Primeiro sistema de anéis descoberto em torno de um asteroide

Observações obtidas em diversos locais da América do Sul, incluindo o Observatório de La Silla do ESO, levaram à descoberta surpreendente de que o asteroide distante Chariklo se encontra rodeado por dois anéis densos e estreitos.

© ESO (ilustração dos anéis que rodeiam Chariklo)

Este é o menor objeto já descoberto com anéis, e apenas o quinto corpo no Sistema Solar - depois dos planetas gigantes Júpiter, Saturno, Urano e Netuno - com esta caraterística. A origem dos anéis permanece um mistério, no entanto pensa-se que podem ser o resultado de uma colisão que criou um disco de detritos.

Além dos anéis de Saturno, que são um dos mais bonitos espetáculos no céu, outros anéis, menos proeminentes, também foram encontrados em torno dos outros planetas gigantes. Apesar de buscas cuidadosas, nunca se encontraram anéis em volta de outros objetos menores do Sistema Solar. Todos os objetos que orbitam em torno do Sol e que são muito pequenos, ou seja, que não possuem massa suficiente para que a sua própria gravidade lhes dê uma forma praticamente esférica, são definidos pela União Astronômica Internacional  (IAU) como sendo corpos menores do Sistema Solar. Esta classe inclui atualmente a maioria dos asteroides do Sistema Solar, os objetos próximos da Terra, os asteroides troianos de Marte e Júpiter, a maioria dos Centauros, a maioria dos objetos Trans-Netunianos e os cometas. Informalmente, os termos asteroide e corpo menor são frequentemente usados para indicar a mesma coisa.

Agora, observações do longínquo asteroide Chariklo, feitas quando este passava em frente a uma estrela, mostraram que ele também se encontra rodeado por dois anéis estreitos.
“Não estávamos à procura de anéis, nem pensávamos que pequenos corpos como o Chariklo os poderiam ter, por isso esta descoberta, e a quantidade extraordinária de detalhes que obtivemos do sistema, foi para nós uma grande surpresa!”, diz Felipe Braga-Ribas (Observatório Nacional/MCTI, Rio de Janeiro, Brasil), que preparou a campanha de observações e é o autor principal do novo artigo científico que descreve estes resultados.
Chariklo é o maior membro de uma classe de objetos conhecidos por Centauros, que orbitam o Sol entre Saturno e Urano, no Sistema Solar externo. Os Centauros são pequenos corpos com órbitas instáveis no Sistema Solar exterior, que atravessam as órbitas dos planetas gigantes. Como as suas órbitas são frequentemente perturbadas, espera-se que permaneçam nestas órbitas apenas alguns milhões de anos. Os Centauros diferem dos muito mais numerosos corpos do Cinturão de Asteroides, situado entre as órbitas de Marte e Júpiter, e podem ter vindo da região do Cinturão de Kuiper. O seu nome deriva dos centauros míticos porque, tal como eles, partilham algumas características de duas espécies diferentes, neste caso cometas e asteroides. Chariklo parece ser mais como um asteroide, não se tendo descoberto nele qualquer atividade cometária.

Previsões da sua órbita mostraram que passaria em frente da estrela UCAC4 248-108672 no dia 3 de junho de 2013, quando observado a partir da América do Sul. Assim, com o auxílio de telescópios em sete sítios diferentes, incluindo o telescópio dinamarquês de 1,54 metros e o telescópio TRAPPIST, ambos situados no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, os astrônomos puderam observar a estrela desaparecer durante alguns segundos, momento em que a sua luz foi bloqueada pelo Chariklo, num fenômeno conhecido por ocultação. Esta é a única maneira de saber o tamanho e forma exatos de um objeto tão remoto - Chariklo tem apenas 250 quilômetros de diâmetro e encontra-se a mais de um bilhão de quilômetros de distância. Mesmo com os melhores telescópios, um objeto tão pequeno e distante aparece apenas como um tênue ponto de luz.
No entanto, eles acabaram descobrindo muito mais do que esperavam. Alguns segundos antes, e também alguns segundos depois, da ocultação principal ainda houveram duas quedas de luz, ligeiras e muito curtas, no brilho aparente da estrela. Os anéis de Urano e os arcos de anel em torno de Netuno foram descobertos de forma semelhante, durante ocultações em 1977 e 1984, respectivamente; onde os telescópios do ESO estiveram também envolvidos na descoberta dos anéis de Netuno.

Algo em torno de Chariklo estava bloqueando a luz! Ao comparar as observações feitas nos diversos locais, a equipe pôde reconstruir não apenas a forma e o tamanho do objeto propriamente dito, mas também a espessura, orientação, forma e outras propriedades dos anéis recém descobertos.
A equipe descobriu que o sistema de anéis é composto por dois anéis bastante confinados, com apenas sete e três quilômetros de largura, respectivamente, separados entre si por um espaço vazio de nove quilômetros, e tudo isto em torno de um pequeno objeto que orbita além da órbita de Saturno.
“Acho extraordinário pensar que fomos capazes de detectar, não apenas o sistema de anéis, mas também precisar que este sistema é constituído por dois anéis claramente distintos”, acrescenta Uffe Gråe Jørgensen (Instituto Niels Bohr, Universidade de Copenhague, Dinamarca), integrante da equipe. “Tento imaginar como será estar sobre a superfície deste corpo gelado, tão pequeno que um carro esportivo veloz poderia atingir a velocidade de escape e lançar-se no espaço, e olhar para cima para um sistema de anéis com 20 quilômetros de largura e situado 1.000 vezes mais próximo do que a Lua está da Terra”. A velocidade de escape é cerca de 350 km/h!
Embora muitas questões permaneçam ainda sem resposta, os astrônomos pensam que este tipo de anel deve ter se formado a partir dos restos deixados depois de uma colisão. Os restos teriam ficado confinados como dois estreitos anéis devido à presença de pequenos satélites, que supostamente existirão.
“Por isso, além dos anéis, é provável que Chariklo tenha também, pelo menos, um pequeno satélite à espera de ser descoberto”, acrescenta Felipe Braga Ribas.
Os anéis poderão mais tarde dar origem à formação de um pequeno satélite. Tal sequência de eventos, a uma escala muito maior, pode explicar a formação da nossa própria Lua nos primeiros dias do Sistema Solar, assim como a origem de muitos outros satélites em órbita de planetas e asteroides.
Os líderes do projeto deram aos anéis os nomes informais de Oiapoque e Chuí, dois rios que se encontram próximos dos extremos norte e sul do Brasil, respectivamente. Estes nomes são apenas para uso informal, os nomes oficiais serão atribuídos mais tarde pela IAU, segundo regras pré-estabelecidas.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo”, de F. Braga-Ribas et al., cujos novos resultados foram publicados hoje (online) na revista Nature.

Fonte: ESO

Uma nebulosa de reflexão na constelação de Órion

Um brilho azul estranho e colunas sinistras de poeira escura destacam a M78 e outra nebulosa de reflexão brilhante na constelação de Órion.

© Ian Sharp (nebulosa de reflexão M78)

O pó escuro filamentar não só absorve a luz, mas também reflete a luz de várias estrelas azuis brilhantes que se formaram recentemente na nebulosa. Das duas nebulosas de reflexão na foto acima, a mais famosa é a M78, no centro da imagem, enquanto a NGC 2071 pode ser vista no canto inferior esquerdo. O mesmo tipo de dispersão que colore o céu diurno aumenta ainda mais a cor azul. A M78 tem cerca de cinco anos-luz de diâmetro, está a cerca de 1.600 anos-luz de distância, e é visível através de um pequeno telescópio. A M78 pertence ao maior complexo da nuvem molecular de Órion que contém a grande Nebulosa de Órion e a Nebulosa Cabeça de Cavalo.

Fonte: NASA

A poeira cósmica que envolve a Nebulosa de Órion

O que existe ao redor de um berçário cósmico, onde estrelas estão se formando? No caso da Nebulosa de Órion, a poeira.

© Robert Fields (Nebulosa de Órion)

O campo inteiro de Órion, localizado a cerca de 1.600 anos-luz de distância da Terra, está inundado com intrigantes e pitorescos filamentos de poeira. Opaca com relação a luz visível, a poeira é criada na atmosfera externa de estrelas massivas frias e expelida por fortes ventos de partículas. O Trapézio e outros aglomerados de formação de estrelas estão mergulhados na nebulosa. Os filamentos de poeira ao redor da M42 e da M43 aparecem em cinza na imagem acima, enquanto que o gás central brilhante é destacado em marrom e azul. Durante os próximos milhões de anos, a maior parte da poeira de Órion irá vagarosamente ser destruída pelas muitas estrelas que estão agora em formação, ou dispersada na galáxia.

Fonte: NASA

Estrela destemida sobrevive à explosão de supernova

Quando uma estrela maciça fica sem combustível, ela entra em colapso e explode como uma supernova.

© NASA/NOAO (imagem composta em raios X e no óptico do DEM L241)

Embora estas explosões são extremamente poderosas, é possível que uma estrela companheira suporte a explosão. Uma equipe de astrônomos usando o observatório de raios  X Chandra da NASA e outros telescópios encontrou evidências para um desses sobreviventes.

Esta intrépida estrela está num campo de destroços da explosão estelar, também chamada de remanescente de supernova, localizada em uma região HII chamado DEM L241. Uma região HII é criada quando a radiação de estrelas quentes e jovens despojam os elétrons de átomos de hidrogênio neutro (HI) para formar nuvens de hidrogênio ionizado (HII). Esta região HII está localizada na Grande Nuvem de Magalhães, uma pequena galáxia companheira da Via Láctea.

Uma nova imagem composta da DEM L241 contém dados do Chandra (roxo), que descreve o remanescente de supernova. O restante permanece quente e, portanto, emite raios X brilhantes durante milhares de anos depois que explosão original ocorreu. Também estão incluídos nesta imagem dados ópticos da Magellanic Cloud Emission Line Survey (MCELS) obtidos de telescópios terrestres no Chile (amarelo e ciano), na registra a emissão HII produzida pelo DEM L241. Dados ópticos adicionais do Digitized Sky Survey (branco) também estão incluídos, mostrando estrelas no campo de visão.

R. Davies, K. Elliott, e J. Meaburn, cujas iniciais de seus sobrenomes foram combinadas para dar o nome do objeto DEM L241, em 1976. Os dados recentes do Chandra revelaram a presença de uma fonte de raios X pontual no mesmo local de uma jovem estrela massiva dentro do remanescente de supernova remanescente.

Os astrônomos podem analisar os detalhes dos dados do Chandra para recolher pistas importantes sobre a natureza das fontes de raios X. Por exemplo, quão brilhantes são os raios X são, como eles mudam ao longo do tempo, e como eles são distribuídos em toda a gama de energia que Chandra observa.

Neste caso, os dados sugerem que a fonte é uma componente de um sistema binário. Em um par tão celestial, seja uma estrela de nêutrons ou um buraco negro (formada quando a estrela foi supernova) está em órbita com uma estrela muito maior do que o nosso Sol. À medida que orbitam um ao outro, a estrela de nêutrons ou um buraco negro denso puxa o material para longe da sua estrela companheira através do vento de partículas que flui longe de sua superfície. Se esse resultado for confirmado, DEM L241 seria apenas o terceiro binário, contendo tanto uma estrela massiva e uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, já encontrado no rescaldo de uma supernova.

Os dados de raios X do Chandra também mostram que o interior do supernova é enriquecido em oxigênio, neônio e magnésio. Este enriquecimento e a existência da estrela maciça implica que a estrela que explodiu tinha uma massa maior do que 25 vezes, para talvez até 40 vezes, a do Sol.

Observações ópticas com telescópio de 1,9 metros do Observatório Astronômico Sul Africano mostra que a velocidade da estrela maciça está mudando e que orbita em torno da estrela de nêutrons ou um buraco negro com um período de dezenas de dias. A medição detalhada da variação de velocidade da estrela maciça companheira deve fornecer uma prova definitiva da existência ou não do binário contendo um buraco negro.

Evidências indiretas já existem em outros remanescentes de supernovas que foram formados pelo colapso de uma estrela para gerar um buraco negro. No entanto, se a estrela em colapso no DEM L241 acabar por ser um buraco negro, isto forneceria a evidência mais contundente ainda para um evento tão catastrófico.

O que o futuro reserva para este sistema?

Se o pensamento mais recente estiver correto, a estrela maciça será destruída em uma explosão de supernova daqui a alguns milhões de anos. Quando isso acontecer, ela pode formar um sistema binário que conterá duas estrelas de nêutrons ou uma estrela de nêutrons e um buraco negro, ou até mesmo um sistema com dois buracos negros.

Um artigo descrevendo os resultados foi publicado no The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Hubble espreita o coração de uma galáxia Seyfert

A nova imagem abaixo obtida pelo telescópio espacial Hubble focaliza a NGC 5793, uma galáxia espiral localizada a mais de 150 milhões de anos-luz de distância na constelação de Libra.

© Hubble (galáxia NGC 5793)

Esta galáxia tem duas características particularmente marcantes: uma bela faixa de poeira e um centro intensamente brilhante, muito mais luminoso do que a nossa própria galáxia, ou mesmo aqueles da maioria das galáxias espirais que observamos.
A NGC 5793 é uma galáxia Seyfert. Estas galáxias têm centros incrivelmente luminosos que são causadados por famintos buracos negros supermassivos, com cerca de bilhões de vezes do tamanho do Sol, que absorvem o gás e a poeira de seus arredores.
Esta galáxia é de grande interesse para os astrônomos por muitas razões. Por um lado, ela aparece para abrigar objetos conhecidos como maser. Considerando que lasers emitem luz visível, os masers emitem radiação de microondas. O termo "maser" vem do acrônimo Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation. A emissão maser é causada por partículas que absorvem a energia próxima e re-emitem na região de microondas do espectro eletromagnético.
Os masers que ocorrem naturalmente, como os observados na NGC 5793, podem nos dizer muito sobre o seu ambiente; observamos esses tipos de maser em áreas onde as estrelas estão se formando. Na NGC 5793 também há intensos mega-masers, que são milhares de vezes mais luminosos que o Sol.

Fonte: NASA

O maior censo de poeira cósmica em galáxias locais foi concluído

O maior censo de poeira cósmica em galáxias locais foi concluído usando dados do observatório espacial Herschel da ESA, facultando um enorme legado à comunidade científica.

© Herschel (censo de galáxias em infravermelho)

Os grãos de poeira cósmica são um ingrediente pequeno mas fundamental na receita de gás e poeira da criação de estrelas e planetas. Mas, apesar da sua importância, o nosso conhecimento das propriedades da poeira em galáxias além da Via Láctea é incompleto.

Algumas das questões fundamentais incluem a forma como a poeira varia consoante o tipo de galáxia, e como pode afetar o nosso conhecimento da evolução galáctica.

Antes de concluir as suas observações em Abril de 2013, o Herschel forneceu o maior levantamento da poeira cósmica, abrangendo uma ampla gama de galáxias próximas localizadas entre 50 e 80 milhões de anos-luz da Terra.

O catálogo contém 323 galáxias com vários tipos de formação estelar e diferentes composições químicas, observadas com os instrumentos do Herschel em comprimentos de onda do infravermelho distante e submilimétrico.

As galáxias são organizadas conforme o seu conteúdo de poeira, as mais ricas estão à esquerda e em cima e as mais pobres em baixo e à direita.

As galáxias ricas em poeira são geralmente espirais ou irregulares, ao passo que as pobres em poeira são geralmente elípticas. As cores azuis e vermelhas representam regiões mais frias e quentes da poeira, respectivamente.

A poeira é suavemente aquecida ao longo de uma gama de temperaturas pela combinação da luz de todas as estrelas em cada galáxia, com a poeira mais quente concentrada em regiões onde as estrelas nascem.

© SDDS (censo de galáxias no visível)

Para comparação, as galáxias também são apresentadas no visível, em imagens obtidas pelo SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Aqui, o azul corresponde a estrelas jovens, ou seja, estrelas massivas e quentes que queimam o seu combustível muito rapidamente e, portanto, são de curta duração. Por outro lado, as estrelas vermelhas são mais velhas, ou seja, menos massivas e mais frias e, portanto, vivem mais tempo.

As observações do Herschel permitem com que os astrônomos determinem a quantidade de luz emitida pela poeira em função do comprimento de onda, fornecendo um meio para estudar as propriedades físicas da poeira.

Por exemplo, uma galáxia que forma estrelas a uma maior velocidade deve ter estrelas mais maciças e quentes e, assim, a poeira na galáxia também deve ser mais quente. Por sua vez, isto significa que uma maior percentagem da luz emitida pela poeira deve ter comprimentos de onda mais curtos.

No entanto, os dados mostram maiores variações do que o esperado de uma galáxia para outra apenas com base nas taxas de formação estelar, o que implica que outras propriedades, tais como o enriquecimento químico, também desempenham um papel importante.

Ao investigar estas correlações e dependências, o estudo fornece um ponto de referência local, para quantificar o papel desempenhado pela poeira na evolução galáctica ao longo da história do Universo.

Os dados vão complementar observações feitas por outros telescópios, como o ALMA (Atacama Large Millimeter Array) no Chile, o que permitirá com que seja analisada a poeira em galáxias à beira do Universo observável.

Fonte: ESA e Royal Astronomical Society

Ocultação de Saturno pela Lua

Na noite de hoje, entre 22hs e a meia-noite, ocorrerá a ocultação do planeta Saturno pela Lua.

© OSU (ocultação de Saturno pela Lua)

A imagem acima, obtida em 1997 por telescópio da Universidade Estadual de Ohio (OSU), mostra a Lua prestes a ocultar Saturno.

O fenômeno poderá ser visto a olho nu, onde um ponto brilhante irá gradualmente se aproximar da Lua, surgindo de baixo, para então passar por trás do disco lunar e sair pelo outro lado. Hoje, a Lua está quase cheia e o planeta Saturno está a cerca de 1,39 bilhão de km. Mesmo a esta distância, o planeta é muito brilhante, reluzindo atualmente na magnitude 0,5. Considerando o efeito da atmosfera, a magnitude observável é de 1,3.

As ocultações geralmente são úteis para os astrônomos, possibilitando estudar a atmosfera desse mundo ao analisar o padrão de redução de brilho do astro que será ocultado. Se houver uma camada de ar envolvendo o planeta, ela provocará um padrão de esmaecimento gradativo e permitirá até mesmo o estudo de sua composição, ao analisar a luz que parte da estrela distante e passa rasante pelo invólucro atmosférico, carregando consigo a linha espectral de seus componentes. Porém, o planeta Saturno não propiciará surpresas.

O momento exato do início e do término depende da localização exata, que dá uma perspectiva diferente da posição da Lua. A ocultação não ocorre simultaneamente em todas as regiões do país e quanto mais elevada a latitude onde se encontra o observador, mais cedo começa o evento. O tempo de ocultação também não é igual para todas as cidades. Em São Paulo, por exemplo, o espetáculo ocorrerá das 22:30hs as 23:16hs. Somente no Rio Grande do Sul a ocultação não será visível, a não ser nas localidades no extremo norte do Estado. Nesse caso, os gaúchos verão Saturno passar pertinho da Lua, mas sem jamais se esconder por trás dela. Nos demais estados do Brasil, só não verá quem estiver com o céu encoberto por nuvens.

Fonte: Cosmo Novas

Terra foi atingida por asteroide binário na era Paleozoica

Uma pesquisa apresentada na 45ª Conferência de Ciência Lunar e Planetária, realizada em Woodlands, no Texas, sugere que um destes atingiu o planeta na era Paleozoica, formando duas crateras no norte da Suécia.

© ESO (asteroide binário)

Utilizando análises de minúsculos animais marinhos encontrados nas crateras Lockne e Malingen, que se encontram a cerca de 16 quilômetros de distância, os pesquisadores encontraram a mesma idade para ambas formações. Essa seria a primeira evidência do impacto de um asteroide binário na Terra.

Acredita-se que formações binários acontecem quando um asteroide formado por um conglomerado de detritos de rocha começa a girar tão rápido sob a influência da luz solar que uma pedra solta é jogada para fora do seu plano equatorial, formando o que os astrônomos chamam de pequena lua.

Apesar de observações apontarem que 15% dos asteroides perto da Terra são duplos, apenas uma fração deles formaria crateras duplas com o impacto, já que aquelas luas que estão muito próximas de sua estrutura original criariam marcas sobrepostas. Cálculos sugerem que apenas 3% das crateras são duplas, um número próximo dos candidatos identificados por pesquisadores até o momento.

Jens Ormo, pesquisador do Centro de Astrobiologia de Madri, na Espanha, e sua equipe optaram por analisar as crateras Lockne, com 7,5 quilômetros de largura, e a Malingen, cerca de dez vezes menor, por suas características geológicas similares. Reconhecidas como crateras desde a metade do século XX, elas só foram formalizadas em meados de 1990.

Os pesquisadores perfuraram cerca de 145 metros para dentro da estrutura da Malingen utilizando pedra britada. Eles passaram pelo sedimento que a preenche, conhecido como brechas, e atingiram a pedra intacta no fundo.

A análise das brechas revelou a presença de uma forma do mineral quartzo, que é criado sob pressões intensas e está associado com o impacto de asteroides. No momento da queda, a região onde as crateras se encontram era coberta por um mar raso, então sedimentos marinhos teriam preenchido imediatamente o buraco formado no local.

A datação do impacto foi feita com um método conhecido como biostratigrafia, que permite que geólogos atribuam idades relativas a rochas com base nos tipos de criaturas fósseis encontradas dentro delas. Os pesquisadores utilizaram pequenos plânctons, chamados chitinozoas.

Os resultados revelaram que a estrutura Malingen era da mesma idade de Lockne, de cerca de 458 milhões anos de idade, durante o período Ordoviciano, da era Paleozoica.

Em entrevista à "BBC", Gareth Collin, pesquisador do Imperial College de Londres, afirmou que "com falta de testemunha dos impactos, é impossível provar que duas crateras próximas foram formadas simultaneamente, mas que a evidência neste caso é muito convincente. Sua proximidade no espaço e estimativas consistentes de idade tornam bastante provável um impacto binário".

Simulações sugerem que a pedra que formou Lockne tinha cerca de 600 metros de diâmetro, enquanto a de Malingen tinha aproximadamente 250 metros. De acordo com os pesquisadores, estas medições são um pouco maiores do que pode ser sugerido pelas suas crateras por causa dos mecanismos de impactos em ambientes marinhos.

Ormo acrescentou que a distância entre Malingen e Lockne está de acordo com a teoria de que elas teriam sido criadas por um binário. Segundo ele, para qualificar um impacto duplo, as crateras não podem estar muito longe, pois excederiam a distância máxima em que um asteroide e sua lua podem ficar vinculados por forças gravitacionais.

"O asteroide formador de Lockne era grande o suficiente para gerar uma abertura na atmosfera acima do local de impacto", disse Ormo.

Essa abertura pode fazer com que o material do asteroide se espalhe ao redor do globo, como teria acontecido durante o impacto que formou a cratera de Chicxulub, que muitos acreditam ter matado os dinossauros, há 66 milhões de anos.

O impacto no período Ordoviciano não foi potente o suficiente para que o material fosse espalhado, mas pode ter tido efeitos locais, como por exemplo, a vaporização instantânea de qualquer criatura do mar que estivesse nadando nas proximidades.

Outras crateras que podem ter sido formadas por um impacto duplo incluem Clearwater Ocidental e Oriental, em Quebec, no Canadá; Kamensk e Gusev, no sul da Rússia; e Ries e Stenheim, no sul da Alemanha.

Outros cientistas alertam que crateras aparentemente contemporâneas podem ter sido formadas com semanas, meses ou mesmo anos de intervalo.

Fonte: Lunar and Planetary Institute

Sonda Cassini registra ondas nos mares de Titã

Não é surpresa que a região polar norte de Titã seja coberta por vastos lagos e mares de metano líquido, que foram imageados muitas vezes pela sonda Cassini durante seus dez anos em órbita ao redor do planeta Saturno.

© Cassini/VIMS (Kivu Lacus)

O que surpreende, é como são suaves as superfícies desses lagos. Alguém, porém, poderia pensar que essas grandes expansões de superfícies líquidas – alguns mares de Titã são maiores que os Grandes Lagos – poderiam exibir no mínimo uma pequena atividade num mundo com uma atmosfera tão densa como Titã. Mas, repetidas imagens de radar têm mostrado que as suas superfícies são muito suaves. Nos últimos anos, os cientistas quebraram a cabeça sobre essa anomalia, mas agora eles podem ter finalmente visto uma luz no fim do túnel, ou seja, a luz refletida daquilo que poderia ser na verdade, ondas em Titã.

Usando dados adquiridos durante os sobrevoos realizados em Titã em 2012 e 2013, o cientista planetário Jason Barnes, da Universidade de Idaho, e uma equipe de pesquisadores de algumas outras instituições incluindo, o JPL, Cornell, e o MIT, identificaram que possa existir ondas na superfície do Punga Mare, um dos maiores lagos de Titã.

Para se ter uma ideia da escala, o Lago Vitoria, o maior lago da África, poderia tranquilamente caber dentro do Punga Mare de Titã que tem 380 km de largura.

As variações em detalhes espetaculares de quatro pixels observados na superfície de Punga Mare pelo instrumento VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) da Cassini têm sido interpretadas pela equipe como sendo resultado de ondas, ou talvez, ondulações com uma altura estimada de 2 centímetros.

Se as observações da Cassini interpretadas por Barnes e outros, sejam indicativos de ondas no Punga Mare, elas poderiam também explicar variações especulares anteriores vistas em outros corpos de líquido como o menor Kivu Lacus.

“Se a descoberta se confirmar, representará as primeiras ondas em superfície de mares conhecidas fora da Terra”, disse Jason W. Barnes.

Novamente, as ondas não são as únicas explicações. Variações especulares similares poderiam também ser causadas pela superfície molhada, como uma lama achatada de metano. Observações futuras serão necessárias para confirmar ou não a real presença de ondas em Titã.

Fonte: Universe Today

O planeta Mercúrio contraiu além do que era estimado

A superfície de Mercúrio está encolhendo mais rápido do que se pensava anteriormente, revelam as fotos obtidas pela sonda MESSENGER da NASA que está na órbita do pequeno planeta do Sistema Solar.

© NASA/MESSENGER (planeta Mercúrio)

A primeira pesquisa compreensiva da superfície de Mercúrio feita pela sonda MESSENGER mostra que a crosta do planeta tem contraído em 7 quilômetros à medida que ele esfria, significantemente mais do que se estimava anteriormente.

Esses novos resultados resolveram um paradoxo que dura mais de uma década sobre os modelos da história termal e a contração estimada de Mercúrio, diz um estudo liderado pelo autor Paul Byrne do Carnegie Institution for Science.

A superfície de Mercúrio é feita de apenas uma placa continental que cobre todo o planeta. Seu enorme núcleo de ferro, estimado em 4.040 km de diâmetro, deixa um manto e uma crosta com somente 420 km de espessura, uma camada extremamente fina para o menor planeta do Sistema Solar. O manto da Terra, para comparação tem cerca de 2.900 km de espessura, enquanto que a crosta acima dele tem cerca de 40 km de espessura. E além disso, o pequeno Mercúrio está encolhendo.

No passar dos bilhões de anos desde a sua formação no nascimento do Sistema Solar, o planeta vem vagarosamente se resfriando, um processo que todos os planetas sofrem se eles não possuem uma fonte interna renovável de calor. À medida que o núcleo de ferro líquido solidifica, ele esfria, e o volume total de Mercúrio encolhe.

Quando a sonda Mariner 10 da NASA circulou o planeta nos anos de 1970, ela capturou imagens da superfície criadas pelo encolhimento. A contração do planeta empurrou a crosta sobre ela mesma, formando escarpas que podem estender quilômetros abaixo da superfície do planeta. Ao mesmo tempo, o encolhimento da superfície fez com que a crosta dobra-se sobre si mesma, formando as chamadas cadeias de dobras.

Byrne e sua equipe usou a sonda MESSENGER para identificar 5.934 cadeias e escarpas criadas pela contração do planeta, variando de 9 a 900 km de comprimento. Isso criou uma amostra substancialmente maior do que aquelas coletadas pela sonda Mariner 10, que somente imageou 45% da superfície de Mercúrio. A sonda MESSENGER foi capaz de mapear toda a superfície do planeta.

A sonda MESSENGER (Mercury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging) foi lançada em 2004 e está atualmente no meio da missão estendida ao redor de Mercúrio.

As escarpas e as cadeias de dobras identificadas pela Mariner 10 permitiram estimar que o planeta tem perdido cerca de 1 a 2 km de raio global, um achado que entrava em contradição com o entendimento sobre a perda de calor que o planeta sofreu no decorrer do tempo. Byrne e sua equipe descobriu uma contração de 7 km que se ajusta de maneira melhor com os modelos atuais.

“A discrepância entre a teoria e a observação, um grande mistério de quatro décadas, finalmente foi resolvido. É maravilhoso afirmar que nós vemos nosso entendimento teórico se ajustando com as evidências geológicas”, disse Sean Solomon, o principal pesquisador da MESSENGER.

Fonte: Nature Geoscience

Detectadas evidências de ondas gravitacionais no Universo primordial

Astrônomos estão anunciando hoje que obtiveram a primeira evidência direta de que as ondas gravitacionais percorreram o Universo primordial, durante um período de crescimento explosivo.

© Steffen Richter/Universidade Harvard (telescópio BICEP2)

Esta é a confirmação mais evidente da teoria de inflação cósmica, onde o Universo se expandiu por 100 trilhões de trilhões de vezes, em menos de um piscar de olhos. A existência destas ondulações de espaço-tempo, primeiro eco do Big Bang, previstas na teoria da relatividade de Albert Einstein, demonstra a expansão extremamente rápida do Universo na primeira fração de segundo de sua existência, uma fase conhecida como inflação cósmica.
As descobertas foram feitas com a ajuda da tecnologia desenvolvida pela NASA em colaboração com a Fundação Nacional de Ciência (NSF), de detectores acoplados ao telescópio BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization 2) no Pólo Sul.
"Operar os últimos detectores em experiências transmitidas por balão e terrestres nos permite amadurecer estas tecnologias para missões espaciais e, no processo, fazer descobertas sobre o Universo ", disse Paul Hertz , diretor da Divisão de Astrofísica da NASA, em Washington.
Nosso Universo surgiu através de um evento conhecido como o Big Bang a 13,8 bilhões anos atrás. Momentos depois, o próprio espaço ampliou exponencialmente em um episódio conhecido como a inflação. Os sinais indicadores deste capítulo no início da história do nosso Universo são impressas nos céus, em uma relíquia  brilhante chamada radiação cósmica de fundo. Recentemente, esta teoria básica do Universo foi novamente confirmado pelo satélite Planck, uma missão da ESA.
Mas os pesquisadores há muito tempo procuram evidência mais direta da inflação em forma de ondas gravitacionais, que comprimem e distendem o espaço.
"Pequenas flutuações quânticas foram amplificados para tamanhos enormes pela expansão inflacionária do Universo. Sabemos que isso produz outro tipo de ondas chamadas de ondas de densidade, mas queríamos testar se as ondas gravitacionais são produzidos também", disse o co- líder do projeto Jamie Bock do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA, em Pasadena, na Califórnia, que desenvolveu a tecnologia do detector BICEP2. Bock tem um compromisso conjunto com o Instituto de Tecnologia da Califórnia, também em Pasadena.
As ondas gravitacionais produzidas têm um padrão característico espiralado em luz polarizada, chamada polarização "modo B". A luz pode tornar-se polarizada por espalhamento de superfícies, tais como um carro ou uma lagoa. Óculos polarizados rejeitam a luz polarizada para reduzir o brilho. No caso da radiação cósmica de fundo, a luz espalhada por elétrons para tornar-se ligeiramente polarizada.
A equipe BICEP2 assumiu o desafio de detectar a polarização de modo B, reunindo os maiores especialistas na área, desenvolvendo tecnologia revolucionária e viajando para o melhor local de observação da Terra no Pólo Sul. A colaboração inclui grandes contribuições da Caltech, JPL, Universidade de Stanford, Universidade de Harvard e da Universidade de Minnesota.
Como resultado das experiências realizadas desde 2006, a equipe foi capaz de produzir provas convincentes para o sinal em modo B, e com ele, o apoio mais forte ainda para a inflação cósmica. A chave para seu sucesso foi o uso de detectores de supercondutores, são materiais que quando refrigerados permitem que a corrente elétrica flua livremente, com resistência zero.
"Nossa tecnologia combina as propriedades de supercondutividade com minúsculas estruturas que só pode ser visto com um microscópio. Estes dispositivos são fabricados com o mesmo processo de micro-usinagem dos sensores em celulares e controles do Wii", disse Anthony Turner do Jet Propulsion Laboratory (JPL). O sinal de modo B é extremamente fraco. Para obter a sensibilidade necessária para detectar o sinal de polarização, Bock e Turner desenvolveram um único conjunto de detectores múltiplos, semelhante aos pixels em câmaras digitais modernos, mas com a capacidade adicional de detectar polarização. O sistema detector inteiro opera com temperatura extremamente baixa de 0,25 Kelvin.

© NASA/JPL-Caltech (detectores do BICEP2)

O experimento BICEP2 usou 512 detectores, que ampliaram as observações da radiação cósmica de fundo por 10 vezes ao longo de medições anteriores da equipe. Um novo experimento BICEP3 está fazendo observações com 2.560 detectores.

"A detecção destas ondulações é um dos objetivos mais importantes da cosmologia na atualidade e resultado de um enorme trabalho realizado por uma grande quantidade de cientistas", destacou John Kovac, professor de Astronomia e de Física no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) e chefe da equipe de investigação BICEP2, que fez a descoberta.

Estes e experimentos futuros, não só ajudaram a confirmar que o Universo inflou dramaticamente, mas fornecerão as primeiras pistas sobre as forças exóticas que levaram a separação do espaço e do tempo.
Os resultados deste estudo foram submetidos à revista Nature.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrelas mortais na Nebulosa de Órion

A Nebulosa de Órion, também descrita como M42 ou NGC 1976, é a moradia de centenas de estrelas jovens e até mesmo proto-estrelas ainda mais novas conhecidas como "proplyds".

© NASA/ESA/ESO-L. Ricci (discos protoplanetários descobertos na M42)

Muitos destes sistemas emergentes vão continuar desenvolvendo planetas, enquanto outros terão a sua poeira e gás que forma planetas expelidos pela intensa radiação ultravioleta emitida por estrelas massivas do tipo-O que se escondem nas proximidades.

Uma equipe de astrônomos do Canadá e dos Estados Unidos usou o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para estudar a relação muitas vezes mortal entre as estrelas altamente luminosas do tipo-O e proto-estrelas próximas na Nebulosa de Órion. Os seus dados revelam que as proto-estrelas até 0,1 anos-luz (cerca de 946 bilhões de quilômetros) de uma estrela do tipo-O estão condenadas a ter os seus casulos de gás e poeira arrancados em apenas alguns milhões de anos, muito mais rápido do que os planetas se conseguem formar.

"As estrelas do tipo-O, que são realmente monstros quando comparadas com o nosso Sol, emitem quantidades tremendas de radiação ultravioleta e isso pode atrapalhar o desenvolvimento de sistemas planetários jovens," comenta Rita Mann, astrônoma do Conselho Nacional de Pesquisa do Canadá em Victoria. "Com o ALMA, observamos dúzias de estrelas embrionárias com potencial de formação planetária e, pela primeira vez, encontramos indícios claros de que os discos protoplanetários simplesmente desapareceram sob o brilho intenso de uma estrela maciça vizinha."

Muitas, se não todas, as estrelas semelhantes ao Sol nascem em amontoados berçários estelares idênticos à Nebulosa de Órion. Ao longo de apenas alguns milhões de anos, grãos de poeira e reservatórios de gás combinam-se em corpos maiores e mais densos. Se deixados relativamente imperturbados, estes sistemas eventualmente evoluem para sistemas estelares, com planetas grandes e pequenos, e afastam-se para se tornar parte da população estelar galáctica.

Acredita-se que estrelas massivas mas ainda de curta duração dentro e ao redor de grandes nuvens interestelares são essenciais para o processo contínuo da formação estelar. No final das suas vidas, as estrelas maciças explodem como supernovas, semeando a área circundante com poeira e elementos pesados que serão usados na próxima geração de estrelas. Estas explosões também fornecem o impulso necessário para o início de uma nova rodada de formação estelar e planetária. Mas enquanto ainda brilham, estas estrelas maiores podem ser mortais para planetas caso um sistema embrionário se aproxime demasiado.

"As estrelas massivas são quentes e centenas de vezes mais luminosas que o nosso Sol," afirma James Di Francesco, também do Conselho Nacional de Pesquisa do Canadá. "Os seus fótons energéticos podem rapidamente esgotar um disco protoplanetário próximo através do aquecimento do seu gás, quebrando-o e varrendo-o para fora."

© NASA/ESA/ESO-L. Ricci (30 proplyds descobertos pelo Hubble)

Observações anteriores com o telescópio espacial Hubble revelaram imagens impressionantes de "proplyds" em Órion. Muitos têm formas de lágrimas, com o seu gás e poeira afastando-se de uma estrela massiva vizinha. Estas imagens ópticas, no entanto, não podem revelar nada sobre a quantidade de poeira presente ou como as concentrações de poeira e gás mudam em relação a estrelas de grande massa.

As novas observações do ALMA detectaram estes e outros "proplyds" nunca antes fotografados, essencialmente duplicando o número de discos protoplanetários descobertos na região. O ALMA também pôde ver além do seu aspecto superficial, olhando profundamente para realmente medir a massa dos "proplyds".

Combinando estes estudos com observações prévias do SMA (Submillimeter Array), no Havaí, descobriu-se que qualquer proto-estrela dentro do extremo invólucro UV (ultravioleta) de uma estrela massiva teria muito do seu material destruído. As "proplyds" nestas regiões íntimas retêm apenas uma fração (metade ou menos) da massa necessária para criar um planeta tipo-Júpiter. Com raios acima de 0,1 anos-luz, na região dominada pelo longínquo UV, os astrônomos observaram uma grande variedade de massas de disco, entre uma e 80 vezes a massa de Júpiter. Isto é semelhante à quantidade de poeira encontrada em regiões de formação de estrelas de baixa massa.

"No seu conjunto, as nossas investigações com o ALMA sugerem que as regiões UV extremas não são apenas inóspitas, são francamente perigosas para a formação de planetas. Com uma distância suficiente, no entanto, é possível encontrar um ambiente muito mais agradável," realça Mann. "Este trabalho é realmente a ponta do iceberg do que virá do ALMA; esperamos eventualmente aprender quão comuns são os sistemas estelares como o nosso."

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revista Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A galáxia de anel polar NGC 2685

A NGC 2685 é uma galáxia de anel polar, um tipo raro de galáxias com estrelas, gás e poeira orbitando em anéis perpendiculares ao plano de seu disco galáctico achatado.

© Ken Crawford (NGC 2685)

A configuração inusitada poderia ser causada pela captura de material de uma outra galáxia pelo disco de uma galáxia, com os detritos capturados se localizando num anel em rotação. Observando as propriedades da NGC 2685 sugere-se que a estrutura do anel em rotação é predominantemente velha e estável. Nessa imagem nítida do sistema peculiar também conhecido como ARP 336, ou Galáxia da Hélice, os estranhos e perpendiculares anéis são fáceis de serem identificados já que eles passam em frente ao disco galáctico, juntamente com outras estruturas externas perturbadas. A NGC 2685 tem cerca de 50.000 anos-luz de diâmetro e está localizada a aproximadamente 40 milhões de anos-luz de distância na constelação da Ursa Maior.

Fonte: NASA

Uma borboleta interestelar!

O "efeito borboleta" diz que o bater das asas de uma borboleta pode provocar um furacão em desenvolvimento do outro lado do mundo.

© Hubble (Roberts 22)

Mas o que acontece quando uma borboleta bate as asas nas profundezas do espaço?

Esta borboleta cósmica é uma nebulosa conhecida como AFGL 4104, ou Roberts 22. Causada por uma estrela que está chegando ao fim da sua vida e expeliu suas camadas exteriores, a nebulosa surge como uma crisálida cósmica para produzir este espetáculo impressionante. Estudos dos lobos de Roberts 22 mostraram uma estrutura incrivelmente complexa, com inúmeros laços e filamentos que se cruzam. O tempo de vida de uma borboleta é contada em semanas, embora em uma escala de tempo muito mais longa, esta fase da vida da Roberts 22 também é transitória. Atualmente é uma nebulosa pré- planetária, uma fase de curta duração que começa quando uma estrela moribunda expulsou grande parte do material em suas camadas exteriores para o espaço, e termina quando este remanescente estelar fica quente o suficiente para ionizar as nuvens de gás ao redor e fazendo que brilhem. Cerca de 400 anos atrás, a estrela no centro de Roberts 22 lançou suas camadas externas para fora, para formar esta borboleta. A estrela central em breve será quente o suficiente para ionizar o gás circundante, e ele irá evoluir para uma verdadeira nebulosa planetária.

Fonte: NASA

Detectada a maior estrela hipergigante amarela

O interferômetro do Very Large Telescope (VLT) do ESO revelou a maior estrela amarela já encontrada até hoje.

© ESO/VLT (o campo em torno da estrela hipergigante amarela HR 5171)

Descobriu-se que esta hipergigante tem um tamanho superior a 1.300 vezes o diâmetro do Sol e faz parte de um sistema estelar duplo, com uma segunda componente tão próxima que ambas as estrelas estão em contato. Observações obtidas ao longo de sessenta anos, algumas por observadores amadores, indicam também que este objeto raro e extraordinário está mudando muito depressa, o que significa que o estamos observando durante uma fase muito breve da sua vida.

Com o auxílio do Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do ESO, Olivier Chesneau (Observatoire de la Côte d´Azur, Nice, França) e uma equipe internacional de colaboradores descobriram que a estrela hipergigante amarela HR 5171 A, é também conhecida como V766 Cen, HD 119796 e HIP 67261, é absolutamente monstruosa. Objetos comparáveis parecem ser todos supergigantes vermelhas, os quais atingem 1.000 a 1.500 vezes o raio do Sol e têm massas iniciais não superiores a 20 a 25 massas solares. Esperava-se que o raio de uma supergigante amarela fosse de 400 700 vezes o do Sol. Este fato faz com que esta seja a maior estrela amarela que conhecemos e também uma das dez maiores estrelas conhecidas, 50% maior que a famosa supergigante vermelha Betelgeuse, e cerca de um milhão de vezes mais brilhante que o Sol.
“As novas observações mostraram também que esta estrela tem uma companheira binária muito próxima, o que foi uma verdadeira surpresa”, diz Chesneau. “As duas estrelas estão tão próximas que se tocam e todo o sistema parece um amendoim gigantesco”.
Os astrônomos usaram uma técnica chamada interferometria para combinar a radiação coletada pelos vários telescópios individuais, criando assim um telescópio virtual gigante de 140 metros de diâmetro. Os novos resultados levaram a equipe a verificar cuidadosamente observações anteriores desta estrela, num período que abange mais de sessenta anos, no intuito de estudar o seu comportamento no passado.
As estrelas hipergigantes amarelas são muito raras, apenas se conhecendo cerca de uma dúzia na nossa Galáxia, o melhor exemplo de uma estrela deste tipo é a Rho Cassiopeiae. Estes objetos, que estão entre as maiores e mais brilhantes estrelas conhecidas, encontram-se numa fase das suas vidas em que são instáveis e por isso mudam muito rapidamente. Devido a esta instabilidade, as hipergigantes amarelas expelem material para o exterior, formando uma atmosfera grande e extensa em torno da estrela.
Apesar da enorme distância a que se encontra da Terra (quase 12.000 anos-luz), esta estrela ainda pode ser vista a olho nu por pessoas com excelente visão. A magnitude visual da HR 5171 A varia entre 6,10 e 7,30 e a estrela pode ser vista na constelação de Centauro. Descobriu-se que a HR 5171 A tem se tornado maior nos últimos 40 anos, arrefecendo à medida que cresce. A evolução desta estrela está sendop de fato observada ao vivo. Apenas algumas estrelas são observadas nesta fase muito breve das suas vidas, momento em que sofrem variações dramáticas de temperatura, originadas pela sua rápida evolução.
Ao analisar os dados da variação do brilho da estrela, através de observações obtidas noutros observatórios, os astrônomos confirmaram que o objeto é um sistema binário de eclipse, com a componente menor passando à frente e atrás da maior, à medida que a orbita. Neste caso, a HR 5171 A tem na sua órbita uma estrela companheira que demora 1.300 dias para dar uma volta completa. A companheira mais pequena é apenas ligeiramente mais quente que a temperatura de superfície de 5.000º Celsius da HR 5171 A.
Chesneau conclui: "A companheira que descobrimos é bastante importante, pois a sua presença pode influenciar o destino da HR 5171 A, ao arrancar-lhe, por exemplo, as camadas exteriores, modificando-lhe assim o processo de evolução”.
Esta nova descoberta põe em destaque a importância de estudar estas estrelas hipergigantes enormes e amarelas de vida curta, podendo ajudar também a compreender melhor o processo de evolução das estrelas de grande massa, de modo geral.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase”, de Chesneau et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO