Descoberta uma fonte próspera de novos exoplanetas

A missão Kepler da NASA anunciou a descoberta de 715 novos exoplanetas. Esses novos mundos orbitam 305 estrelas, revelando sistemas planetários múltiplos parecidos com o nosso Sistema Solar.

© NASA (ilustração de sistemas planetários múltiplos)

Aproximadamente 95% desses planetas são menores que Netuno, que tem aproximadamente quatro vezes o tamanho da Terra. Essa descoberta marca um significante aumento no número dos exoplanetas pequenos conhecidos, mas parecidos em tamanho com a Terra do que os exoplanetas anteriormente identificados.

“A equipe do Kepler continua a nos maravilhar e a nos animar com seus melhores resultados da caçada de planetas”, disse John Grunsfeld, administrador associado para o Science Mission Directorate da NASA em Washington. “O fato desses novos planetas e novos sistemas solares se parecerem com o nosso, prenuncia um grande futuro quando tivermos o telescópio espacial James Webb no espaço, pronto para caracterizar os novos mundos”.

Desde a descoberta dos primeiros planetas fora do nosso Sistema Solar, a aproximadamente duas décadas atrás, a verificação tem se tornado um processo muito laborioso, executado planeta a planeta. Agora, os cientistas têm uma técnica estatística que pode ser aplicada a muitos planetas de uma vez, quando eles são encontrados em sistemas que abrigam mais de um planeta ao redor da mesma estrela.

Para verificar essa quantidade de planetas, uma equipe de pesquisa co-liderada por Jack Lissauer, cientista planetário no Ames Research Center da NASA em Moffett Field, na Califórnia, analisou estrelas com mais de um planeta potencial, todos aqueles que foram detectados nos primeiros dois anos de observações do Kepler, entre Maio de 2009 e Março de 2011.

A equipe de pesquisa usou uma técnica chamada de verificação por multiplicidade, que usa parte da lógica da probabilidade. O Kepler observou 150.000 estrelas e descobriu que poucas milhares dessas estrelas possuem candidatos a planetas. Se os candidatos fossem aleatoriamente distribuídos entre as estrelas do Kepler, somente um punhado teria mais de um planeta candidato. Contudo, o Kepler, observou centenas de estrelas que tinham múltiplos candidatos a planetas. Por meio de um estudo cuidadoso dessa amostra, esses 715 novos exoplanetas foram verificados.

© NASA (diagrama do número de exoplanetas descobertos)

Esses sistemas planetários múltiplos são um solo fértil para estudar planetas individuais e a configuração das vizinhanças planetárias. Isso nos fornece pistas sobre a formação dos planetas.

Quatro desses novos planetas tem menos de 2,5 vezes o tamanho da Terra e orbita a zona habitável de suas estrelas, definida como o intervalo de distância de uma estrela onde a temperatura da superfície de um planeta pode permitir que exista água no estado líquido.

Um desses novos planetas em zona habitável, o chamado Kepler-296f, orbita uma estrela com metade do tamanho e com 5% do brilho do nosso Sol. O Kepler-296f tem o dobro do tamanho da Terra, mas os cientistas não sabem se o planeta é um mundo gasoso, com um espesso envelope de hidrogênio-hélio, ou é um mundo de água envolto por um profundo oceano.

“Desse estudo nós aprendemos que os planetas nesses múltiplos sistemas são pequenos e suas órbitas são achatadas e circulares e não possuem a visão clássica de um átomo”, disse Jason Rowe, pesquisador no SETI Instituute em Mountain View, na Califórnia e co-autor da pesquisa.

Essa última descoberta leva a contagem de planetas confirmados fora do Sistema Solar a quase 1.700. A medida que nós continuamos a alcançar as estrelas, cada descoberta nos leva um passo mais perto de um entendimento mais preciso do nosso lugar na galáxia.

Lançado em Março de 2009, o Kepler é a primeira missão da NASA destinada a encontrar planetas potencialmente habitáveis do tamanho da Terra. As descobertas incluem mais de 3.600 candidatos a planetas, dos quais 961 já foram verificados.

Os artigos que descrevem as descobertas serão publicados na edição de 10 de Março de 2014 do The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Pulsar fugitivo disparando um jato extraordinário

O IGR J1104-6103, como é conhecido entre os astrofísicos desde a sua descoberta pelo observatório de raios gama INTEGRAL, situa-se a cerca de 23 mil anos-luz na direção da constelação Carina.

© Chandra/ACTA/2MASS (jato emitido por pulsar)

A imagem acima, que mostra o pulsar e o remanescente de supernova, é composta pelos dados obtidos pelo observatório Chandra (raios X, púrpura), pelo Australia Compact Telescope Array (ondas de rádio, verde), e pelo 2MASS survey (visível, RGB).

Próximo dele, a cerca de 60 anos-luz, encontra-se o remanescente de supernova designado de MSH 11-61A. Comparando observações feitas em datas distintas, Pavan e os colegas conseguiram determinar que o pulsar se desloca pelo meio interestelar a uma velocidade estimada entre os 4 e 8 milhões de quilômetros por hora! A sua velocidade é tão elevada que a “Pulsar Wind Nebula” (PWN), uma nuvem de partículas de alta energia que rodeia os pulsares como um casulo, é distorcida até assumir a forma de um cone, aberto no sentido contrário ao seu movimento. Este fenômeno é muito semelhante à onda de choque que se forma em volta de um avião quando este rompe a barreira do som.

Este vento de partículas colide e ioniza o gás e poeiras do meio interestelar, aquecendo-o até temperaturas de milhões de Kelvin e provocando a emissão de raios X. Por outro lado, retrocedendo ao longo da provável direção do movimento, a equipe de cientistas pôde determinar a origem provável do pulsar, a zona central do remanescente de supernova. Esta conclusão é reforçada pelo fato de o remanescente ter uma estrutura assimétrica, mais alongado ao longo da suposta trajetória do pulsar. É muito provável portanto que o pulsar tenha tido origem no colapso da estrela maciça que deu origem ao remanescente e, para além disso, que esse colapso tenha sido assimétrico, atirando o pulsar a grande velocidade para fora da zona central da supernova.

