Telescópio Swift capta raios X no centro da Via Láctea

Recentes observações do telescópio Swift da NASA forneceram aos cientistas uma visão única sobre a atividade no centro de nossa galáxia e levou à descoberta de uma entidade celestial rara que pode ajudá-los a testar previsões da teoria da relatividade geral de Albert Einstein.

© NASA/Swift (imagem em raios X do centro galáctico)

Esta imagem em raios X do centro galáctico funde observações do Swift até 2013. O buraco negro Sgr A* está no centro. Os raios X de baixa energia são de 300 a 1.500 eV (elétron-volts), são mostrados em vermelho, de média energia são de 1.500 a 3.000 eV, em verde, e de alta energia são de 3.000 a 10.000 eV, em azul. O tempo total de exposição é de 12,6 dias.

Esta semana, na reunião anual da Sociedade Astronômica Americana, em National Harbor, Maryland, cientistas apresentaram suas pesquisas em imagens captadas pelo Swift, explicando como essas imagens vão ajudar a decifrar a natureza física das explosões de raios X e permitindo a descoberta de um subclasse rara de estrela de nêutrons.
A campanha do Swift de sete anos para monitorar o centro da Via Láctea dobrou o número de imagens disponíveis de explosões de raios X que ocorrem no buraco negro central da galáxia, batizado de Sagitário A* (SgrA*).
O Sgr A* fica no centro da região mais interna da Via Láctea, a 26.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Sagitário. A sua massa é de pelo menos 4.000.000 de vezes a do Sol. Apesar de seu tamanho considerável , não é tão brilhante se fosse mais ativa.
"Dada a sua dimensão, este buraco negro supermassivo é de cerca de um bilhão de vezes mais fraca do que poderia ser", disse Nathalie Degenaar, pesquisador principal do Swift e astrônomo da Universidade de Michigan. "Apesar de estar calmo agora, era bastante ativo no passado e ainda produz regularmente breves explosões de raios X atualmente."
Para entender melhor o comportamento do buraco negro ao longo do tempo, a equipe do Swift começou a fazer observações regulares do centro da Via Láctea, em fevereiro de 2006. Todos os dias, a sonda espacial Swift vira-se para a região mais interna da galáxia e focalizando durante 17 minutos com o seu telescópio de raios X (XRT).
Até o momento, o XRT do Swift detectou seis flares durante o qual a emissão de raios X do buraco negro foi até 150 vezes mais brilhante por um par de horas. Essas novas detecções permitiu à equipe estimar que flares semelhantes ocorrem a cada cinco a 10 dias. Os cientistas vão olhar para as diferenças entre as explosões para decifrar sua natureza física.
Uma nuvem de gás frio chamado G2, cerca de três vezes a massa da Terra, vai passar perto do Sgr A* e já está sendo afetado pelas marés do poderoso campo gravitacional do buraco negro. Os astrônomos esperam que o G2 chegar tão perto do buraco negro durante o segundo trimestre deste ano que ele vai esquentar até o ponto onde produzirá raios X.
Se algum gás da nuvem realmente atingir o Sgr A*, poderemos assistir a um aumento significativo na atividade do buraco negro. O evento se desenvolverá ao longo dos próximos anos, dando aos cientistas um lugar na primeira fila para estudar os fenômenos.
"Os astrônomos de todo o mundo estão aguardando ansiosamente o primeiro sinal do início dessa interação", disse Jamie Kennea, um membro da equipe da Pennsylvania State University.

Os cientistas observaram um sinal em abril, quando Swift detectou uma poderosa explosão de alta energia e um aumento dramático no brilho de raios X do Sgr A*. A atividade surgiu de uma fonte separada muito perto do buraco negro: uma subclasse rara de estrela de nêutrons.
Uma estrela de nêutrons é o núcleo esmagado de uma estrela destruída por uma explosão de supernova, com massa equivalente a meio milhão de Terras em uma esfera não maior do que uma grande cidade. A estrela de nêutrons, chamada SGR J1745-29, é um magnetar, ou seja, o seu campo magnético é milhares de vezes mais forte do que uma estrela média de nêutrons. Apenas 26 magnetars foram identificados até o momento.
A descoberta da SGR J1745-29 pode ajudar os cientistas na exploração de propriedades importantes do buraco negro Sgr A*. Como ele gira, o magnetar emite pulsos regulares de raios X e de rádio. Como ele orbita Sgr A*, os astrônomos poderiam detectar mudanças sutis no tempo de pulso por causa do campo gravitacional do buraco negro, uma previsão da teoria da relatividade geral de Einstein.
"Este programa de longo prazo colheu muitas recompensas científicas, e devido a uma combinação de flexibilidade da sonda espacial e a sensibilidade de seu XRT, o Swift é o único satélite que pode finalizar tal pesquisa", disse Neil Gehrels, pesquisador principal da missão no Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland.

Fonte: NASA

Imagem direta de um exoplaneta

Após quase uma década de desenvolvimento, o instrumento Gemini Planet Imager (GPI) começou a coletar luz de mundos distantes.

© Christian Marois/NRC Canada (exoplaneta Beta Pictoris b)

A primeira imagem de luz feita pelo GPI de Beta Pictoris b, um planeta orbitando a estrela Beta Pictoris. O Beta Pictoris b é um planeta gigante, várias vezes maior do que Júpiter, e tem cerca de dez milhões de anos. Estas imagens do infravermelho próximo (1,5-1,8 mícrons) mostram o planeta brilhando na luz infravermelha devido o calor liberado. A estrela brilhante Beta Pictoris está escondida atrás de uma máscara no centro da imagem, onde sua luz emitida é bloqueada.

O equipamento GPI foi desenvolvido, construído e otimizado para registrar planetas fora do Sistema Solar. Além disso, ele deve estudar discos de poeira ao redor de jovem estrelas, onde podem nascer novos exoplanetas. O GPI atua no telescópio Gemini, um dos maiores do mundo com espelho de 8 metros, está localizado no Chile. O Laboratório de Propulsão a Jato (JPL) da Nasa contribuiu com o projeto ao desenvolver um sensor de infravermelho de extrema precisão. O sensor serve para medir pequenas distorções na luz da estrela que podem esconder um planeta.

© Space Telescope Science Institute (estrela HR4796A)

A imagem acima foi obtida pelo GPI mostrando a luz dispersa por um disco de poeira orbitando a jovem estrela HR4796A. Este anel estreito é provavelmente a poeira de asteroides ou cometas deixados durante a formação de planetas, alguns cientistas têm teorizado que a borda afiada do anel é definido por um planeta invisível. A imagem à esquerda (1,9-2,1 microns) mostra luz normal, incluindo o anel de poeira e a luz residual da estrela central espalhados pela turbulência na atmosfera da Terra. A imagem da direita mostra apenas a luz polarizada. Sobra a luz das estrelas que não é polarizada e, portanto, removida da imagem. A luz da borda traseira do disco é fortemente polarizado, pois espalha em nossa direção.

"Primeiro, nós mantemos a estrela no centro do instrumento, então seu brilho é bloqueado ao máximo. Segundo, garantimos que o instrumento em si está estável durante as longas exposições necessárias para registrar os fracos companheiros (planetas)", diz Kent Wallace, do JPL.

O GPI detecta o infravermelho, ou emissão de calor de jovens planetas parecidos com Júpiter e que tem órbitas distantes de sua estrela. Cada planeta registrado pode ser estudado em detalhes, revelando os componentes de sua atmosfera.

Apesar de ter sido criado para observar planetas distantes, o GPI pode estudar mundos dentro do Sistema Solar. Na terça-feira, os cientistas divulgaram as imagens de teste da lua Europa, de Júpiter, durante o encontro da Sociedade Americana de Astronomia, em Washington.

© Space Telescope Science Institute/SETI (Europa)

A imagem acima mostra uma comparação da lua Europa observada com GPI em banda K1 na direita e visualização do albedo com base em um mapa composto feito com dados das sondas Galileo e Voyager 1 e 2 do lado esquerdo. Entretanto o GPI não é projetado para objetos extensos como este, mas as suas observações poderiam ajudar em alterações superficiais sobre satélites gelados de Júpiter ou fenômenos atmosféricos na lua de Saturno, Titã.

Fonte: NASA e Gemini Observatory

Matéria escura nas proximidades da Terra

Bilhões de partículas da invisível matéria escura provavelmente estão atravessando seu corpo neste exato momento, passando pelo o espaço entre seus átomos sem deixar um único rastro.

© NASA/CXC/CfA/STScI/ESO (aglomerado de galáxias 1E 0657-556)

A imagem mostra o aglomerado de galáxias 1E 0657-556 que provavelvemente contém matéria escura além da matéria bariônica (comum).

De acordo com a concepção convencional, essas partículas seriam menos frequentes durante o inverno boreal e deveriam atingir seu pico por volta de 1º de junho. Mas um novo estudo sugere que esse cálculo está muito errado; o verdadeiro pico ocorre no começo do mês de março.

Acredita-se que a matéria escura constitua quase 27% da massa e energia totais do Universo, mas sua natureza é um mistério. Uma das melhores ideias da física é que essa matéria seja composta por partículas teóricas chamadas de WIMPs (partículas massivas de interação fraca, em inglês), mas até agora as WIMPs não foram detectadas. Seja o que for a matéria escura, ela parece se aglomerar em grandes nuvens chamadas de halos que abarcam galáxias, incluindo nossa própria Via Láctea. Conforme o Sistema Solar faz sua progressão regular pela Via Láctea, ele passa por esse halo, fazendo com que matéria escura bombardeie o Sol e os planetas com um vento estável. A Terra, no entanto, também gira ao redor do Sol. Astrofísicos supunham que quando nosso planeta se movia na direção contrária à do vento de matéria escura (o que ocorre durante o verão boreal), nós deveríamos ver um aumento percentual no número de partículas de matéria escura, e uma redução correspondente quando a Terra viaja com a maré durante o inverno boreal.

Mas essas ideias já aceitas podem estar erradas. O novo estudo sugere que o padrão seria fortemente afetado pelos efeitos gravitacionais do Sol, que até então não eram levados em consideração. “Conforme WIMPs passam pelo Sistema Solar, o arrasto gravitacional do sol altera suas trajetórias individuais, mudando sua direção e velocidade”, explica Samuel Lee da Princeton University, um dos autores do novo artigo, que foi publicado em 3 de janeiro no periódico Physical Review Letters. “Para nossa surpresa, descobrimos que os efeitos podem ser bem drásticos”. Esse arrasto gravitacional também poderia fazer com que a densidade de partículas de matéria escura variem percentualmente, e deveriam modificar o pico sazonal em aproximadamente três meses. “É importante considerar os dois efeitos”, observa Lee.

O arrasto do Sol sobre a matéria escura é chamado de gravitational focusing, porque o Sol age como uma lente para focalizar as rotas das WIMPs em sua direção. O fenômeno depende da energia e velocidade dessas partículas: WIMPs rápidas seriam menos afetadas porque passariam pelo Sistema Solar em velocidades muito altas para sofrer os efeitos do arrasto do Sol, que poderia alterar a rota de WIMPs menos energéticas, que se movessem mais lentamente. “O resultado geral é que a data do sinal máximo se afasta da data canônica de 1º de junho e vai para 1º de março”, explica Lee.

Os efeitos sazonais sobre a matéria escura podem impactar experimentos que pretendam detectar partículas de matéria escura diretamente. Esses experimentos são projetados para capturar as intangíveis WIMPs na rara ocasião de colidirem com partículas de matéria comum. Uma maneira de diferenciar WIMPs reais de partículas comuns é encontrar mais delas em um momento do ano que em outro. Levar a focalização gravitacional em conta poderia ser crucial para identificar um sinal de matéria escura de verdade, apenas WIMPs reais teriam um pico em março todos os anos. “Existem muitos experimentos e muitas situações relevantes em que esse efeito poderia ser muito importante”, declara o físico teórico Peter Graham da Stanford University, que não se envolveu no estudo. “Eu acho que esse é um trabalho excelente que aumenta nossa compreensão do sinal da matéria escura em um experimento de detecção direta”.

Vários projetos estão se aproximando das WIMPs e de outras partículas candidatas à matéria escura e devem ser capazes de encontrá-las, ou descartá-las, dentro de uma década ou menos. Um experimento controverso, o DAMA/Libra (Large sodium Iodide Bulk for RAre processes) no Laboratório Nacional Gran Sasso do Instituto Nacional de Física Nuclear (INFN), na Itália, alegou em 2008 ter detectado WIMPs e tê-las observado em maior número em março que em outras épocas do ano. Muitos físicos duvidaram da descoberta, especialmente porque seus resultados conflitaram com as descobertas nulas de outros detectores. Lee e seus colaboradores apontam que os resultados do DAMA/Libra de fato concordam com sua previsão de que o pico de matéria escura deveria se deslocar de junho para março. “Usar o ângulo de focalização gravitacional como segunda verificação nos ajudará a saber se esses eventos vêm da matéria escura. E experimentos futuros com certeza serão capazes de fazer uso desse efeito como segunda verificação”.

A natureza da matéria escura tem eludido os cientistas por décadas, mas poderia existir um reservatório dela bem na nossa vizinhança?

Se as estranhas medidas feitas pelos satélites do Sistema de Posicionamento Global (GPS) provarem ser causadas por um halo da matérica não bariônica ao redor do nosso planeta. Durante uma apresentação no congresso da União Geofísica Americana (AGU) em San Francisco em Dezembro de 2013, o especialista em GPS, Ben Harris (da Universidade do Texas em Arlington) descreveu algumas medidas da massa da Terra feitas usando uma frota de satélites GPS que estão em órbita ao redor do nosso planeta.

Ele notou uma discrepância de massa quando comparou os resultados com as medidas oficiais de massa usadas pela União Astronômica Internacional (IAU). O conhecimento orbital dos satélites ajudou Harris a calcular a estatística vital da Terra com alto grau de precisão. Depois de analisar 9 meses de dados do GLONASS, do GPS e do Galileo, ele encontrou um valor de massa da Terra que é 0,005 e 0,008 por cento maior do que as medidas anunciadas pela IAU. O que isso significa? Bem, isso poderia indicar um erro não forçado na coleta de dados para as análises, mas existe outra possibilidade intrigante.

Essa discrepância na massa da Terra poderia ser influência de um halo, ou anel, de matéria escura existente ao redor do nosso planeta. Harris explica suas medidas, dizendo que o halo planetário de matéria escura invisível precisaria estar localizado na região equatorial da Terra e teria uma espessura de 191 quilômetros, e uma largura de 70.000 quilômetros. Como observado por Anil Ananthaswamy da New Scientist, Harris ainda levaria em conta os efeitos das interações gravitacionais e relativísticas com o Sol e com a Lua.

Essa pesquisa destaca o vazio de conhecimento que existe sobre a matéria escura. Acredita-se que 85% do Universo seja composto por essa matéria não bariônica, mas nós ainda não a observamos diretamente, somente criada em imensos aceleradores de partículas como o LHC. Nós sabemos que ela está ali, contudo, permeando os aglomerados de galáxias e dobrando o espaço-tempo. Através de indicações indiretas, como as lentes gravitacionais e os movimentos orbitais, nós podemos detectar a coisa e essas medidas recentes de GPS fornecem outro significado tentador do entendimento do efeito sútil de massa numa potencial junção Terra com a matéria escura.

De maneira interessante, a presença hipotética da matéria escura poderia ter outro efeito sutil na nossa vizinhança planetária. Durante os sobrevvos das sondas pela Terra, anomalias minúsculas na velocidade das sondas foram detectadas. Por exemplo, a sonda NEAR (Near-Earth Asteroid Rendezvous) da NASA usou o nosso planeta para uma assitência na velocidade gravitacional em 1998. Durante o sobrevoo, em adição à velocidade extra fornecida pelo sobrevoo, aconteceu um acréscimo misterioso de 13 milímetros por segundo. Esse pequeno valor, tem sido registrado em outros sobrevoos de outras sondas, e é conhecido como anomalia de sobrevoo e é um dos fatores que contribuem para reforçar a evidência de que a gravidade exercida nas sondas é exercida por um halo invisível de matéria escura.

O sobrevoo mais recente, contudo, da sonda com destino a Júpiter da NASA, a Juno, ocorrido em Novembro de 2013, não revelou nenhuma anomalia de velocidade, só aumentando o mistério sobre a natureza das anomalias de sobrevoo.

A saga para elucidar a existência da matéria escura continua.

Fonte: Discovery e Scientific American

Descoberto exoplaneta gasoso com massa da Terra

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu o mais leve exoplaneta a ter sua massa e tamanhos medidos.

© C. Pulliam & D. Aguilar (ilustração do exoplaneta KOI-314c)

O exoplaneta KOI-314c tem massa similar à da Terra, mas diâmetro 60% maior, o que indica que ele deve ter uma grande e gasosa atmosfera.

"Este planeta tem a mesma massa da Terra, mas certamente não é similar à Terra", diz David Kipping, do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian, líder do estudo. "Isso prova que não há uma divisão clara entre planetas rochosos como a Terra e planetas leves como mundos de água ou gigantes gasosos."

A equipe usou dados do telescópio Kepler da NASA para estudar o KOI-314c, que orbita uma estrela anã vermelha a cerca de 200 anos-luz da Terra. Ele está bem perto de sua estrela progenitora e leva 23 dias para orbitá-la. Estima-se que o planeta tem uma temperatura de cerca de 104°C, o que seria quente demais para a vida como a conhecemos.

O KOI-314c é apenas 30% mais denso que a água. Isso indica que ele está envelopado em uma grande atmosfera de hidrogênio e hélio. Além disso, ele deve ter começado sua vida como um mini-Netuno, mas perdeu parte de sua atmosfera para a intensa radiação da estrela.

O segundo planeta do sistema, KOI-314b, é aproximadamente do mesmo tamanho do KOI-314C, mas significativamente mais denso, pesando cerca de quatro vezes mais do que a Terra. Ele orbita a estrela a cada 13 dias, o que significa que está em uma ressonância de 5 a 3 com o planeta exterior.

O exoplaneta KOI-314c foi descoberto por acaso pela equipe quando os dados do Kepler eram vasculhados para encontrar exoluas. O projeto Hunt for Exomoons with Kepler (HEK), liderado por Kipping, varre a trajetória de exoplanetas  por intermédio do telescópio Kepler à procura de variações de tempo de trânsito (TTV), que também pode ser uma assinatura de uma exolua.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

ALMA descobre fábrica de poeira em supernova

Novas observações obtidas pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostram pela primeira vez os restos de uma supernova recente transbordando poeira recentemente formada.

© ALMA/Chandra/Hubble (imagem composta da supernova 1987A)

Esta imagem mostra o resto da supernova 1987A, a comprimentos de onda diferentes. Os dados ALMA (a vermelho) mostram a poeira recém formada no centro do resto. Os dados Hubble (a verde) e Chandra (a azul) mostram a onda de choque em expansão.

Se uma quantidade suficiente desta poeira conseguir percorrer o difícil trajeto até ao espaço interestelar, poderemos ter a explicação de como muitas galáxias adquiriram uma aparência fusca e poeirenta.

As galáxias podem ser locais bastante poeirentos. A poeira cósmica consiste em grãos de silicatos e grafite, minerais abundantes na Terra. A cinza do pavio de uma vela é muito semelhante à poeira de grafite cósmica, embora o tamanho dos grãos na cinza seja dez ou mais vezes maior que o tamanho típico dos grãos de grafite cósmica. Pensa-se que as supernovas são a principal fonte dessa poeira, particularmente no Universo primordial. No entanto, evidências diretas da capacidade das supernovas em formar poeira têm sido difíceis de observar, não tendo sido possível até agora explicar a enorme quantidade de poeira detectada nas galáxias jovens distantes. Observações obtidas com o ALMA começam, no entanto, a mudar este fato.
“Descobrimos uma quantidade notável de poeira concentrada na região central do material ejetado por uma supernova relativamente jovem e próxima”, disse Remy Indebetouw, astrônomo no Observatório Nacional de Radioastronomia (NRAO, National Radio Astronomy Observatory) e da Universidade de Virgínia, ambos em Charlottesville, EUA. “Esta é a primeira vez que conseguimos efetivamente obter uma imagem do local onde a poeira se forma, o que é um passo importante na compreensão da evolução das galáxias.”
Uma equipe internacional de astrônomos utilizou o ALMA para observar os restos brilhantes da Supernova 1987A, situada na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia anã que orbita a Via Láctea a uma distância de cerca de 160.000 anos-luz da Terra. A SN 1987A é a explosão de supernova mais próxima jamais observada, depois da observação de Johannes Kepler de uma supernova que explodiu no interior da Via Láctea em 1604.
Os astrônomos previram que, à medida que o gás arrefece depois da explosão, enormes quantidades de poeira se formariam sob a forma de átomos de oxigênio, carbono e silício, ligados entre si nas regiões centrais frias do resto de supernova. No entanto, observações anteriores da SN 1987A obtidas com telescópios infravermelhos durante os primeiros 500 dias depois da explosão, revelaram apenas uma pequena quantidade de poeira quente.
Com a resolução e sensibilidade sem precedentes do ALMA, a equipe conseguiu obter imagens da muito mais abundante poeira fria, que brilha intensamente na radiação milimétrica e submilimétrica. É estimado que o resto de supernova contém agora cerca de 25% da massa do Sol em poeira recentemente formada. Foi descoberto também que se formaram quantidades significativas de monóxido de carbono e de monóxido de silício.
“A SN 1987A é um lugar especial porque, uma vez que não se misturou com o meio circundante, o que lá se encontra é efetivamente o que se formou no local,” disse Indebetouw. “Os novos resultados ALMA, que são os primeiros deste tipo, revelam um resto de supernova transbordando material que simplesmente não existia há algumas décadas atrás.”
As supernovas podem, no entanto, tanto criar como destruir os grãos de poeira.
À medida que a onda de choque da explosão inicial se propaga no espaço, produz anéis de matéria resplandecentes, já observados anteriormente com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. Ao atingir este envelope de gás, deixado pela estrela gigante vermelha no final da sua vida, uma parte desta enorme explosão ricocheteia de volta em direção ao centro do resto de supernova.

“Em determinado momento, esta onda de choque que vem de volta colidirá com os amontoados de poeira recentemente formada. É provável que alguma desta poeira seja destruída nesse instante. É difícil prever a quantidade que será destruída, talvez apenas um pouco, mas possivelmente cerca de metade ou mesmo dois terços.”

Se uma fração razoável sobreviver e chegar ao espaço interestelar, poderá explicar a enorme quantidade de poeira que é detectada no Universo primordial.
“As galáxias muito primordiais são incrivelmente poeirentas e esta poeira desempenha um papel importante na evolução das galáxias”, disse Mikako Matsuura da University College London. “Hoje sabemos que a poeira pode ser criada de várias maneiras, mas no Universo primordial a maior parte deve ter tido origem nas supernovas. E agora temos finalmente uma evidência direta que apoia esta teoria.”

Fonte: ESO

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