Novas moléculas em torno de estrelas antigas

Usando o observatório espacial Herschel, astrônomos descobriram uma molécula vital para a formação de água, por entre as cinzas de estrelas moribundas, semelhantes ao nosso Sol.

© NASA/ESA/C.R. O'Dell (Nebulosa Hélix)

Esta imagem apresenta a Nebulosa Hélix em primeiro lugar em comprimentos de onda ópticos, pelo Hubble, depois pelo instrumento SPIRE do Herschel em comprimentos de onda em torno dos 250 micrômetros. É também mostrado um espectro da região identificada na imagem, que mostra uma clara assinatura da emissão de CO e OH+ nas regiões exteriores e mais densas da nebulosa planetária. O íon molecular OH+ é necessário para a formação da água, e o observatório espacial Herschel é o primeiro a detectá-lo em nebulosas planetárias.

Quando estrelas pequenas a médias, como o nosso Sol, se aproximam do fim de vida, acabam por se tornar em densas anãs brancas. Neste processo, libertam para o espaço as suas camadas exteriores de poeira e gás, criando um caleidoscópio de complicados padrões, conhecido como nebulosas planetárias.

Na verdade, não têm nada que ver com planetas, mas foram batizadas no final do século XVIII pelo astrônomo William Herschel porque, no seu telescópio, pareciam-se com objetos circulares ondulados, parecidos aos planetas do nosso Sistema Solar.

Mais de dois séculos depois, as nebulosas planetárias estudadas com o telescópio com o seu nome, o observatório espacial Herschel, levaram a uma descoberta impressionante.

Tal como as grandes explosões de estrelas mais pesadas, as supernovas, a morte das estrelas que formam as nebulosas planetárias também enriquecem o ambiente interestelar ao seu redor com elementos que serão a base da nova geração de estrelas.

Enquanto as supernovas são capazes de dar origem aos elementos mais pesados, as nebulosas planetárias contêm uma grande porção de elementos mais leves, como o carbono, nitrogênio e oxigênio, formados pela fusão nuclear na sua estrela.

Uma estrela como o Sol vai queimando hidrogênio no seu centro durante bilhões de anos. Quando o combustível começa a acabar, a estrela central começa a inchar, tornando-se numa gigante vermelha, ficando instável e perdendo a sua camada exterior, formando uma nebulosa planetária.

O centro da estrela acaba por se tornar numa anã branca, libertando radiação ultravioleta para as redondezas.

A radiação intensa pode destruir moléculas que tinham sido ejetadas pela estrela e que estão ligadas nos aglomerados ou anéis de material vistos na periferia das nebulosas planetárias.

Pensava-se ainda que esta radiação restringia a formação de novas moléculas naquelas regiões.

Mas em dois estudos separados, com base em observações do Herschel, os astrônomos descobriram que uma molécula vital à formação de água parece apreciar este ambiente difícil e até é possível que dependa do mesmo para se formar. A molécula, conhecida como OH+, é uma combinação, carregada positivamente, de um átomo de oxigênio e de um átomo de hidrogênio.

Num estudo, conduzido por Isabel Aleman, da Universidade de Leiden, na Holanda, foram analisadas onze nebulosas planetárias e as moléculas foram encontradas em apenas três.

As nebulosas apresentam em comum temperaturas elevadas, em torno de 100.000ºC.

"Pensamos que uma pista essencial é a presença de densos aglomerados de gás e poeira, que são iluminados por UV e raios X, emitidos pelo centro quente da estrela," diz Aleman.

"A radiação de alta energia interage com os aglomerados para desencadear reações químicas que levam à formação de novas moléculas."

Entretanto, outro estudo liderado pela Dra. Mireya Etxaluze do Instituto de Ciência dos Materiais em Madrid, Espanha, focou-se na Nebulosa Hélix, uma das nebulosas planetárias mais próximas do nosso Sistema Solar, a uma distância de 700 anos-luz.

A estrela central tem cerca de metade da massa do nosso Sol, mas tem uma temperatura muito mais alta que ronda os 120.000ºC. Os invólucros expulsos da estrela, que em imagens ópticas fazem lembrar um olho humano, são conhecidos por conter uma grande variedade de moléculas.

O Herschel mapeou a presença da molécula fundamental em toda a Nebulosa Hélix, e descobriu que é mais abundante em locais onde as moléculas de monóxido de carbono, previamente ejetadas pela estrela, têm mais probabilidade de ser destruídas pela forte radiação ultravioleta.

Uma vez que os átomos de oxigênio estejam livres do monóxido de carbono, estão disponíveis para fabricar moléculas de oxigênio-hidrogênio, reforçando ainda mais a hipótese de que a radiação UV pode estar promovendo a sua criação.

Os dois estudos são os primeiros a identificar esta molécula crítica e necessária para a formação da água em nebulosas planetárias, embora ainda não se saiba se as condições realmente permitem a continuação da formação de água.

"A proximidade da Nebulosa Hélix significa que temos um laboratório natural à nossa porta cósmica para estudar em mais detalhe a química destes objetos e sua função na reciclagem de moléculas no meio interestelar," afirma a Dra. Etxaluze.

"O Herschel traçou a água por todo o Universo, desde nuvens de formação de estelar até ao cinturão de asteroides do nosso próprio Sistema Solar," afirma Göran Pilbratt, cientista do projeto Herschel da ESA. "Agora até descobrimos que estrelas como o Sol podem contribuir para a formação da água no Universo, mesmo quando estão à beira da morte."

Fonte: ESA e Astronomy

Buraco negro supermassivo é eclipsado por corrente veloz de gás

Utilizando dados de diversos observatórios espaciais da NASA e da ESA, astrônomos descobriram um comportamento inesperado do buraco negro supermassivo no núcleo da galáxia NGC 5548, localizado a 244,6 milhões de anos-luz da Terra.

© Hubble (buraco negro supermassivo no núcleo da galáxia NGC 5548)

Este comportamento pode fornecer novos dados sobre o modo como os buracos negros supermassivos interagem com as suas galáxias hospedeiras.

Imediatamente após o telescópio espacial Hubble ter observado a NGC 5548 em Junho de 2013, os pesquisadores descobriram características estranhas nos dados. Eles detectaram uma corrente de gás que fluía rapidamente para fora do buraco negro supermassivo da galáxia, bloqueando 90% dos seus raios X emitidos.

"Os dados representaram mudanças dramáticas desde a última observação com o Hubble em 2011," afirma Gerard Kriss do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore, Maryland. "Vi assinaturas de gás muito mais frio do que estava presente antes, indicando que o vento tinha arrefecido devido a uma diminuição significativa da radiação de raios X a partir do núcleo galáctico."

A descoberta foi feita durante uma campanha de observação intensiva, que inclui também dados do Swift da NASA, do NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) e do observatório de raios X Chandra, bem como do XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror Mission) da ESA e do observatório de raios gama INTEGRAL.

Após combinar e analisar dados de todas as seis fontes, foi possível notasr que os buracos negros supermassivos nos núcleos das galáxias ativas, como a galáxia NGC 5548, expelem grandes quantidades de matéria através de poderosos ventos de gás ionizado. Por exemplo, o vento persistente da NGC 5548 alcança velocidades de aproximadamente 1.000 km/s. Mas agora surgiu um novo vento, muito mais forte e mais rápido do que o vento persistente.

"Estes novos ventos alcançam velocidades de 5.000 km/s, mas estão muito mais perto do núcleo do que o vento persistente," afirma Jelle Kaastra, do Instituto de Pesquisa Espacial da Holanda (SRON). "Os novos fluxos bloqueiam 90% dos raios X de baixa energia que vêm de muito perto do buraco negro, e obscurecem até 1/3 da região que emite a radiação ultravioleta a poucos dias-luz de distância do buraco negro."

O fluxo gasoso recém-descoberto na NGC 5548, um dos mais bem estudados para o tipo de galáxia conhecido como Seyfert Tipo I, fornece a primeira evidência direta de um processo de blindagem que acelera os poderosos fluxos de gás, ou ventos, até altas velocidades. Estes ventos ocorrem somente se o seu ponto de partida é protegido dos raios X.

Parece que a blindagem na NGC 5548 vem acontecendo há pelo menos três anos, mas só recentemente começou a cruzar a nossa linha de visão.

"Existem outras galáxias com correntes semelhantes de gás que flui na direção oposta à do buraco negro central, mas nós nunca tínhamos encontrado evidências de que o fluxo de gás havia mudado de posição tão drasticamente como este. É a primeira vez que vemos um fluxo como este mover-se para a nossa linha de visão," afirma Kriss.

Os cientistas também deduziram que em quasares mais luminosos, os ventos podem ser fortes o suficiente para soprar gás que de outra forma teriam se tornado nutriente para o buraco negro, regulando assim tanto o crescimento do buraco negro como o da sua galáxia hospedeira.

Fonte: Science

A Nebulosa Pata de Gato

A imagem abaixo de campo profundo mostra a Nebulosa Pata de Gato.

© SONEAR/Roberto Colombari (Nebulosa Pata de Gato)

As nebulosas são talvez tão famosas por serem identificadas com formas familiares, como a vasta Nebulosa Pata de Gato, visível em Escorpião. Localizada a 5.500 anos-luz de distância a Nebulosa Pata de Gato é uma nebulosa de emissão com uma cor vermelha que origina da abundância de átomos de hidrogênios ionizados. Também conhecida como a Nebulosa Garra do Urso, ou NGC 6334, possui estrelas que têm quase dez vezes a massa do Sol que estão nascendo ali há poucos milhões de anos.

Fonte: NASA

Fraturas em Caronte podem indicar que já teve um oceano subterrâneo

Se a superfície gelada da lua gigante de Plutão, Caronte, estiver rachada, a análise das fraturas poderá revelar se o seu interior esteve quente, talvez quente o suficiente para ter mantido um oceano subterrâneo de água líquida.

© NASA/ESA/G. Bacon (ilustração de Plutão e Caronte vistos de outra lua)

Plutão é um mundo extremamente distante, orbitando o Sol a mais de 29 vezes a distância entre a Terra e a nossa estrela. Com uma temperatura à superfície estimada em cerca de 229 graus Celsius negativos, o ambiente de Plutão é demasiado frio para permitir água líquida à sua superfície. As luas de Plutão têm o mesmo ambiente frígido.

A distância e o pequeno tamanho de Plutão tornam-no difícil de observar, mas em Julho de 2015, a sonda New Horizons da NASA será a primeira a visitar Plutão e Caronte, e irá fornecer as observações mais detalhadas até à data.

"O nosso modelo prevê diferentes padrões de fraturas na superfície de Caronte, dependendo da espessura do seu gelo à superfície, da estrutura do interior da lua e quão facilmente se deforma, e da evolução da sua órbita," afirma Alyssa Rhoden do Goddard Space Flight Center da NASA. "Ao comparar as observações reais de Caronte pela New Horizons com as nossas várias previsões, poderemos ver qual a que se encaixa melhor e descobrir se Caronte já pode ter tido um oceano subsuperficial no seu passado, impulsionado pela sua alta excentricidade."

Algumas luas ao redor dos planetas gigantes gasosos do Sistema Solar exterior têm superfícies rachadas com evidências de oceanos interiores, como a lua Europa, de Júpiter, e Encelado, de Saturno.

À medida que Europa e Encelado se movem nas suas órbitas, a atração gravitacional entre os seus respectivos planetas e as luas vizinhas impedem com que as suas órbitas se tornem circulares. Em vez disso, estas luas têm órbitas excêntricas (ligeiramente ovais), que levantam marés diárias que flexionam o interior fadigando a superfície. Pensa-se que o aquecimento por marés tenha ampliado a vida útil dos oceanos subsuperficiais de Europa e de Encelado, mantendo o seu interior quente.

No caso de Caronte, este estudo conclui que uma alta excentricidade passada pode ter gerado grandes marés, provocando fricção e fraturas à superfície. A lua é extraordinariamente grande em relação ao seu planeta, tem cerca de 1/8 da massa de Plutão, um recorde do Sistema Solar. Pensa-se que se tenha formado muito mais perto de Plutão, após um impacto gigante ter expelido material da superfície do planeta. O material entrou em órbita de Plutão e coalesceu sob a sua própria gravidade para formar Caronte e várias luas mais pequenas.

Inicialmente, teriam havido grandes marés em ambos os mundos à medida que a gravidade entre Plutão e Caronte fazia com que as suas superfícies formassem um "bojo" na direção um do outro, gerando fricção nos seus interiores. Esta fricção teria também feito com que as marés ficassem um pouco atrás das suas posições orbitais. Este atraso teria agido como um bloqueio sobre Plutão, fazendo com que a sua rotação diminuísse enquanto transferia essa energia rotacional para Caronte, acelerando-a e afastando-a de Plutão.

"Dependendo da evolução exata da órbita de Caronte, particularmente se passou por uma fase de grande excentricidade, poderá ter havido calor suficiente para formar deformação por marés e assim manter água líquida por baixo da superfície de Caronte durante algum tempo," afirma Rhoden. "Usando modelos plausíveis da estrutura interior que incluem um oceano, descobrimos que não necessitaria de muita excentricidade (menos de 0,01) para gerar fraturas à superfície como as que vemos em Europa."

"Sabendo que é muito fácil obter fraturas, se quando chegarmos a Caronte não existir nenhuma, isso coloca uma restrição muito forte de quão alta a excentricidade poderia ter sido e quão quente o seu interior já foi," acrescenta Rhoden. "Esta pesquisa dá-nos uma vantagem sobre a chegada da New Horizons, o que devemos procurar e o que podemos aprender com isso."

Com base em observações com telescópios, a órbita de Caronte está agora num estado final estável: uma órbita circular em que a rotação tanto de Plutão como de Caronte caiu para o ponto onde mostram sempre o mesmo lado um para o outro. Segundo Rhoden, não se espera que a sua órbita atual gere marés significativas, de modo que qualquer oceano subterrâneo antigo pode estar agora congelado.

Tendo em conta que a água líquida é um ingrediente necessário para as formas de vida conhecidas, os oceanos de Europa e de Encelado são considerados lugares onde a vida extraterrestre pode ser encontrada. No entanto, a vida também requer uma fonte de energia utilizável e uma ampla oferta de muitos elementos primordiais, tais como carbono, nitrogênio e fósforo. Não se sabe se esses oceanos abrigam estes ingredientes adicionais, ou se existem há já tempo suficiente para a vida se formar. As mesmas questões aplicam-se também a qualquer oceano antigo que possa ter existido por baixo da crosta gelada de Caronte.

Um artigo sobre esta pesquisa está disponível online no site da revista Icarus.

Fonte: NASA

Colisão de aglomerados galácticos revelam dados do Universo

Quatro aglomerados galácticos massivos estão colidindo a aproximadamente cinco bilhões de anos-luz da Terra.

© NASA/NRAO (MACS J0717+3745)

Nesta imagem da colisão dos aglomerados galácticos MACS J0717+3745, a luz azul representa emissões de raios X vistas pelo observatório Chandra, enquanto o vermelho é a luz de rádio do Very Large Array. A imagem de fundo vem do telescópio espacial Hubble.

O conglomerado está criando uma gigante concentração de milhares de galáxias. “Realmente esse é um dos aglomerados mais massivos que conhecemos, e uma das fusões mais complexas já vistas”, declarou Reinout van Weeren do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian (CfA), que apresentou as observações mais recentes do fenômeno no início de junho durante a 224ª reunião da Sociedade Americana de Astronomia.
O telescópio espacial Hubble já havia captado imagens do evento, chamado de MACS J0717+3745, em luz visível. Agora o Observatório Chandra de Raios-X e o Very Large Array no Novo México observaram o aglomerado em raios X e em luz de rádio, respectivamente.
As novas observações revelam características não detectadas anteriormente como uma banda brilhante de formato incomum  no centro do aglomerado, possível radiação emitida por partículas carregadas altamente energéticas.
O fato de essa característica ficar sobreposta a uma área de gás extremamente quente, com mais de 100 milhões de kelvins, revelada em dados de raios X sugere que um poderoso choque térmico esteja agindo como acelerador cósmico de partículas, levando-as a energias imensas.
Esse tipo de acelerador de partículas natural já foi observado no passado, mais comumente em restos de supernovas. Mas o MACS J0717+3745 pode acabar sendo um dos aceleradores de partículas mais poderosos conhecidos.
As observações sugerem que partículas podem estar atingindo energia até um milhão de vezes superior à gerada pelos aceleradores terrestres, como o Grande Colisor de Hádrons (LHC) na Suíça.
De certa maneira, essa colisão de aglomerados galácticos é menos violenta do que parece. “Esse é um processo muito lento”, explica van Weeren. “A maior parte das galáxias simplesmente passa uma pela outra. Mas o gás colide e fica aquecido pelo choque”.
Quando nuvens de gás se chocam umas contra as outras, elas se aquecem, provocando uma frente de onda onde campos magnéticos são comprimidos. Esses campos fazem com que partículas viagem pela frente de onda, acumulando energia do calor do gás enquanto se movem.
Por fim, as partículas ficam tão energéticas que escapam para o espaço. Cientistas esperam estudá-las com mais detalhes para descobrir se aglomerados como esse estão por trás dos raios cósmicos (partículas de alta velocidade) que atingem a atmosfera da Terra vindos do espaço. 
As novas observações do MACS J0717+3745 também revelam galáxias muito distantes que tiveram sua luz curvada e magnificada pela gravidade colossal presente entre os quatro aglomerados em colisão.
O fenômeno, chamado de lentes gravitacionais, é uma consequência da teoria da relatividade geral de Einstein, que mostra que a massa curva o espaço-tempo a seu redor, fazendo com que a luz viaje por uma rota curvilínea. “Esse aglomerado é muito complexo, e sua magnificação é muito interessante”, comenta William Forman, também do CfA.
A imensa quantidade de massa reunida no MACS J0717+3745 faz com que ele seja uma das melhores lentes gravitacionais conhecidas.
No final deste ano, astrônomos pretendem usar o Hubble para observar o fenômeno novamente como parte do progama Campos de Fronteira, do Instituto do Telescópio Espacial, que usa longas exposições para produzir algumas das imagens mais profundas já criadas pelo Universo.
As lentes fornecidas pelo MACS J0717+3745 dão ao Hubble um incentivo extra para realizar observações mais profundas que o normal. “Esse aglomerado provavelmente é o melhor telescópio cósmico no céu”, declara Dan Coe, astrônomo do instituto que trabalha com Campos de Fronteira. “Ele magnifica mais do Universo distante que qualquer outro aglomerado galáctico já estudado”.

Fonte: Scientific American

Plutão e Caronte podem compartilhar atmosfera

O planeta anão Plutão, frio e distante, pode compartilhar uma fina manta atmosférica com a sua maior lua Caronte.

© ESO/L. Calçada (superfície de Plutão, com uma neblina atmosférica, Caronte e o Sol no céu)

As simulações mostram que a atmosfera de azoto (ou nitrogênio) de Plutão pode fluir sobre a sua lua, Caronte. Se isto for confirmado, Plutão e Caronte serão o primeiro exemplo conhecido de um planeta e lua que compartilham uma atmosfera.

Caronte tem quase metade do tamanho de Plutão e orbita muito mais próximo do planeta anão do que a nossa Lua orbita a Terra. Estudos feitos na década de 1980 sugeriram que os dois corpos podiam ser capazes de trocar gases, mas essa pesquisa assumiu que a atmosfera de Plutão era composta principalmente por metano, e que o gás escapava a velocidades relativamente altas.

Usando telescópios terrestres, os astrônomos estudaram mais detalhadamente a luz refletida por Plutão à procura de pistas da composição do planeta. A atmosfera de Plutão consiste principalmente de nitrogênio, um gás mais pesado que o metano, e esta taxa de escape é mais baixa. "As pessoas pensavam que mesmo que Caronte ganhasse uma atmosfera graças a este processo, era demasiado fina para ser detectada," afirma Robert Johnson da Universidade da Virgínia em Charlottesville, EUA.

Agora, Johnson e a sua equipe atualizaram os modelos da atmosfera superior de Plutão, tendo em conta o modo como as moléculas de nitrogênio movem-se e colidem umas com as outras. As suas simulações mostram que a atmosfera do planeta anão pode ser mais quente do que se pensa, e assim poderá ser até três vezes mais espessa do que se previa anteriormente. A atmosfera estendida de Plutão transfere uma taxa de 5,7 × 10²⁵ N₂/s  para Caronte. 

A atmosfera de Caronte pode ser detectável durante a ocultação de NH, 3 × 10¹⁸ N₂/m² até >6 × 10¹⁹ N₂/m². Nos últimos 10 anos ∼1 μm de N₂ pode ter acumulado em regiões frias de Caronte.

Isto significa que pode estender-se longe o suficiente no espaço para algum deste gás ser puxado pela gravidade de Caronte, dando-lhe uma cobertura tênue. A sonda New Horizons da NASA tem passagem prevista para o sistema plutoniano em Julho de 2015. Segundo Alan Stern, o líder da missão no Southwest Research Institute, em Boulder, no estado americano do Colorado, ela transporta instrumentos que podem detectar qualquer atmosfera presente em torno de Caronte e determinar a sua composição.

O conhecimento das identidades e concentrações dos gases em torno de Caronte será essencial para determinar se a atmosfera da lua é gerada por Plutão ou criada por outros meios. Também é possível que o gás do interior de Caronte esteja escapando através de geysers ou aberturas para criar uma atmosfera fina. E o estudo mais recente de Stern sugere que impactos de cometas na superfície da lua podem libertar nuvens de gás e criar uma atmosfera transitória.

Mas caso Plutão e Caronte realmente compartilhem uma atmosfera, o sistema pode fornecer um exemplo real de transferência gasosa entre dois corpos, ajudando a refinar modelos do fenômeno em outras partes da Galáxia.

"Pensa-se que seja muito comum na astronomia, como no caso de estrelas binárias ou exoplanetas localizados muito perto das suas estrelas," afirma Johnson. "Os cálculos e modelos de computador são uma coisa. Mas temos uma sonda que vai passar por lá e testar diretamente as nossas simulações, o que é muito emocionante."

Fonte: Icarus e New Scientist

Descoberta uma estrela bizarra híbrida

Numa descoberta que levou décadas a ser feita, os cientistas detectaram a primeira de uma classe "teórica" de estrelas proposta pela primeira vez em 1975 pelo físico Kip Thorne e pela astrônoma Anna Żytkow.

© NASA/CORBIS (ilustração de um objeto Thorne-Zytkow)

Os objetos Thorne-Żytkow (OTŻs) são híbridos de supergigantes vermelhas e estrelas de nêutrons que fazem lembrar, superficialmente, supergigantes vermelhas normais, como Betelgeuse na constelação de Órion. Diferem, no entanto, na sua assinatura química distinta que resulta da acividade única dos seus interiores estelares.

Pensa-se que os OTŻs sejam formados pela interação entre duas estrelas massivas, uma supergigante vermelha e uma estrela de nêutrons formada durante uma explosão de supernova, num sistema binário íntimo. Embora o mecanismo exato seja incerto, a teoria mais aceita sugere que, durante a interação evolucionária das duas estrelas, a supergigante vermelha muito mais massiva essencialmente engole a estrela de nêutrons, que espirala até ao núcleo da supergigante.

Embora as supergigantes vermelhas normais derivem a sua energia da fusão nuclear nos seus núcleos, os OTŻs são alimentados pela atividade invulgar das estrelas de nêutrons absorvidas nos seus núcleos. A descoberta deste OTŻ fornece, assim, a evidência de um modelo do interior estelar previamente não detectado pelos astrônomos.

A líder do projeto, Emily Levesque da Universidade do Colorado em Boulder, EUA, que no início deste ano recebeu o Prêmio Annie Jump Cannon da Sociedade Astronômica Americana, afirma: "o estudo destes objetos é emocionante porque representa um modelo completamente novo de como os interiores estelares podem trabalhar. Nestes interiores também temos um novo método de produzir elementos pesados no nosso Universo. Já ouvimos dizer que tudo é feito de 'material das estrelas', dentro destas estrelas podemos ter agora uma nova maneira de fazer este material."

Os astrônomos fizeram a sua descoberta com o Telescópio Clay (parte dos Telescópios Magalhães) de 6,5 metros em Las Campanas, no Chile. Examinaram o espectro de luz emitida por, aparentemente, supergigantes vermelhas, que lhes diz quais os elementos presentes. Quando observaram o espectro de uma estrela em particular, a HV 2112, na Pequena Nuvem de Magalhães, os astrônomos ficaram bastante surpresos com algumas características invulgares.

Quando Levesque e colegas observaram mais detalhadamente as linhas sutis no espectro, descobriram que continha um excesso de rubídio, lítio e molibdênio. As pesquisas anteriores mostraram que os processos estelares normais conseguem criar cada um destes elementos. Mas as altas abundâncias destes três elementos químicos às temperaturas típicas das supergigantes vermelhas são uma assinatura única de OTŻs.

A equipe tem o cuidado de salientar que a HV 2112 apresenta algumas características químicas que não combinam muito bem com os modelos teóricos. Massey realça: "Poderíamos, é claro, estar errados. Existem certas pequenas inconsistências entre alguns dos detalhes que encontramos e o que a teoria prevê. Mas as previsões teóricas são bastante antigas, e tem havida uma série de melhorias na teoria desde então. Esperemos que a nossa descoberta estimule agora trabalhos adicionais no lado teórico."

O estudo foi aceito para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters.

Fonte: Nature

Resolvido mistério do lado oculto lunar

A "face da Lua" surgiu quando meteoroides atingiram o lado da Lua voltado para a Terra, criando grandes mares planos de basalto que vemos como áreas escuras. Mas não existe nenhuma "face" no lado oculto da Lua e, agora, os cientistas sabem porquê.

© Lunar Reconnaissance Orbiter (lado visível da Lua)

"Lembro-me que da primeira vez que vi um globo da Lua, quando era miúdo, fiquei surpreso quando o lado oculto parecia tão diferente da face visível," afirma Jason Wright, professor assistente de astrofísica. "Só existiam montanhas e crateras. Onde estavam os mares? Acontece que isto é um mistério desde a década de 1950."

Este mistério tem o nome de Problema das Terras Altas do Lado Oculto Lunar e remonta a 1959, quando a sonda da União Soviética, Luna 3, transmitiu as primeiras imagens da face oculta da Lua para a Terra. Chamava-se de lado ou face oculta ou escura porque era desconhecida, não porque a luz solar não chegava lá. Os cientistas imediatamente notaram muito menos "mares" nesta parte da Lua que está sempre virada para longe da Terra.

© Lunar Reconnaissance Orbiter (lado oculto da Lua)

Os pesquisadores Jason Wright, Steinn Sigurdsson, professor de astrofísica e Arpita Roy, estudante de pós-graduação em astronomia e astrofísica, e a autora principal do estudo, perceberam que a ausência de mares, que é devida a uma diferença na espessura da crosta entre o lado visível da Lua e o seu lado oculto, é uma consequência de como a Lua foi originalmente formada.

O consenso geral sobre a origem da Lua é que provavelmente se formou pouco depois da Terra e foi o resultado de uma colisão quase superficial, mas devastadora, entre um objeto com o tamanho de Marte e a Terra. Esta Teoria de Impacto Gigante sugere que as camadas exteriores da Terra e do objeto foram expelidas para o espaço e eventualmente formaram a Lua.

"Pouco depois do impacto gigante, a Terra e a Lua estavam muito quentes," afirma Sigurdsson. A Terra e o objeto impactante não derreteram apenas; partes foram vaporizadas, criando um disco de rocha, magma e vapor em torno da Terra. "A Lua e a Terra preenchiam grande parte dos céus uma da outra," afirma Roy.

A geometria era semelhante à dos exoplanetas rochosos descobertos recentemente muito perto das suas estrelas, afirma Wright. A Lua estava 10 a 20 vezes mais próxima da Terra do que está agora, e os astrônomos descobriram que assumiu rapidamente uma posição de acoplamento de marés, em que o período de rotação da Lua coincide com o período de translação em redor da Terra. A mesma face visível provavelmente esteve desde aí sempre orientada para a Terra. O bloqueio de marés é um produto da gravidade de ambos os astros.

A Lua, sendo bem mais pequena que a Terra, arrefeceu mais rapidamente. Dado que a Terra e a Lua estão gravitacionalmente acopladas desde a sua formação, a ainda quente Terra, com mais de 2.500 graus Celsius, propagou calor na direção do lado visível. O lado oculto, longe da Terra em ebulição, arrefeceu lentamente, enquanto o lado virado para o nosso planeta foi mantido derretido criando um gradiente de temperatura entre as duas faces.

Este gradiente foi importante para a formação da crosta da Lua, que tem grandes concentrações de alumínio e cálcio, elementos muito difíceis de vaporizar. "Quando o vapor de rocha começa a arrefecer, os primeiros elementos que 'nevam' são o alumínio e o cálcio," afirma Sigurdsson.

O alumínio e o cálcio condensaram-se preferencialmente na atmosfera do lado frio da Lua porque o lado visível estava ainda demasiado quente. Bilhões de anos depois, estes elementos combinaram-se com os silicatos no manto da Lua para formar feldspatos de plagióclase, que eventualmente se mudaram para a superfície e formaram a crosta lunar, comenta Roy. A crosta da face oculta tinha mais destes minerais e é mais espessa.

A Lua desde então arrefeceu e já não está líquida por baixo da superfície. No início da sua história, grandes meteoroides atingiram o lado visível da Lua e perfuraram a crosta, libertando grandes lagos de lava basáltica que formaram os mares lunares. Quando os meteoroides atingiam o lado oculto da Lua, na maioria dos casos a crosta era demasiado espessa e o magma não derramava para a superfície, criando o lado oculto com vales, crateras e terras altas, mas quase sem mares.

Fonte: The Astrophysical Journal Letters

Explosões gigantescas enterradas em poeira

Observações obtidas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) permitiram aos astrônomos mapear diretamente, e pela primeira vez, o gás molecular e a poeira nas galáxias onde ocorrem explosões de raios gama, as maiores explosões no Universo.

© NAOJ (ilustração do meio em torno da GRB 020819B)

Surpreendentemente, observou-se menos gás e muito mais poeira do que o esperado, fazendo com que estas explosões pareçam “explosões escuras”. Trata-se do primeiro resultado científico do ALMA relativo a explosões de raios gama, evidenciando assim o potencial do telescópio no estudo deste fenômeno.

As explosões de raios gama são enormes explosões de energia extremamente elevada observadas em galáxias distantes; são os mais brilhantes fenômenos explosivos no Universo. As explosões que duram mais do que alguns segundos são as chamadas explosões de raios gama de longa duração e estão associadas a explosões de supernovas, fortes detonações no final da vida de estrelas de elevada massa. As explosões de raios gama de longa duração, com mais de dois segundos, correspondem a 70% de todas as explosões de raios gama observadas. Avanços na última década mostraram a existência de outra classe destas explosões, que duram menos de dois segundos, as explosões de raios gama de curta duração, que têm muito provavelmente origem na fusão de estrelas de nêutrons, não estando associadas nem a supernovas nem a hipernovas.
Em apenas alguns segundos, uma explosão típica liberta tanta energia como o Sol ao longo de toda a sua vida de 10 bilhões de anos. A explosão propriamente dita é normalmente seguida por uma emissão que se vai desvanescendo, conhecida por brilho remanescente, e que se pensa ser causada por colisões entre o material ejetado e o gás circundante.
No entanto, algumas explosões de raios gama parecem não ter este brilho remanescente. são as chamadas explosões escuras. Uma explicação possível prende-se com a existência de nuvens de poeira que absorverão esta radiação remanescente.

 

© ESO/NAOJ/NRAO (explosão de raios gama enterrada em poeira)

Observações da galáxia hospedeira de GRB 020819B. As imagens mostram medições rádio do gás molecular (à esquerda) e da poeira (ao centro), ambas obtidas com o ALMA. À direita podemos ver uma imagem no visível capturada pelo telescópio Frederick C. Gillett Gemini North. A cruz indica a localização da explosão de raios gama.

Nos últimos anos, os cientistas têm estudado galáxias onde ocorrem as explosões de raios gama, no intuito de tentar perceber como é que estes fenômenos se formam. Esperava-se que as estrelas massivas progenitoras das explosões de raios gama se encontrassem em regiões de formação estelar ativa, as quais estariam envoltas por enormes quantidades de gás molecular, o combustível da formação estelar. No entanto, até agora nenhum resultado observacional corroborou esta teoria, mantendo-se assim um mistério de longa data.
Agora, e pela primeira vez, uma equipe japonesa de astrônomos utilizou o ALMA para detectar a emissão rádio do gás molecular em duas galáxias onde ocorrem estas explosões escuras de raios gama de longa duração - GRB 020819B e GRB 051022 - a cerca de 4,3 e 6,9 mil milhões de anos-luz de distância, respetivamente. Embora tal emissão rádio nunca tenha sido detectada nestas galáxias, o ALMA possibilitou esta detecção, graças à sua sensibilidade elevada sem precedentes. A sensibilidade do ALMA nestas observações foi cerca de cinco vezes melhor que a de outros telescópios semelhantes. As observações científicas preliminares do ALMA começaram em 2011 com uma rede parcial de antenas. Estas observações foram feitas com uma rede de apenas 24 a 27 antenas, com separações entre si de, no máximo, 125 metros. A rede completa de 66 antenas oferece grande promessa relativamente ao que o ALMA será capaz de revelar no futuro próximo, quando as antenas estiverem dispostas em diferentes configurações, com distâncias entre si variando entre 150 metros e 16 quilômetros.
Kotaro Kohno, professor da Universidade de Tóquio e membro da equipe de pesquisa que efetuou este trabalho, disse: “Há mais de dez anos que procuramos este gás molecular nestas galáxias, utilizando vários telescópios em todo o mundo. Conseguimos finalmente atingir o nosso objetivo, utilizando o poder do ALMA. Estamos muito entusiasmados com os resultados obtidos.”
Outro resultado digno de nota, e igualmente possível graças à resolução elevada do ALMA, foi a descoberta da distribuição do gás molecular e da poeira em galáxias hospedeiras das explosões de raios gama. Observações da GRB 020819B revelaram um ambiente notavelmente rico em poeira, ao mesmo tempo que foi encontrado gás molecular em torno do centro da galáxia. Esta é a primeira vez que é descoberta uma tal distribuição de material nas galáxias onde ocorrem explosões de raios gama. A proporção de poeira para gás molecular é cerca de 1% no meio interestelar na Via Láctea e em galáxias próximas com formação estelar ativa, sendo dez ou mais vezes maior na região que rodeia a GRB 020819B.
“Não esperavamos que as explosões de raios gama ocorressem em meios tão poeirentos, com uma baixa razão de gás molecular relativamente à poeira. Este fato indica-nos que as explosões têm lugar num ambiente completamente diferente da típica região de formação estelar,” diz Hatsukade. Este resultado sugere que as estrelas massivas que morrem com explosões de raios gama mudam o ambiente na sua região de formação estelar antes de explodirem.
Acredita-se que uma explicação possível para a alta proporção de poeira comparada ao gás molecular no local da explosão de raios gama possa vir da diferença nas reações relativas à radiação ultravioleta. Uma vez que as ligações entre os átomos que formam as moléculas são facilmente quebradas pela radiação ultravioleta, o gás molecular não consegue sobreviver num ambiente exposto à forte radiação ultravioleta emitida pelas estrelas quentes massivas na região de formação estelar, incluindo a própria estrela que eventualmente explodirá com emissão de raios gama observada. Embora uma distribuição semelhante seja também observada na GRB 051022, este resultado tem ainda que ser confirmado devido à falta de resolução (uma vez que a galáxia hospedeira da GRB 051022 está mais afastada do que a da GRB 020819B). De qualquer modo, estas observações do ALMA apoiam a hipótese de que é a poeira que absorve a radiação remanescente, dando origem às explosões de raios gama escuras.
“Os resultados obtidos foram muito além das nossas expectativas. Precisamos agora de fazer mais observações de outras galáxias onde ocorrem explosões de raios gama para ver se estas podem ser efetivamente condições ambientais gerais de um local de explosões de raios gama. Aguardamos com muito interesse o seguimento deste trabalho, que será executado fazendo já uso das capacidades melhoradas do ALMA,” diz Hatsukade.

Este trabalho foi publicado hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

A zona da Tarântula

A Nebulosa da Tarântula tem mais de 1.000 anos-luz de diâmetro, uma estrela gigante formando a região no interior da nossa galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC).

© Marco Lorenzi (Nebulosa da Tarântula)

Este aracnídeo cósmico reside na direção do canto superior esquerdo nesta visão telescópica profunda e colorida feita através de filtros de banda larga e estreita. A imagem se estende por cerca de 2 graus (4 luas cheias) no céu e cobre uma parte da LMC mais de 8.000 anos-luz de diâmetro. Dentro da Tarântula (NGC 2070), a radiação intensa, ventos estelares e choques de supernovas do jovem aglomerado central de estrelas maciças, catalogados como R136, energizam o brilho nebular e forma os filamentos de aranha. Ao redor da Nebulosa da Tarântula estão outras regiões de formação estelar violentas com conjuntos de estrelas novas, filamentos e nuvens em forma de bolha. Na verdade, a imagem inclui o local da supernova mais próxima nos tempos modernos, a SN 1987A, um pouco acima do centro. O rico campo de visão está localizado na constelação de Dorado.

Fonte: NASA

Grandes redemoinhos numa galáxia espiral

Essa nova imagem do Hubble mostra a NGC 1566, uma bela galáxia localizada a aproximadamente 40 milhões de anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Dorado (O Golfinho).

© Hubble (NGC 1566)

A NGC 1566 é uma galáxia espiral intermediária, significando que enquanto ela não tem uma região em forma de barra bem definida no seu centro, como as espirais barradas, ela não é uma uma espiral totalmente sem barra.

O pequeno núcleo, porém extremamente brilhante, da NGC 1566 é claramente visível nessa imagem, um sinal marcante dela ser um membro das galáxias da classe Seyfert. O centro dessas galáxias são muito ativos e luminosos, emitindo fortes explosões de radiação e potencialmente abrigando buracos negros supermassivos que são milhões de vezes mais massivos que o Sol.

A NGC 1566 não é uma galáxia Seyfert qualquer, ela é a segunda mais brilhante galáxia Seyfert conhecida. Ela também é a galáxia mais brilhante e o membro dominante do Grupo Dorado, uma concentração espalhada de galáxias que juntas compõem um dos grupos mais ricos de galáxias do hemisfério sul. Essa imagem destaca a natureza bela e inspiradora desse grupo único de galáxias, com a NGC 1566 brilhando intensamente, seu núcleo brilhante aparece enquadrado por braços simétricos e espirais.

Essa imagem foi feita pela Wide Field Camera 3 (WFC 3) do Hubble na parte do infravermelho próximo do espectro. Uma versão dessa imagem foi inserida na competição de processamento de imagens conhecida como Hubble’s Hidden Treasures.

Fonte: ESA

A Nebulosa da Águia

Um aglomerado estelar com cerca de 2 milhões de anos, o M16 é circundado por suas nuvens de poeira e gás, também conhecidas, na sua coletividade como Nebulosa da Águia.

© Adam Block (M16)

Essa bela e detalhada imagem da região, inclui as esculturas cósmicas que ficaram famosas nas imagens feitas pelo telescópio espacial Hubble do complexo de formação de estrelas. Descritas como Trombas de Elefantes, ou de maneira mais poética os Pilares da Criação, as colunas empoeiradas e densas, surgem perto do centro da imagem, possuem anos-luz de comprimento mas são gravitacionalmente contraidas para formarem estrelas. A radiação energética, proveniente do aglomerado de estrelas erode o material perto das extremidades, eventualmente expondo as novas estrelas ali mergulhadas. Extendendo desde a borda esquerda da imagem está outra coluna empoeirada de formação de estrelas conhecida como a Fada da Nebulosa da Águia. O M16 e a nebulosa da Águia, localizam-se a cerca de 7.000 anos-luz de distância, e ambos os objetos são alvos fáceis para binóculos e para pequenos telescópios, quando apontados numa parte do céu rica em nebulosa na direção da constelação Serpens Cauda (a cauda da cobra).

Fonte: NASA

Uma visão profunda e colorida do Universo

Astrônomos usando o telescópio espacial Hubble captaram a mais compreensiva imagem já montada do Universo em evolução, e uma das mais coloridas. O estudo é chamado de Ultraviolet Coverage of the Hubble Ultra Deep Filed (UVUDF).

© Hubble (vista colorida do Universo)

Antes dessa pesquisa, os astrônomos estavam numa posição curiosa. Eles sabiam muito sobre a formação de estrelas que ocorre nas galáxias próximas, graças aos telescópios de ultravioleta como o Observatório Galex da NASA, que operou de 2003 a 2013. E graças, à capacidade de obter imagens no visível e no infravermelho próximo do Hubble, eles também estudaram o nascimento das estrelas nas galáxias mais distantes. Nós vemos essas distantes galáxias em seus estágios mais primitivos devido à vasta quantidade de tempo que a luz leva para nos atingir.

Contudo, entre 5 a 10 bilhões de anos-luz de distância de nós, correspondendo a um período de tempo quando as estrelas mais distantes do Universo nasceram, existe uma falta de dados necessários para compreender por completo a formação das estrelas. As estrelas mais quentes e mais massivas, que emitem luz no ultravioleta, foram negligenciadas como objetos de observação direta, deixando um vazio significante no nosso conhecimento da linha de tempo do Universo.

A adição dos dados ultravioletas do Hubble Ultra Deep Field, usando a Wide Field Camera 3 do Hubble, proporcionou aos astrônomos o acesso a observações diretas das regiões de formação de estrelas não obscurecidas, e pode nos ajudar a entendermos completamente como as estrelas se formaram. Observando nesses comprimentos de onda, os pesquisadores conseguiram uma visão direta sobre quais galáxias estão formando estrelas e onde as estrelas estão se formando. Isso permite aos astrônomos entenderem como as galáxias como a Via Láctea crescem em tamanho, desde pequenas coleções de estrelas muito quentes até as massivas estruturas que elas são hoje.

O pedaço do céu nessa imagem já havia sido imageado anteriormente numa série de exposições do visível e do infravermelho próximo feitas de 2004 a 2009: o Hubble Ultra Deep Filed. Agora, com a adição da luz ultravioleta, foi combinado o intervalo completo de cores disponíveis para o Hubble, indo desde o ultravioleta até o infravermelho próximo. A imagem resultante, feita com 841 órbitas de tempo de observação do telescópio, contendo aproximadamente 10.000 galáxias, chegando a poucas centenas de milhões de anos do Big Bang.

Como a atmosfera do planeta Terra filtra a maior parte da luz ultravioleta, esse tipo de trabalho só pode ser realizado com telescópios espaciais como o Hubble. Pesquisas em ultravioleta como essa são incrivelmente importantes no planejamento para o telescópio espacial James Webb (JWST), já que o Hubble é o único telescópio atualmente capaz de obter os dados ultravioletas que os pesquisadores precisarão para combinar com os dados de infravermelho do JWST.

A imagem Hubble Ultra Deep Field de 2014 é uma composição de exposições separadas feitas de 2003 até 2012 com a Advanced Camera for Surveys e a Wide Field Camera 3 do Hubble.

Fonte: ESA

Descobertos dois exoplanetas numa estrela antiga próxima

A estrela de Kapteyn é a segunda estrela mais rápida no céu e pertencente ao halo galáctico, uma nuvem alongada de estrelas que orbita a nossa Via Láctea.

© QMUL (ilustração da estrela anã vermelha Kapteyn e os dois exoplanetas)

A estrela Kapteyn foi descoberta no final do século XIX e possui este nome em homenagem ao astrônomo holandês que a descobriu (Jacobus Kapteyn). Com 33% da massa do Sol, esta anã vermelha pode ser vista com um telescópio amador na constelação do Pintor.

Os astrônomos usaram novos dados do espectrômetro HARPS do Observatório do ESO em La Silla, Chile, para medir as pequenas mudanças periódicas no movimento da estrela. Usando o efeito Doppler, o desvio do espectro de luz da estrela dependendo da sua velocidade, os cientistas podem determinar algumas propriedades destes planetas, tais como a massa e período orbital.

O estudo também combinou dados de mais dois espectrômetros de grande precisão para garantir a detecção: o HIRES do Observatório W. M. Keck e o PFS do Telescópio Magalhães no Observatório Las Campanas.

"Ficamos surpresos por encontrar planetas em órbita da estrela de Kapteyn. Os dados anteriores mostravam um excesso moderado de variabilidade, por isso estavamos à procura de planetas de período muito curto quando os novos sinais apareceram em alto e bom som," explica o autor principal, o Dr. Guillem Anglada-Escude, da Escola de Física e Astronomia da QMUL (Queen Mary University of London).

Com base nos dados recolhidos, o planeta Kapteyn b tem pelo menos cinco vezes a massa da Terra e orbita a estrela a cada 48 dias. Isto significa que o planeta é quente o suficiente para a água líquida estar presente à sua superfície. O segundo planeta, Kapteyn c, é uma super-Terra mais massiva e é bastante diferente: o seu ano dura 121 dias e os astrônomos pensam que é demasiado frio para suportar água líquida.

De momento, apenas se conhecem algumas propriedades dos planetas: as massas aproximadas, os períodos orbitais e as distâncias à estrela. Ao medir a atmosfera destes planetas com instrumentos de última geração, os cientistas vão tentar descobrir se podem albergar água.

Os típicos sistemas planetários detectados pela missão Kepler da NASA estão a centenas de anos-luz de distância. Em contraste, a estrela de Kapteyn é a 25ª estrela mais próxima do Sol e está a apenas 13 anos-luz da Terra.

No entanto, o que torna esta descoberta diferente é a história peculiar da estrela. A estrela de Kapteyn nasceu numa galáxia anã absorvida e perturbada por uma jovem Via Láctea. Este evento de interrupção galáctica colocou a estrela na sua rápida órbita dentro do halo. O núcleo provável da galáxia anã original é Omega Centauri, um aglomerado globular enigmático a 16.000 anos-luz da Terra que contém centenas de milhares destes "sóis" velhos. Isto define a idade mais provável dos planetas em 11,5 bilhões de anos; 2,5 vezes mais antigos que a Terra e "apenas" 2 bilhões de anos mais jovens que o próprio Universo, com aproximadamente 13,8 bilhões de anos.

O Dr. Anglada-Escude acrescenta: "faz-nos questionar que tipo de vida poderá ter evoluído nestes planetas ao longo deste enorme espaço de tempo."

O professor Richard Nelson, chefe da Unidade de Astronomia da QMUL, que não participou da pesquisa, comentou: "Esta descoberta é muito excitante. Sugere que serão encontrados muitos mundos potencialmente habitáveis nos próximos anos em torno de estrelas próximas por observatórios terrestres e espaciais, tais como o PLATO. Até que tenhamos detectado um número maior deles, as propriedades e possível habitabilidade dos sistemas planetários mais próximos permanecerão por desvendar."

Um artigo sobre a pesquisa foi aceito para publicação no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of California

Primeiras observações do SPHERE, instrumento que fotografa exoplanetas

O SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument) foi instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal, no Chile, e executou com sucesso as suas primeiras observações científicas.

© SPHERE (disco de poeira em torno da estrela HR 4796A)

Este novo e poderoso instrumento concebido para estudar exoplanetas utiliza várias técnicas avançadas simultaneamente, proporcionando um desempenho drasticamente melhorado relativamente aos instrumentos já existentes. O SPHERE forneceu já imagens impressionantes dos discos de poeira em torno de estrelas próximas e outros alvos durante os primeiros dias de observações. O SPHERE foi desenvolvido e construído por um consórcio de várias instituições europeias, lideradas pelo Institut de Planétologie et d´Astrophysique de Grenoble, França, em parceria com o ESO. Espera-se que o instrumento revolucione o estudo detalhado de exoplanetas e discos circunstelares.

O SPHERE passou nos testes de aceitação na Europa em dezembro de 2013, tendo seguidamente sido enviado para o Paranal, onde voltou a ser cuidadosamente montado, sendo concluído em maio de 2014, momento em que o instrumento foi instalado no telescópio principal número 3 do VLT. O SPHERE trata-se de um instrumento de segunda geração para o VLT (os primeiros três foram o X-shooter, o KMOS e o MUSE).
O SPHERE combina várias técnicas avançadas para obter o melhor contraste possível em imagens diretas de exoplanetas, com resultados muito superiores aos obtidos pelo NACO, o instrumento que obteve a primeira imagem direta de um exoplaneta. Para conseguir um tal desempenho o SPHERE necessitou de um desenvolvimento desde muito cedo de técnicas inovadoras, em particular nas áreas de óptica adaptativa, detectores especiais e componentes de coronógrafo.

© SPHERE (Titã, lua de Saturno)

Os objetivos principais do SPHERE são encontrar e caracterizar, através de imagens diretas, exoplanetas gigantes que orbitam estrela próximas. A maioria dos exoplanetas que se conhecem atualmente foram descobertos por técnicas indiretas, tais como variações da velocidade radial da estrela hospedeira ou diminuição do brilho da estrela causada por um exoplaneta em trânsito. Até agora apenas foram obtidas imagens diretas de alguns exoplanetas. Trata-se um de grande desafio, uma vez que estes planetas, além de estarem muito próximo das suas estrelas progenitoras, são muito menos brilhantes do que estas. Numa imagem normal, mesmo com as melhores condições de observação, a forte luz da estrela ofusca completamente o fraco brilho do planeta. Toda a conceção do SPHERE está portanto focada em conseguir atingir o maior contraste possível na pequena região do céu em torno da estrela brilhante.
A primeira das três técnicas inovadoras exploradas pelo SPHERE é a óptica adaptativa extrema, que corrige os efeitos da atmosfera terrestre e obtenção de imagens mais nítidas, onde o contraste do exoplaneta aumente. Em segundo lugar, usa-se um coronógrafo para bloquear a radiação emitida pela estrela e aumentar ainda mais o contraste. Finalmente, aplica-se uma técnica chamada imagem diferencial, que explora as diferenças entre as radiações planetária e estelar em termos de cor ou polarização, e estas diferenças subtis podem também ser usadas para revelar um exoplaneta atualmente invisível.
Durante as primeiras observações foram observados diversos alvos utilizando os diferentes modos do SPHERE. Obteve-se a melhor imagem até à data de um disco de poeira em torno da estrela próxima HR 4796A. A imagem mostra não apenas o anel com uma nitidez excecional mas ilustra também como o SPHERE consegue suprimir tão bem o brilho intenso da estrela situada no centro da imagem.
Depois de vários testes extensos e verificações científicas, o SPHERE estará disponível a toda a comunidade astronômica, em finais de 2014.

Fonte: ESO