Para além da velocidade desproporcional com que se desloca, o IGR J1104-6103 emite um poderoso vento de partículas carregadas que emitem raios X ao deslocarem-se ao longo das linhas do campo magnético do pulsar ou quando chocam com outras partículas. Esta estrutura é visível na imagem como uma longa cauda de raios X cuja dimensão real é de 37 anos-luz! A cauda tem uma forma peculiar, semelhante à rosca de um saca rolhas, o que indica que o pulsar tem um eixo de rotação que varia no tempo, como um pião. Devido a este efeito o feixe de partículas é atirado em direções gradualmente diferentes ao longo do tempo dando origem ao padrão de rosca. Curiosamente, e ao contrário do que acontece noutros exemplos conhecidos, em que estão alinhados, a PWN e a cauda de raios X são quase perpendiculares. Pavan e co-autores especulam que a aparente assimetria da explosão da supernova, fossilizada no remanescente, e uma possível velocidade de rotação muito elevada do núcleo da estrela que viria a originar o pulsar durante o colapso, poderiam explicar este cenário tão peculiar.

Os resultados foram publicados no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Supernova fornece pistas para idade de sistema estelar binário

A obscura constelação do Compasso foi descoberta no século XVIII pelo astrónomo francês Nicolas Louis de Lacaille. Ocupa um pequeno recanto da Via Láctea no céu austral, junto às estrelas Alfa e Beta do Centauro.

© Chandra/ACTA/DSS (Circinus X-1)

Apesar da pequena área do céu que ocupa, a constelação contém vários objetos dignos de referência, como a fonte de raios X Circinus X-1. Descoberto nos anos 70 por detetores de raios X e logo se tornou objeto de intenso estudo devido à sua elevada luminosidade e variabilidade. Ao fim de poucos anos foi possível determinar com precisão a posição da fonte de raios X e identificar o objeto correspondente em comprimentos de onda do visível, a partir de observatórios na Terra. Os astrônomos verificaram que se trata de um sistema binário com uma periodicidade de 16,6 dias situado a uma distância de cerca de 26 mil anos-luz. As observações em raios X permitiram concluir que uma das componentes é uma estrela de nêutrons que rouba matéria à sua estrela companheira. Essa matéria orbita a estrela de nêutrons num disco de acreção antes de colidir com ela a grande velocidade. Por vezes, a acumulação de matéria, hidrogênio e hélio principalmente, na superfície da estrela de nêutrons provoca explosões nucleares visíveis como erupções intensas de raios X.

No final do ano passado uma equipe de astrônomos liderada por Sebastien Heinz, da Universidade Wisconsin-Madison, aproveitou um período prolongado em que Circinus X-1 esteve menos luminoso do que o habitual para fazer imagens mais profundas do sistema e observar as regiões circundantes com o telescópio Chandra. Sabia-se de observações anteriores que a estrela de nêutrons produzia dois jatos de partículas de alta energia e os astrônomos queriam perceber como é que estes interagiam com o meio interestelar envolvente.

A equipe não observou Circinus X-1 apenas em raios X. Observações feitas em ondas de rádio com o Australia-Compact-Telescope-Array (ACTA) revelaram uma surpresa. Circinus X-1 encontrava-se no centro de um remanescente de supernova! Os filamentos delicados em forma de casulo do remanescente são bem visíveis em ondas de rádio obtida pelo ACTA.

Circinus X-1 teria sido um sistema binário com pelo menos uma estrela maciça que explodiu numa supernova dando origem à estrela de nêutrons hoje observada. O objeto agora detectado em ondas de rádio em torno de Circinus X-1 é o remanescente dessa supernova. Combinando as observações realizadas em raios X e em ondas de rádio a equipe verificou que as extremidades brilhantes dos jatos bipolares de Circinus X-1 coincidiam com uma região em que o feixe de partículas colidia com o material do remanescente. A imagem seguinte mostra o encaixe perfeito numa composição de imagens obtidas em raios X (Chandra, azul), ondas rádio (ACTA, púrpura) e visível (Digitized Sky Survey).

A análise das observações levaram os astrônomos a concluir que o remanescente de supernova, e portanto o sistema binário com a estrela de nêutrons, não pode ter mais do que 4.600 anos de idade. Isto faz do Circinus X-1 o sistema binário de raios X mais jovem descoberto até o momento na Via Láctea. Os dados indicam também que, ao contrário do que se pensava até agora, a estrela normal do sistema deverá ser uma estrela maciça, provavelmente uma supergigante de tipo espectral A ou B.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O comportamento chocante de uma estrela veloz

Estrelas em fuga podem ter um grande impacto no seu meio, quando elas mergulham através da galáxia Via Láctea.

© Spitzer (arco vermelho formado ao redor da estrela Kapa Cassiopeiae)

O telescópio Spitzer, que observa o Universo na região dos infravermelhos, detectou gás e poeira aquecidos pela colisão com a magnetosfera da estrela supergigante Kapa Cassiopeiae, ou HD 2905. Situada a cerca de 3.500 anos-luz, Kapa Cassiopeiae é uma supergigante azul de tipo espectral B1. A sua luminosidade total é cerca de 400 mil vezes superior à do Sol, concentrando-se a maior parte na região ultravioleta do espectro eletromagnético. Trata-se de uma estrela muito maciça, com cerca de 40 vezes a massa solar. Observações do seu espectro permitiram determinar que perde massa a um ritmo prodigioso através de um vento estelar 10 milhões de vezes mais poderoso do que o do Sol. Kapa Cassiopeia tem magnitude 4 e é facilmente localizada e visível a olho nú.

A estrela tem uma outra particularidade interessante. Move-se pelo espaço à velocidade estonteante de 1.100 quilômetros por segundo. O vento estelar da supergigante e a sua enorme magnetosfera, que forma uma espécie de bolha invisível em torno da estrela, colidem com o gás e poeira do meio interestelar com maior impacto no sentido da sua trajetória. Incrivelmente, este choque é criado cerca de 4 anos-luz à frente de Kappa Cassiopeiae , mostrando o que um impacto considerável esta estrela tem sobre seus arredores. Esta é aproximadamente a mesma distância que estamos da Proxima Centauri, a estrela mais próxima para além do Sol. A colisão ocorre cerca de 4 anos-luz à frente da estrela e aquece o gás e poeira interestelares fazendo-os emitir radiação infravermelha que o telescópio Spitzer consegue detectar. A zona de colisão forma o belo arco vermelho que vemos na imagem acima. Kapa Cassiopeiae é a estrela azul brilhante no centro da imagem.

Todas as estrelas têm uma magnetosfera e vento estelar, mas apenas aquelas em que estes sejam particularmente intensos e que se desloquem a grande velocidade no espaço são capazes de criar regiões de colisão em que o meio interestelar é aquecido até emitir radiação infravermelha detectável. Ainda com relação à imagem, a radiação codificada com a cor verde, não associada com a zona de colisão, provém de moléculas complexas de carbono, designadas de hidrocarbonetos aromáticos policíclicos, que existem nas nuvens de poeira interestelares ao longo da nossa linha de visão. Na imagem, as cores sinalizam emissão infravermelha nos comprimentos de onda de 3,6 e 4,5 micrometros (azul), 8,0 micrometros (verde) e 24 micrometros (vermelho).

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Pulsar distante é perturbado pela presença de asteroides

Uma equipe de astrônomos descobriu evidências de que o pulsar PSR J0738-4042 poderá estar sofrendo múltiplas perturbações provocadas pela destruição de asteroides na sua magnetosfera.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração da fragmentação de um asteroide)

“Uma destas rochas parece ter uma massa de cerca de bilhões de toneladas”, afirmou Ryan Shannon, astrônomo da Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO) e membro da equipe responsável por este trabalho.

O pulsar PSR J0738-4042 encontra-se a cerca de 37 mil anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação Puppis. Com apenas algumas dezenas de quilômetros de diâmetro, este pequeno objeto ultradenso é uma estrela de nêutrons que gira periodicamente sobre o seu eixo, emitindo um feixe de ondas de rádio na direção da Terra a cada 0,375 segundos.

O ambiente ao redor destas estrelas é particularmente inóspito. Sendo objetos altamente magnetizados em rápida rotação, os pulsares produzem intensa radiação e emitem poderosos ventos de partículas ao longo das linhas dos campos magnéticos por si gerados. “Se for possível formar aqui um grande objeto rochoso, então os planetas poderão formar-se ao redor de qualquer estrela”, disse Shannon.

Entre 1988 e 2012, os astrônomos detectaram múltiplas alterações na estrutura dos pulsos emitidos pelo PSR J0738-4042. A estes fenômenos juntaram-se, em Setembro de 2005, uma mudança abrupta no período de rotação do pulsar, acompanhada pelo aparecimento de uma emissão de rádio destacada do restante pulso periódico.

Em 2008, Shannon e o seu colega James Cordes demonstraram como um asteroide numa órbita decadente poderia perturbar não só o período de rotação de um pulsar, como também a forma do pulso de rádio detectado na Terra. “Pensamos que o feixe de rádio do pulsar varre o asteroide, vaporizando-o. No entanto, as partículas vaporizadas encontram-se eletricamente carregadas, que alteram ligeiramente o processo responsável pela criação do feixe do pulsar”, afirmou Shannon.

É possível que estes asteroides tenham sido formados a partir de material expelido pela supernova que criou o pulsar. Em 2006, uma equipe de astrônomos descobriu um disco de detritos ao redor de J0146+61, um pulsar situado a cerca de 13 mil anos-luz de distância, na direção da constelação de Cassiopeia. “Este tipo de discos de poeira poderiam providenciar as sementes para a formação de grandes asteroides”, disse Paul Brook, doutorando da Universidade de Oxford e primeiro autor deste trabalho.

O novo estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: CSIRO

Revelado o mistério de explosões estelares

Um dos maiores mistérios na astronomia, a explosão de estrelas se tornando supernovas, finalmente está sendo revelado com a ajuda da missão Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) da NASA.

© NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO (primeiro mapa radioativo da Cassiopeia A)

O observatório de raios X de alta energia tem criado o primeiro mapa de material radioativo de remanescentes de supernovas. Os resultados, de uma remanescente de supernova, denominada Cassiopeia A (Cas A), revelam como as ondas de choque provavelmente arrebentam as estrelas massivas moribundas.

“As estrelas são bolas esféricas de gás, e então você pode pensar que quando elas terminam suas vidas e explodem, que essa explosão seria como se uma bola uniforme expandisse com grande potência”, disse Fiona Harrison, a principal pesquisadora do NuSTAR no Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech) em Pasadena. “Nossos novos resultados mostram como o coração da explosão, ou o motor é distorcido, possivelmente pelo fato das regiões mais internas literalmente espargir ao redor antes da detonação”.

A Cas A foi criada quando uma estrela massiva explodiu como uma supernova, deixando um denso cadáver estelar e uma parte remanescente ejetada. A luz da explosão atingiu a Terra centenas de anos atrás, então nós estamos vendo a parte remanescente estelar quando ela era fresca e jovem.

As supernovas semeiam o Universo com muitos elementos, incluindo o ouro, o cálcio e o ferro. Enquanto que estrelas pequenas como o nosso Sol morrem por processos menos violentos, as estrelas com no mínimo oito vezes a massa do Sol, explodem como supernovas. As altas temperaturas e as partículas criadas na explosão fundem os elementos leves criando assim, elementos mais pesados.

O NuSTAR, é o primeiro telescópio capaz de produzir mapas dos elementos radioativos encontrados nas remanescentes de supernovas. Nesse caso, o elemento, é o titânio-44, que tinha um núcleo instável produzido no coração da estrela que explodiu.

O mapa que o NuSTAR fez da Cas A mostra o titânio concentrado em aglomerados na parte central da remanescente e aponta para a possível solução para o mistério de como as estrelas encontram o seu destino fatal. Quando os pesquisadores simulam explosões de supernovas com computadores, enquanto uma estrela massiva, morre e colapsa, a onda de choque principal frequentemente passa por fora e a estrela não se rompe. As últimas descobertas sugerem fortemente que a estrela que explode, está reenergizando a onda de choque e permitindo que a estrela finalmente exploda suas camadas mais externas.

© NASA/JPL-Caltech (diagrama mostra o decaimento do titânio-44)

Quando as estrelas explodem em supernovas, elas geram elementos químicos​​, semeando o Universo com os ingredientes que formam estrelas, planetas e até pessoas. Alguns dos elementos produzidos em supernovas são radioativos, o que significa que eles são instáveis ​​e decaem em elementos mais leves. Quando isto acontece, as substâncias radioativas liberam energia na forma de posítrons e fótons.

Um dos elementos radioativos criados em supernovas é titânio-44, que decai em cálcio-44, cujo processo produz fótons de raios X de alta energia. O NUSTAR é o primeiro telescópio capaz de criar imagens detalhadas desses fótons de raios X de alta energia. Como resultado, o NuSTAR pode mapear a radioatividade em remanescentes de supernova pela primeira vez, revelando novos detalhes sobre como estrelas massivas explodem.

“Com o NuSTAR nós temos uma nova ferramenta para investigar esse tipo de explosão”, disse o principal autor do artigo, Brian Grefenstette do Caltech. “Anteriormente, era difícil interpretar o que estava acontecendo na Cas A, pois o material que nós observamos somente brilha em raios X quando é aquecido. Agora que nós podemos ver o material radioativo, que brilha em raios X, nós estamos tendo uma imagem mais completa do que está acontecendo no núcleo da explosão”.

O mapa do NuSTAR também provoca dúvidas em outros modelos de explosões de supernovas, onde a estrela está girando rapidamente logo antes de morrer e lança jatos estreitos de gás que guiam a explosão estelar. Apesar de impressões dos jatos terem sido observadas antes ao redor da Cas A, não se sabia se eles estavam iniciando as explosões. O NuSTAR não observou titânio, essencialmente a poeira radioativa da explosão, em regiões estreitas dos jatos, assim os jatos não foram os pavios para a explosão.

Os pesquisadores continuarão investigando o caso da explosão dramática da Cas A. Séculos depois de sua morte ter marcado o nosso céu, essa remanescente de supernova continua a nos surpreender.

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Diamantes na cauda do Escorpião

Uma nova imagem obtida no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, mostra o brilhante aglomerado estelar Messier 7. Facilmente observado a olho nu próximo da cauda da constelação do Escorpião, este objeto é um dos aglomerados abertos mais proeminentes do céu, o que o torna um alvo importante da investigação astronômica.

© ESO (aglomerado estelar M7)

O Messier 7 (M7), também conhecido por NGC 6475, é um aglomerado brilhante com cerca de 100 estrelas situado a aproximadamente 800 anos-luz de distância da Terra. Nesta nova imagem obtida com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, o objeto aparece sobre um fundo de centenas de milhares de estrelas mais tênues, situadas na direção do centro da Via Láctea.
Com cerca de 200 milhões de anos de idade, o M7 é um aglomerado aberto típico de meia idade, com uma dimensão de cerca de 25 anos-luz. À medida que envelhecem, as estrelas mais brilhantes da imagem, uma população que vai até um décimo do número total de estrelas no aglomerado, explodirão de forma violenta como supernovas. E num futuro ainda mais distante, as restantes estrelas mais tênues, que são muito mais numerosas, irão afastar-se lentamente umas das outras até não serem já reconhecidas como fazendo parte de um aglomerado.
Os aglomerados abertos como o M7 são grupos de estrelas que nascem quase todas ao mesmo tempo e no mesmo lugar, a partir de enormes nuvens cósmicas de gás e poeira na sua galáxia hospedeira. Estes grupos de estrelas têm bastante interesse para os cientistas, porque todas as estrelas aí presentes têm aproximadamente a mesma idade e composição química, fato que as torna bastante indispensáveis em estudos de estrutura e evolução estelar.
Um aspecto interessante na imagem é que, embora densamente povoado por estrelas, o fundo não é uniforme e está claramente marcado por poeira. Muito provavelmente este fato deve-se a um alinhamento, por mero acaso, entre o aglomerado e as nuvens de poeira. Apesar de ser bastante tentador supor que estas zonas escuras são os restos da nuvem a partir da qual o aglomerado se formou, na realidade a Via Láctea terá já feito praticamente uma rotação completa durante  a vida deste aglomerado estelar, com a inevitável reorganização de estrelas e poeira que resulta deste fato. Por isso, a poeira e gás a partir dos quais o M7 se formou, e o aglomerado estelar propriamente dito, terão já tomado caminhos diferentes há muito tempo.
O matemático e astrônomo Claudio Ptolomeu foi o primeiro a referir-se a este aglomerado no ano 130 AD, descrevendo o objeto como “uma nebulosa que segue o ferrão do Escorpião”, uma descrição exata já que, a olho nu, o aglomerado parece uma mancha luminosa difusa sobre o fundo brilhante da Via Láctea. Em sua honra, o M7 é às vezes designado por aglomerado de Ptolomeu. Em 1764 Charles Messier inclui-o como sétima entrada no seu catálogo. Mais tarde, no século XIX, John Herschel descreveu a aparência deste objeto visto através de um telescópio como “um aglomerado de estrelas disperso”, o que o sumariza na perfeição.

Fonte: ESO

Quando estrelas se alinham

Entre as centenas de bilhões de estrelas que formam a Via Láctea, apenas uma está mais próxima do Sol: uma pequena anã vermelha chamada Proxima Centauri; uma estrela tão fraca que era desconhecida há um século.

© Hubble/Kailash Sahu (passagem da estrela Proxima Centauri)

Agora, esse vizinho estelar está prestes a expor alguns de seus segredos, porque, em outubro deste ano, passará na frente de outra estrela. À medida que a luz da distante estrela passar por Proxima, a gravidade do corpo celeste vermelho dobrará seu feixe de luz, divulgando a massa, e talvez até os planetas, de nosso vizinho.
Uma deflexão gravitacional por uma estrela “nunca foi vista fora do Sistema Solar”, observa o astrônomo Kailash Sahu do Space Telescope Science Institute, que descobriu o raro alinhamento futuro. Durante um eclipse solar, em 1919, observadores verificaram como a gravidade do Sol alterou as posições aparentes de estrelas de uma forma que confirmou a então nova teoria geral da relatividade de Albert Einstein. A teoria de gravidade de Isaac Newton também previa uma deflexão (um desvio), mas só a metade da que foi vista. Desde então, astrônomos descobriram casos em que a gravidade de uma galáxia divide a luz de um quasar distante em várias imagens; e observadores viram como estrelas invisíveis fizeram com que estrelas de fundo se iluminassem ao passar diante delas, magnificando suas luzes; um fenômeno conhecido como microlente gravitacional. Mas ninguém jamais viu uma estrela próxima do Sistema Solar transitar na frente de uma estrela muito mais distante.
Para descobrir se esses tipos de alinhamentos ocorreriam, Sahu examinou as rotas de 5 mil estrelas próximas, quando encontrou a Proxima Centauri. “Só ao observar a deflexão da estrela distante você saberá exatamente o quanto Proxima é massiva”, explica Sahu, que pretende acompanhar o evento com o telescópio espacial Hubble. “Estrelas de menor massa são as mais comuns no Universo, mas há muita incerteza em medir a sua massa”. A massa é um parâmetro estelar fundamental, porque determina como uma estrela envelhece e quanto tempo ela vive.
Até para os padrões de anãs vermelhas a Proxima Centauri é débil. Na época em que foi descoberta, em 1915, ela era a estrela menos luminosa conhecida. O astrônomo sul-africano, de origem escocesa, Robert Innes detectou a estrela viajando a 2,2º de Alpha Centauri A e B, um par de estrelas brilhantes da constelação de Centauro, que, em conjunto, brilham como a terceira estrela mais luminosa do céu noturno do hemisfério sul. Alpha Centauri A, uma estrela amarela como o Sol, e Alpha Centauri B, uma estrela alaranjada, um pouco mais fraca, estão a 4,37 anos-luz de nós. Proxima Centauri as orbita a aproximadamente cada milhão de anos. Ela dista 4,24 anos-luz da Terra, tornando-a um pouco mais próxima, o que justifica seu nome.
Alpha Centauri A e B exemplificam como os astrônomos normalmente medem massas estelares. À medida que as duas estrelas se orbitam a cada 80 anos, uma puxa a outra, revelando que, em relação ao Sol, a estrela mais brilhante é 10% mais massiva, enquanto a outra é 8% menos massiva.
No entanto, Proxima Centauri está 13 mil vezes mais distante de suas companheiras mais brilhantes que a Terra está do Sol. Consequentemente, a gravidade da pequena estrela vermelha mal perturba suas parceiras, impossibilitando uma mensuração de massa, ou pelo menos é isso que pareceu até a descoberta de Sahu. As observações do Hubble em outubro, e novamente em fevereiro de 2016, quando a estrela passará ainda mais perto de outra estrela, deve revelar a massa de Proxima com uma precisão de 5%. Astrônomos já “mediram” a estrela: seu diâmetro é igual a 15% do diâmetro solar, portanto, a medição de massa fornecerá a densidade de Proxima.
“Essa é a primeira vez que um evento desses foi identificado”, frisa Andrew Gould, astrônomo da The Ohio State University, não envolvida com os pesquisadores. “Ela está abrindo um novo domínio que as pessoas têm considerado há 50 anos”. Em 1964, o astrônomo norueguês Sjur Refsdal publicou cálculos descrevendo como a gravidade de uma estrela desvia a luz de uma estrela de fundo.
A passagem de Proxima Centauri promete mais. “Essa é definitivamente uma chance para detectar planetas em torno de Proxima”, observa Sahu. Em 2012, astrônomos relataram um na estrela Alpha Centauri B, com massa terrestre, circundando o mundo, a estrela laranja, mas Proxima Centauri não tem planetas conhecidos. Quanto mais massivo um planeta, mais a sua gravidade alterará a luz de estrelas distantes, fenômeno que torna o planeta massivo mais fácil de discernir. Infelizmente, o Hubble provavelmente não procurará planetas, porque isso exigiria demais de seu tempo; em vez disso, observatórios terrestres assumirão essa busca. De acordo com Sahu, as perspectivas de encontrar planetas de Proxima são baixas: ele coloca as chances dos dois alinhamentos em apenas entre 6% e 10%; mas as passagens podem revelar um dos mundos extrassolares mais empolgantes já vistos: um planeta circundando a estrela mais próxima do Sol.

A equipe reportará as informações obtidas pelas observações em futura publicação científica no Astrophysical Journal.

Fonte: Scientific American

Céus vermelhos em uma anã marrom extrema

Um exemplo peculiar de corpo celeste, conhecido como anã marrom, com céus excepcionalmente vermelhos foi descoberto por uma equipe de astrônomos do Centro para Pesquisa de Astrofísica da Universidade de Hertfordshire.

© Neil J. Cook (ilustração de uma anã marrom com céu vermelho)

As anãs marrons situam-se na linha entre as estrelas e os planetas. São demasiado grandes para serem consideradas planetas; e não têm material suficiente para fundir hidrogênio nos seus núcleos e desenvolverem-se como estrelas. São objetos de massa intermédia entre estrelas, como o nosso Sol, e os planetas gigantes, como Júpiter e Saturno.

Por vezes descritas como estrelas falhadas, não têm uma fonte de energia interna, por isso são frias e muito tênues, e continuam a arrefecer com o passar do tempo. A anã marrom, de nome ULAS J222711-004547, chamou a atenção dos cientistas devido à sua aparência extremamente avermelhada em comparação com anãs marrons "normais". Observações subsequentes com o Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile e o uso de uma técnica inovadora de análise de dados mostraram que a razão para a sua peculiaridade é a presença de uma camada muito espessa de nuvens na sua atmosfera superior.

Federico Marocco, que liderou a equipe de pesquisa da Universidade de Hertfordshire, afirma: "Estes não são os tipos de nuvens que vemos na Terra. As nuvens espessas nesta anã marrom em particular são principalmente constituídas por poeira mineral, como enstatite e corindo.

"Não só fomos capazes de inferir a sua presença, como também conseguimos estimar o tamanho dos grãos de poeira nas nuvens", disse Marocco.

O tamanho dos grãos de poeira influencia a cor do céu. Um céu avermelhado numa anã marrom sugere uma atmosfera repleta de partículas de poeira e umidade. Se os nossos céus da manhã são avermelhados, é porque o céu limpo a Leste permite com que o Sol ilumine a parte inferior de nuvens que vêm do Oeste. Por outro lado, a fim de ver nuvens vermelhas ao anoitecer, a luz do Sol deve ter um caminho livre a Oeste de modo a iluminar as nuvens a Leste.

No entanto, a anã marrom recentemente descoberta (ULAS J222711-004547) tem uma atmosfera muito diferente, onde o céu é sempre vermelho. Os planetas gigantes do Sistema Solar, como Júpiter e Saturno, mostram várias camadas de nuvens, incluindo amônia e sulfeto de hidrogênio bem como vapor de água. A atmosfera observada nesta anã marrom em específico é mais quente, com vapor de água, metano e provavelmente alguma amônia; mas, invulgarmente, é dominada por partículas minerais argilosas. Uma boa compreensão de como uma atmosfera tão extrema funciona nos ajudará a melhor entender a gama de atmosferas que podem existir.

Avril Day-Jones, do mesmo instituto universitário, que contribuiu para a descoberta e análise, realça: "ULAS J222711-004547 é uma das anãs marrons mais vermelhas já observadas, o que a torna num alvo ideal para múltiplas observações para compreender o clima numa atmosfera tão extrema. Ao estudar a composição e variabilidade na luminosidade e cores de objetos como este, podemos compreender como o clima funciona nas anãs marrons e como se relaciona com outros planetas gigantes."

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Um coração na escuridão

O observatório de raios X Chandra captou a imagem abaixo do jovem aglomerado estelar NGC 346, destacando uma nuvem em forma de coração aquecida a 8 milhões de graus Celsius na região central.

© Chandra (aglomerado estelar NGC 346)

Dados coletados de radiotelescópios, ópticos e ultravioletas, sugerem que a nuvem quente, que tem cerca de 100 anos-luz de diâmetro, é a parte remanescente da explosão de uma supernova que aconteceu a milhares de anos atrás.

A progenitora poderia ter sido uma companheira de uma estrela jovem massiva que é responsável pela brilhante fonte de raios X na parte superior central da imagem. Essa estrela jovem, a HD 5980, é uma das mais massivas conhecida, onde está passando por dramáticas erupções observadas durante a última década. Um modelo alternativo para a origem da nuvem quente é que as erupções da HD 5980 ocorridas a muito tempo atrás produziram a nuvem de gás quente, de uma maneira similar ao que acontece com a nuvem de gás observada ao redor da massiva Eta Carinae. Observações futuras serão necessárias para decidir qual dos modelos é o correto. Até lá, a natureza do coração na escuridão continuará misteriosa.

Fonte: NASA

Jatos de gases em galáxia ativa desafiam modelo astrofísico

O modelo astrofísico que explica o comportamento da região central de galáxias com núcleo ativo pode precisar ser reformulado após a observação de ejeção de gases em direção diferente da conhecida no centro da galáxia espiral NGC 5929.

© Gemini Norte (a galáxia NGC 5929 interage com a vizinha NGC 5930)

Nessa galáxia há um buraco negro supermassivo, com massa superior à de milhões de sóis. O fenômeno inédito foi medido por astrofísicos das universidades federais de Santa Maria (UFSM) e do Rio Grande do Sul (UFRGS).

Eles usaram o telescópio Gemini Norte com espelho de oito metros de diâmetro e instalado no Havaí (EUA) para capturar imagens que mostram o gás sendo expelido ao longo do plano do disco de acreção, estrutura formada por material difuso em rotação, como gases e poeira, ao redor do buraco negro. Esse fenômeno ocorre em galáxias com núcleo ativo, classificação dada àquelas em cuja região central um buraco negro devora todo gás, matéria e até a luz ao seu redor. Apenas 10% das galáxias conhecidas são assim.

“Já sabíamos que jatos de partículas eram lançados perpendicularmente ao disco de acreção e que os outflows (jatos de gás que saem do centro da galáxia) acompanham a direção desse fluxo. No entanto, o nosso grupo registrou um outflow perpendicular ao jato de partículas, portanto ao longo do plano do disco de acreção, ao contrário do que os modelos para os núcleos de galáxias ativas sugerem”, explica Thaisa Storchi Bergmann, coordenadora do projeto e chefe do Departamento de Astrofísica e Astronomia do Instituto de Física da UFRGS.

A luz proveniente do disco de acreção ao redor do buraco negro da NGC 5929 não é diretamente visível da Terra devido à orientação com que vemos a galáxia, vê-se o disco de perfil. Este posicionamento faz com que uma estrutura presente nas galáxias ativas, formada por nuvens de gás molecular e poeira cósmica (a toroide de poeira) bloqueie a visão da luz que sai do disco de acreção. A tese de que esses cinturões de poeira cósmica seriam estruturas estáticas, impenetráveis, perde força frente aos resultados obtidos pelos brasileiros, uma vez que foi observada uma ejeção de gás atravessando, ou empurrando, essa camada que pode fazer parte do que os astrofísicos chamam de “outflow equatorial”.

Para o astrofísico Rogemar André Riffel, professor do Departamento de Física da UFSM e primeiro autor do artigo, a medição do fenômeno acrescenta mais uma peça ao quebra-cabeças que pode ajudar a explicar a evolução das galáxias no Universo. “Observamos na prática a aplicação dos novos modelos astrofísicos que sugerem outflows equatoriais ao longo do disco de acreção. Nosso resultado confronta modelos tanto no caso da ejeção de matéria quanto de toroides em torno dos buracos negros”, diz.

A NGC 5929 é uma galáxia ativa da classe Seyfert, cujo buraco negro emite muito mais radiação e energia do que todas as suas estrelas juntas. Além disso, a NGC 5929 também interage intensamente com sua vizinha NGC 5930, com quem deve colidir daqui a alguns milhões de anos. Tudo isso acontece a 140 milhões de anos-luz da Terra, na direção da constelação do Boieiro, cuja estrela mais brilhante é Arcturus.

Compreender como a NGC 5929 se formou e o papel da influência da NGC 5930 em sua evolução pode ajudar na projeção do futuro da nossa própria galáxia, a Via Láctea, segundo conta Rogério Riffel, professor do Departamento de Astronomia da UFRGS, outro coautor do estudo.

Atualmente em rota de colisão com Andrômeda, a Via Láctea não é do tipo Seyfert, mas pode vir a ser. Segundo os astrofísicos, a aproximação de Andrômeda poderá provocar atividade no núcleo da Via Láctea, deslocando gás para o centro até que ele seja capturado e engolido pelo buraco negro que existe ali. Isto causaria a formação de um disco de acreção, capaz de produzir jatos de partículas, outflows de gás e emitir radiação. Mas ainda não há motivos para preocupação: o encontro entre as duas galáxias é estimado para daqui a cerca de 4 bilhões de anos.

A descoberta feita pelo grupo anima astrofísicos que atuam no país. Para a pesquisadora Zulema Abraham, do Instituto de Astronomia da Universidade de São Paulo (IAG-USP), o trabalho é muito relevante. “São muito interessantes os resultados alcançados pelos meus colegas do Sul, porque suas observações demonstraram, por meio de medições da velocidade do gás perto do núcleo, que o disco de acreção da NGC 5929 está em pleno processo de expansão”, avalia a especialista.

Um artigo intitulado An outflow perpendicular to de radio jet in the Seyfert nucleus of NGC 5929 foi publicado no The Astrophysical Journal.

Fonte: FAPESP (Pesquisa)

As galáxias luminosas infravermelhas

A figura dominante no centro dessa nova imagem do Hubble é uma galáxia conhecida como MCG-03-04-014. Ela pertence a uma classe de galáxias, chamada de galáxias luminosas infravermelhas, galáxias que são incrivelmente brilhantes na parte infravermelho do espectro.

© Hubble (galáxia MCG-03-04-014)

A luminosidade de uma galáxia luminosa infravermelha é 100 bilhões de vezes maior do que o nosso Sol. O status dessa galáxia como uma galáxia luminosa infravermelha faz dela parte de uma interessante questão astronômica: explosões de estrelas versus monstros, um debate sobre como essas galáxias são energizadas. Por que elas são tão luminosas em infravermelho? Isso se deve à recente explosão de formação de estrelas, ou a um monstruoso e enfurecido buraco negro no seu centro, ou a uma mistura dos dois? A resposta ainda não é clara.

Essa nova imagem da MCG-03-04-014 mostra brilhantes regiões de formação de estrelas pontuadas através de toda a galáxia, com linhas escuras de poeira obscurecendo um brilhante bulbo central. A galáxia parece mostrar evidências de estar corrompida, na parte superior da galáxia é possível ver filamentos brilhantes cruzando o espaço, mas a parte inferior é suave e arredondada. Essa aparência assimétrica implica que outro objeto está interferindo na galáxia e distorcendo sua simetria.

Fonte: ESA

Como a morte estelar pode gerar jatos celestes gêmeos?

Os astrônomos sabem que enquanto as grandes estrelas podem acabar suas vidas como supernovas cataclísmicas, as estrelas pequenas terminam suas vidas como nebulosas planetárias, nuvens de gás e poeira brilhantes e coloridas.

© Hubble (Nebulosa do Ovo Podre)

A imagem acima realizada pelo telescópio espacial Hubble mostra a Nebulosa do Ovo Podre, cujo nome técnico é OH 231.84+4.22, uma nebulosa protoplanetária localizada a cerca de 5.000 anos-luz de distância na constelação de Puppis.

Em décadas recentes essas nebulosas, uma vez pensadas como sendo na maior parte das vezes sendo esféricas,  tem-se observado frequentemente que elas podem emitir poderosos jatos bipolares de gás e poeira. Mas como as estrelas esféricas se desenvolvem para produzir nebulosas planetárias?

Num artigo teórico o professor de física e astronomia Eric Blackman da Universidade de Rochester e seu aluno de graduação Scott Lucchini concluíram que somente um sistema binário em forte interação, ou uma estrela e um planeta massivo, pode ser viável para dar origem a esses poderosos jatos.

Quando essas estrelas menores exaurem o hidrogênio elas começam a se expandir e se tornam estrelas conhecidas como Asymptotic Giant Branch (AGB). Essa fase na vida das estrelas dura 100.000 anos. Em algum ponto, algumas dessas estrelas AGB, que representam o último estágio esférico distendido na vida das estrelas de pouca massa, tornam-se nebulosas protoplanetárias,  que não são esféricas.

O que acontece para mudar essas estrelas AGB esféricas em nebulosas não esféricas,  com dois jatos sendo atirados em direções opostas?

Para os jatos se formarem nas nebulosas, as estrelas AGB esféricas têm que se tornarem não esféricas, pois as estrelas AGB não são sempre estrelas simples, mas frequentemente partes de um sistema binário.  Acredita-se que os jatos sejam produzidos pela ejeção de material que é primeiro puxado de um objeto para outro e que espiraliza no disco de acreção. Todos esses cenários,  envolvem duas estrelas ou uma estrela e um planeta massivo, sendo que o núcleo das AGBs, onde os discos se formam, são muito pequenos para serem observados por telescópios.  Blackman e Lucchini, querem determinar se os sistemas binários podem ser bem separados e ter uma interação fraca, ou se eles precisam estar próximos e interagirem fortemente.

Estudando os jatos de nebulosas planetárias e protoplanetárias, eles  foram capazes de concatenar a energia e o momento envolvido no processo de acreção com os jatos; o processo de acreção é o que fornece o combustível para esses jatos. À medida que a massa cresce em um dos discos ela perde energia gravitacional. Ela é então convertida em energia cinética e em momento dos jatos expelidos, sendo a massa que é expelida numa certa velocidade. Blackman e Lucchini determinaram a potência mínima e o mínimo fluxo de massa que esses processos de acreção, precisam para produzir os jatos observados. Eles então compararam os requerimentos para os modelos específicos de acreções, que haviam previstos uma potência específica e uma taxa de fluxo de massa.

Eles descobriram que somente dois tipos de modelo de acreção,  ambos envovlendo os sistemas binários com mais forte interação,  poderiam criar essas nebulosas protoplanetárias com jatos. No primeiro tipo de modelo, o “Lóbulo de Transbordamento de Roche”, as companheiras estão tão próximas que o envelope estelar da AGB é puxado para o disco ao redor da companheira. No segundo tipo de modelo, ou “Envelope Comum”, a companheira está ainda mais perto que chega a entrar totalmente dentro do envelope da AGB, de modo que as duas estrelas passam a ter um envelope comum. De dentro desse envelope comum, discos com altas taxas de acreção podem se formar ao redor da companheira, a partir de material da AGB, ou a companheira pode ser absorvida por um disco ao redor do núcleo da AGB. Ambos os cenários poderiam fornecer energia e momento suficiente para produzir os jatos que têm sido observados.

O nome nebulosas planetárias foi originalmente proposto pelo astrônomo William Herschel, que as descobriu primeiro nos anos de 1780, e acreditava que elas eram na verdade planetas gasosos em formação. Embora o nome tenha persistido, hoje, sabemos que elas são de fato o estágio final de vida de estrelas de pouca massa, e somente se desenvolvem em planetas se uma companheira binária em um dos cenários de acreção descritos acima, for de fato um planeta. Nebulosas planetárias e protoplanetárias são diferentes na natureza da luz que elas produzem; as nebulosas protoplanetárias refletem a luz, enquanto que as nebulosas planetárias brilham por ionização (quando os átomos perdem ou ganham elétrons). Nebulosas protoplanetárias atiram dois jatos de gás e poeira, o último formando jatos à medida que o fluxo se expande e resfria. Essa poeria, reflete a luz produzida pelo núcleo mais quente. Nas nebulosas planetárias, que acredita-se ser uma evolução das nebulosas protoplanetárias, o núcleo é exposto e a radiação mais quente que ela emite ioniza o gás, nos jatos agora mais fracos, que voltam a brilhar.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

A região central de Auriga

Rico em aglomerados estelares e nebulosas, a antiga constelação de Auriga, o Cocheiro, percorre o céu noturno de inverno do norte.

© Rogelio Bernal Andreo (constelação de Auriga)

Abrangendo cerca de 24 luas cheias (12 graus) no céu, essa visão telescópica profunda é um mosaico que mostra alguns dos locais mais populares de Auriga para os turistas cósmicos. O campo varre o plano da Via Láctea na direção oposta ao centro da galáxia. Perto da parte inferior da imagem, no limite do Cocheiro com Touro, está a estrela azulada brilhante Elnath, que também é conhecida tanto como Beta Tauri ou Gamma Aurigae. Na extrema esquerda e a cerca de 3.000 anos-luz de distância existem filamentos curvados da remanescente de supernova Simeis 147 que cobre cerca de 150 anos-luz, e logo acima a nebulosa de emissão SH2-242. No lado direito  está a nebulosa de emissão IC 410, significativamente mais distante, cerca de 12.000 anos-luz de distância. A IC 410 é famosa por integrar com o jovem aglomerado de estrelas, o NGC 1893, que são nuvens de poeira e gás em forma de girino. A nebulosa Flaming Star, IC 405, está apenas um pouco mais adiante. Suas nuvens vermelhas e complexas de gás hidrogênio brilhante são energizadas pela estrela quente do tipo O, a AE Aurigae. Dois aglomerados estelares abertos da nossa galáxia, M36 e M38, se alinham no campo estelar acima.

Fonte: NASA

Mapa geológico de Ganimedes

Um grupo de cientistas do Wheaton College, nos Estados Unidos, produziu o primeiro mapa global de Ganimedes, a sétima lua de Júpiter e a maior do Sistema Solar, com 5.262 km de diâmetro (a Lua da Terra, por exemplo, tem 3.476 km de diâmetro).

© NASA/USGS Astrogeology Science Center (mapa geológico de Ganimedes)

A lua Ganimedes foi descoberta em Janeiro de 1610 por Galileo Galilei. O mapa ilustra a variedade geológica da superfície de Ganimedes.

Segundo os pesquisadores, o mapa ajuda no estudo sobre a evolução da lua e em observações futuras de naves espaciais. Os cientistas que o elaboraram identificaram três períodos geológicos para a lua, um em que dominavam crateras de impacto, outro com perturbações tectônicas, seguido por declínio na atividade geológica.

O novo mapa permitirá aos pesquisadores comparar características geológicas de outros satélites gelados, com características semelhantes às de Ganimedes.

Estudos anteriores feitos por telescópios baseados na Terra e por missões espaciais indicam que Ganimedes é um satélite gelado e complexo, cuja superfície é caracterizada pelo contraste de dois tipos principais de terrenos: regiões de crateras escuras e muito antigas e regiões mais claras marcadas por sulcos e saliências, um pouco mais jovens, mas ainda assim antigas.

O mapa foi elaborado a partir de imagens obtidas durante os sobrevoos realizados pelas sondas da NASA Voyager 1 e 2 em 1979 e pela sonda Galileo entre 1995 a 2003 e que foi agora publicado pelo U.S. Geological Survey como um mapa global.

A missão Jupiter Icy Moons da ESA está planejada para orbitar Ganimedes por volta de 2032. A NASA está contribuindo com instrumentos para a missão.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory