal!

Fonte: Cosmo Novas

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