Encontradas duas famílias de cometas em torno de estrela próxima

O instrumento HARPS, em operação no Observatório de La Silla do ESO no Chile, foi utilizado no censo mais completo feito até hoje de cometas em torno de outra estrela.

© ESO/L. Calçada (ilustração de exocometas em torno de Beta Pictoris)

Uma equipe de astrônomos franceses estudaram quase 500 cometas individuais que orbitam a estrela Beta Pictoris e descobriram que estes objetos pertencem a duas famílias distintas de exocometas: exocometas velhos que fizeram já várias passagens próximo da estrela e exocometas mais jovens que se formaram provavelmente da recente destruição de um ou mais objetos maiores.

Beta Pictoris é uma estrela jovem situada a cerca de 63 anos-luz de distância do Sol. Tem apenas 20 milhões de anos de idade e encontra-se rodeada por um disco de material enorme, um sistema planetário jovem muito ativo onde o gás e a poeira são produzidos tanto pela evaporação de cometas como pela colisão de asteroides.
Flavien Kiefer (IAP/CNRS/UPMC), autor principal do novo estudo explica: ”Beta Pictoris é um alvo muito interessante! Observações detalhadas dos seus exocometas fornecem pistas que nos ajudam a compreender que processos ocorrem neste tipo de sistemas planetários jovens”.
Durante quase 30 anos os astrônomos observaram variações sutis na radiação emitida por Beta Pictoris, que se pensava serem causadas pela passagem de cometas em frente da própria estrela. Os cometas são corpos pequenos, com alguns quilômetros de tamanho, ricos em gelos que se evaporam quando o corpo se aproxima da estrela, produzindo enormes caudas de gás e poeira, que podem absorver alguma da radiação que passa através delas. A fraca luz emitida pelos exocometas é ofuscada pela radiação da estrela brilhante e por isso não se conseguem obter imagens diretas destes objetos a partir da Terra.
Para estudar os exocometas de Beta Pictoris, a equipe analisou mais de 1.000 observações obtidas entre 2003 e 2011 com o instrumento HARPS, montado no telescópio de 3,6 metros do ESO, no Observatório de La Silla, no Chile.
Os pesquisadores selecionaram uma amostra de 493 exocometas diferentes. Alguns exocometas foram observados por diversas vezes e durante algumas horas. Uma análise detalhada permitiu obter medições da velocidade e tamanho das nuvens de gás. Foram também deduzidas algumas das propriedades orbitais de cada um dos cometas, como a forma e orientação da órbita e a distância à estrela.
Este tipo de análise efetuada em várias centenas de exocometas pertencentes a um único sistema exoplanetário é única. O trabalho revelou a presença de dois tipos distintos de famílias de exocometas: uma família de exocometas cujas órbitas são controladas por um planeta de grande massa e outra família, provavelmente originada pela destruição recente de um ou mais objetos maiores. Um planeta gigante, Beta Pictoris b, foi descoberto em órbita a cerca de um bilhão de quilômetros da estrela e estudado através de imagens de alta resolução obtidas com ótica adaptativa. Diferentes famílias de cometas existem igualmente no Sistema Solar.
Os exocometas da primeira família apresentam uma variedade de órbitas e mostram atividade relativamente fraca com baixas taxas de produção de gás e poeira, o que sugere que estes cometas gastaram já o seu conteúdo em gelo durante múltiplas passagens perto de Beta Pictoris. Mais ainda, as órbitas destes cometas (excentricidade e orientação) são exatamente as previstas para cometas apanhados em ressonância orbital com um planeta de elevada massa. As propriedades dos cometas da primeira família mostram que este planeta em ressonância deve estar a cerca de 700 milhões de quilômetros da estrela, perto do local onde o planeta Beta Pictoris b foi descoberto.
Os exocometas da segunda família encontram-se muito mais ativos e deslocam-se em órbitas quase idênticas, o que sugere que os membros desta família têm todos a mesma origem: provavelmente a destruição de um objeto maior cujos fragmentos se encontram numa órbita rasante da estrela Beta Pictoris. O que os torna semelhantes aos cometas da família Kreutz do Sistema Solar, ou aos fragmentos do Cometa Shoemaker-Levy 9, que chocou com o planeta Júpiter em julho de 1994.
Flavien Kiefer conclui: “Esta é a primeira vez que um estudo estatístico determina a física e órbitas de um grande número de exocometas. Este trabalho dá-nos um olhar fantástico sobre os mecanismos que estavam presentes no Sistema Solar logo após a sua formação, há cerca de 4,5 bilhões de anos atrás”.

Os novos resultados serão publicados amanhã na revista Nature.

Fonte: ESO

Encontrada galáxia extremamente distante através de lente gravitacional

Espiando através de uma lupa cósmica gigante, o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA detectou uma galáxia pequena e tênue, uma das galáxias mais distantes já observadas.

© NASA/J. Lotz/STScI (aglomerado de galáxias Abell 2744)

O pequeno objeto está a uma distância estimada em mais de 13 bilhões de anos-luz. Esta galáxia fornece um olhar sobre os anos mais jovens do Universo e pode ser apenas a ponta do iceberg.

"Esta galáxia é um exemplo do que se suspeita ser uma população abundante e subjacente de objetos extremamente pequenos e tênues que existiam cerca de 500 milhões de anos após o Big Bang, o início do Universo," explica o líder do estudo Adi Zitrin do Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, no estado americano da Califórnia. "A descoberta diz-nos que galáxias tênues como esta existem, e que devemos continuar à sua procura e à procura de objetos ainda mais fracos, a fim de podermos entender como as galáxias e o Universo têm evoluído ao longo do tempo."

A galáxia foi detectada pelo programa Frontier Fields, um esforço ambicioso de três anos que junta o Hubble a outros grandes observatórios, o telescópio espacial Spitzer e o observatório de raios X Chandra, para examinar o Universo primordial ao estudar grandes aglomerados de galáxias. Estes aglomerados são tão maciços que a sua gravidade curva a luz que passa por eles, ampliando, iluminando e distorcendo objetos de fundo num fenômeno chamado lente gravitacional. Estas lentes poderosas permitem encontrar muitas estruturas tênues e distantes que de outra forma seriam demasiado fracas para observar.

A descoberta foi feita usando o poder de lente do gigantesco aglomerado de galáxias Abell 2744, apelidado de Aglomerado de Pandora, que produziu três imagens ampliadas da mesma galáxia tênue. Cada imagem ampliada torna a galáxia 10 vezes maior e mais brilhante do que seria sem as qualidades de ampliação do aglomerado.

A galáxia mede uns meros 850 anos-luz de diâmetro, 500 vezes mais pequena que a nossa Via Láctea, e tem uma massa estimada correspondente a apenas 40 milhões de sóis. A nossa Galáxia, em comparação, tem uma massa estelar de várias centenas de bilhões de sóis. E a galáxia forma aproximadamente uma estrela a cada três anos, ao passo que a Via Láctea forma aproximadamente uma estrela por ano. No entanto, tendo em conta o seu tamanho pequeno e baixa massa, Zitrin realça que a galáxia minúscula na verdade está evoluindo rapidamente e formando estrelas de modo eficiente.

Os astrônomos acreditam que galáxias como esta são, provavelmente, pequenos aglomerados de matéria que começou a formar estrelas e a brilhar, mas ainda sem uma forma definida. É possível que o Hubble esteja apenas detectando um aglomerado brilhante devido ao efeito de lente. Isto explicaria porque é que o objeco é mais pequeno que as galáxias típicas dessa época.

A equipe de Zitrin avistou a galáxia gravitacionalmente multiplicada em imagens do aglomerado obtidas no infravermelho próximo e no visível, captadas pelas câmaras WFC3 (Wide Field Camera 3) e ACS (Advanced Camera for Surveys) do Hubble. Mas eles precisavam de medir quão longe estava da Terra.

Normalmente, os astrônomos conseguem determinar a distância de um objeto através da sua luz "esticada" à medida que o Universo se expande lentamente. Este efeito é medido com precisão através de espectroscopia, que caracteriza a luz de um objeto. Mas esta galáxia e outros objetos ampliados pelo efeito de lente gravitacional, encontrados neste período jovem do Universo, estão demasiado distantes e são muito tênues para a espectroscopia, por isso utiliza-se a cor de um objeto para estimar a sua distância. A expansão do Universo torna o objeto mais avermelhado de forma previsível possibilitando sua medida.

A equipe de Zitri aplicou a técnica de análise de cor e aproveitou as múltiplas imagens produzidas pela lente gravitacional para confirmar independentemente a estimativa de distância do grupo. Os astrônomos mediram a separação angular entre as três imagens ampliadas da galáxia nas fotos do Hubble. Quanto maior a separação angular devido ao efeito de lente, mais distante está o objeto da Terra.

Para testar este conceito, foi comparada as três imagens ampliadas com as posições de outros objetos de fundo mais próximos e também multiplicados no aglomerado de Pandora. A distância angular entre as imagens ampliadas de galáxias mais próximas era menor.

"Estas medições sugerem que, dada a grande separação angular entre as três imagens da nossa galáxia de fundo, o objeto deve estar muito longe," explica Zitrin. "Também coincide com a estimativa de distância que foi calculada, com base na técnica de análise de cor. Temos uma confiança de 95% na distância deste objeto remoto, com um 'redshift' de 10, uma medida da expansão do espaço desde o Big Bang. A lente tira qualquer dúvida de que este possa ser um objeto próximo altamente avermelhado, que se mascara como um objeto muito mais distante."

Os astrônomos debatem há muito tempo se essas galáxias iniciais podem ter fornecido radiação suficiente para aquecer o hidrogênio que arrefeceu logo após o Big Bang. Pensa-se que este processo, chamado reionização, ocorreu 200 milhões até um bilhão de anos após o nascimento do Universo. A reionização tornou o Universo transparente à luz, permitindo sua observação muito atrás no tempo sem encontrar uma "névoa" de hidrogêio frio.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Mimas pode esconder um oceano

Um novo estudo focado no interior da lua gelada de Saturno, Mimas, sugere que a sua superfície craterada esconde uma de duas possibilidades intrigantes: ou o núcleo gelado da lua tem uma forma parecida com uma bola de futebol americano, ou o satélite tem um oceano de água líquida.

© NASA/Cassini (Mimas)

Os pesquisadores usaram várias imagens de Mimas, captadas pela missão Cassini da NASA, para determinar quanto a lua oscila à medida que orbita Saturno. Em seguida, avaliaram vários modelos possíveis para a constituição do seu interior, encontrando duas possibilidades que se encaixam nos seus dados.

"Os dados sugerem que algo não está certo, por assim dizer, dentro de Mimas," afirma Radwan Tajeddine, associado de pesquisa da Cassini e da Universidade de Cornell, em Ithaca, Nova Iorque, autor principal do estudo. "A quantidade de oscilação que medimos é duas vezes superior ao que estava previsto."

De acordo com Tajeddine, qualquer uma das duas possibilidades para o interior de Mimas seria interessante, tendo em conta que a aparência exterior altamente craterada da lua não sugere qualquer coisa invulgar por baixo da sua superfície. Dado que Mimas formou-se há mais de quatro bilhões de anos, os cientistas esperam que o seu núcleo já tenha relaxado para uma forma mais ou menos esférica. Por isso, se o núcleo de Mimas tiver uma forma oblonga, provavelmente representa um registo da formação da lua, congelado no tempo.

Caso Mimas possua um oceano, juntar-se-á a um clube exclusivo de "mundos oceânicos" que já contém várias luas de Júpiter e duas outras luas de Saturno, Encelado e Titã. Um oceano global seria surpreendente, comenta Tajeddine, tendo em conta que a superfície de Mimas não exibe sinais de atividade geológica.

Tal como muitas das luas no Sistema Solar, incluindo a nossa, Mimas mostra essencialmente sempre a mesma face ao seu planeta. O que quer dizer que a sua rotação está sincronizada com a sua órbita em torno de Saturno. Tal como a Lua da Terra, Mimas demora o mesmo tempo para girar completamente sobre o seu eixo que demora ao orbitar o seu planeta.

A órbita de MImas está esticada muito ligeiramente, formando uma elipse e não um círculo perfeito. Este ligeiro desvio faz com que o ponto na superfície de Mimas orientado para Saturno varie um bocado ao longo de uma órbita; um observador em Saturno veria Mimas oscilar ligeiramente durante a sua órbita, fazendo com que pequenas quantidades de terreno no limbo se tornassem visíveis. Este efeito é chamado libração e a Lua da Terra também o faz.

"A observação da libração pode fornecer informações úteis sobre o que está acontecendo dentro de um corpo," acrescenta Tajeddine. "Neste caso, diz-nos que esta pequena lua craterada pode ser mais complexa do que pensávamos."

Os modelos desenvolvidos por Tajeddine e co-autores franceses e belgas indicam que, caso Mimas esconda de fato um oceano de água líquida, este encontra-se entre 24 e 31 km por baixo da superfície. Com 396 quilômetros de diâmetro, Mimas é demasiado frio para reter aquecimento interno da sua formação, de modo que alguma outra fonte de energia será necessária para manter um oceano subterrâneo. Os cientistas realçam que existem evidências de que a órbita atual e alongada de Mimas pode ter sido mais esticada no passado, o que pode ter criado aquecimento de maré suficiente para produzir um oceano.

Embora um oceano dentro de Mimas fosse considerado uma surpresa, os autores descobriram que o modelo interior que consideraram para um núcleo oblongo daria à lua uma forma ligeiramente diferente do que é observado. Eles sugerem o desenvolvimento de outros modelos para explicar a libração observada da lua, e que são necessárias mais medições da Cassini para ajudar a determinar qual dos modelos é provavelmente o mais correto.

O estudo foi publicado na edição da revista Science.

Fonte: NASA

Segredos de construção de uma metrópole galática

Astrônomos utilizaram o telescópio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) para investigar um enorme aglomerado de galáxias, que está se formando no Universo primordial, e revelaram que boa parte da formação estelar que está ocorrendo não apenas se encontra escondida pela poeira, mas também acontece em locais inesperados.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração de um protoaglomerado)

Esta é a primeira vez que se consegue realizar um censo completo da formação estelar em tais objetos.

Os aglomerados de galáxias são os maiores objetos do Universo unidos pela força da gravidade, no entanto a sua formação ainda não é completamente compreendida. A Galáxia da Teia de Aranha (conhecida pelo nome formal de MRC 1138-262), e seus arredores, é estudada há vinte anos, tanto com telescópios do ESO como com outros telescópios. A Galáxia da Teia de Aranha contém um buraco negro supermassivo e é uma poderosa fonte de ondas rádio, precisamente o que chamou a atenção dos astrônomos inicialmente. Pensa-se que este objeto é um dos melhores exemplos de um protoaglomerado no processo de se juntar, há mais de dez bilhões de anos atrás.
No entanto, Helmut Dannerbauer (Universidade de Viena, Áustria) e a sua equipe suspeitavam que esta explicação estaria muito aquém da realidade. A equipe pretendia investigar o lado escuro da formação estelar e descobrir quanta formação estelar escondida por trás de poeira estava ocorrerendo no aglomerado da Galáxia da Teia de Aranha.

© ESO/APEX (imagem da região em torno da Galáxia da Teia de Aranha)

Esta imagem APEX no sub-milímetro mostra a região em torno da Galáxia da Teia de Aranha. Alguns das manchas na imagem correspondem a galáxias poeirentas, pertencentes ao protoaglomerado, que estão formando estrelas e que não são visíveis na radiação óptica devido à absorção pela poeira. As manchas mais tênues são artefatos originados pelo difícil processamento de imagens APEX.

A equipe utilizou a câmera LABOCA montada no telescópio APEX no Chile, para observar durante 40 horas este aglomerado nos comprimentos de onda do milímetro, comprimentos de onda que são suficientemente longos para permitir espreitar através da maioria das espessas nuvens de poeira. A LABOCA tem um campo largo, tornando-se no instrumento perfeito para este tipo de rastreio.
Carlos De Breuck, cientista do projeto do APEX no ESO e co-autor do novo estudo, enfatiza: “Esta é uma das observações mais profundas executadas pelo APEX e que levou este telescópio aos seus limites tecnológicos, tendo levado igualmente aos limites a resistência do pessoal que trabalha no local do APEX a elevada altitude, 5.050 metros acima do nível do mar”.
As observações APEX revelaram que existiam cerca de quatro vezes mais fontes na região da Teia de Aranha do que no meio circundante. Depois de comparar detalhadamente os novos dados com observações complementares obtidas a comprimentos de onda diferentes, a equipe pôde confirmar que muitas destas fontes se encontravam à mesma distância que o aglomerado de galáxias e por isso deviam fazer parte do aglomerado em formação.
Helmut Dannerbauer explica: “As novas observações APEX acrescentaram a peça final que precisávamos para realizar um censo completo de todos os habitantes desta megacidade estelar. Estas galáxias estão no processo de formação e por isso, tal como um estaleiro na Terra, encontram-se muito empoeiradas”.
Mas uma surpresa esperava a equipe quando foi investigado onde é que a nova formação estelar detectada estava ocorrerendo. Os astrônomos esperavam encontrar estas regiões de formação estelar nos grandes filamentos que ligam as galáxias mas, em vez disso, encontraram-nas concentradas principalmente numa única região, sendo que esta região nem sequer se encontra centrada na Galáxia da Teia de Aranha, central no protoaglomerado. Pensa-se que estas formações estelares explosivas poeirentas evoluam para galáxias elípticas, como as que são observadas atualmente em aglomerados de galáxias próximos de nós.
Helmut Dannerbauer conclui: ”Esperávamos encontrar formação estelar escondida no aglomerado da Teia de Aranha - e conseguimos - no entanto, desenterramos ao mesmo tempo um novo mistério no processo; esta formação estelar não está ocorrerendo onde esperávamos! A megacidade está se desenvolvendo de modo assimétrico”.
Para que esta história se desenvolva novas observações são necessárias, e o ALMA será o instrumento perfeito para dar os próximos passos no estudo destas regiões empoeiradas com muito mais detalhes.

Este trabalho foi descrito no artigo científico, “An excess of dusty starbursts related to the Spiderweb galaxy”, de Dannerbauer, Kurk, De Breuck et al., que foi publicado online hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Sonda encontra evidências de vulcanismo lunar jovem

A sonda LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) da NASA forneceu fortes indícios de que a atividade vulcânica da Lua diminuiu gradualmente em vez de parar abruptamente há um bilhão de anos atrás.

© NASA/GSFC/Arizona State University (região Maskelyne)

A imagem acima mostra a região chamada Maskelyne, que é um dos muitos depósitos vulcânicos e jovens recentemente descobertos na Lua. Pensa-se que estas áreas irregulares sejam remanescentes de pequenas erupções basálticas que ocorreram muito tempo depois do fim aceito para o vulcanismo lunar, entre 1 e 1,5 bilhões de anos atrás.

Dezenas de depósitos rochosos distintos observados pela LRO têm uma idade estimada inferior a 100 milhões de anos. Este período de tempo corresponde ao Período Cretáceo da Terra, o auge dos dinossauros. Algumas áreas podem ter menos que 50 milhões de anos.

"Esta descoberta é o tipo de ciência que obriga, literalmente, a que os geólogos reescrevam os livros sobre a Lua," afirma John Keller, cientista do projeto LRO do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA.

Os depósitos estão espalhados pelas planícies vulcânicas escuras da Lua e são caracterizados por uma mistura de montes arredondados, lisos e rasos perto de terrenos mais ásperos. Devido a esta combinação de texturas, os cientistas referem-se a estas áreas invulgares como IMPs (Irregular Mare Patches).

As características são demasiado pequenas para serem vistas da Terra, em média com menos de 500 metros de diâmetro. Uma das maiores, uma área bem estudada chamada Ina, foi fotografada a partir de órbita lunar pelos astronautas da Apollo 15.

Ina parecia ser uma característica única até que cientistas da Universidade Estatal do Arizona em Tempe, EUA, e da Universidade de Münster, Alemanha, avistaram muitas regiões semelhantes em imagens de alta-resolução obtidas pelas duas câmaras de ângulo estreito que fazem parte do instrumento LROC (Lunar Reconnaissance Orbiter Camera). A equipe identificou um total de 70 IMPs nos mares do lado visível da Lua.

Este grande número de características e a sua ampla distribuição sugerem fortemente que a atividade vulcânica nos seus últimos estágios não foi uma anomalia, mas uma parte importante da história geológica da Lua.

Os números e tamanhos das crateras dentro destas áreas indicam que os depósitos são relativamente recentes. Com base numa técnica que une estas medições de crateras com as idades das amostras recolhidas pelas missões Apollo e Luna, pensa-se que três das zonas têm menos de 100 milhões de anos, e talvez menos de 50 milhões de anos no caso de Ina. As encostas íngremes que descem das camadas de rochas macias até ao terreno acidentado são consistentes com as estimativas de idade jovem.

Em contraste, as planícies vulcânicas que rodeiam estas regiões distintas são atribuídas à atividade vulcânica que começou há 3,5 bilhões de anos atrás e que terminou há cerca de um bilhão de anos. Pensava-se que, nesse ponto, toda a atividade vulcânica na Lua tinha cessado.

Vários estudos anteriores sugeriram que Ina era muito jovem e poderia ter-se formado devido a atividade vulcânica localizada. No entanto, na ausência de outras características similares, Ina não foi considerada como indicação de vulcanismo generalizado.

Os resultados têm implicações importantes para o quão quente se pensa ser o interior da Lua.

"A existência e a idade das áreas irregulares nos mares diz-nos que o manto lunar teve que permanecer quente o suficiente para fornecer magma às erupções de pequeno volume que criaram estas invulgares características jovens," afirma Sarah Braden, da Universidade Estatal do Arizona e autora principal do estudo.

A nova informação é difícil de conciliar com o que atualmente se sabe sobre a temperatura do interior da Lua.

"Estes aspectos vulcânicos recentes são os principais alvos para a exploração futura, tanto robótica como humana," afirma Mark Robinson, pesquisador principal do LROC da Universidade Estatal do Arizona.

Os detalhes do estudo foram publicados online na revista Nature Geoscience.

Fonte: NASA

Visão sem precedentes de duzentas galáxias no Universo local

A equipe internacional do projeto CALIFA (Calar Alto Integral Field Area Survey), da qual fazem parte Polychronis Papaderos e Jean Michel Gomes do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) do Centro de Astrofísica da Universidade do Porto (CAUP), observaram mais de 200 galáxias relativamente próximas, com detalhes sem precedentes.

© CALIFA (composição de 169 das galáxias observadas)

A imagem acima mostra a composição de 169 das galáxias observadas pelo CALIFA, escolhidas ao acaso. O conjunto da direita tem a imagem de cada uma destas galáxias, enquanto o da esquerda contêm informação acerca da distribuição de velocidades dessas mesmas galáxias.

Graças à técnica de unidades de campo integral para espectroscopia 3D, também conhecida como espectroscopia Integral Field Unit (IFU), conseguiram obter 1,5 milhões de espectros individuais, de galáxias situadas entre 70 milhões e 450 milhões anos-luz de distância.

Segundo Papaderos, um pesquisador da Fundação para a Ciência e a Tecnologia de Portugal trabalhando no IA/CAUP, “No âmbito do projeto CALIFA, os pesquisadores do IA/CAUP elaboram estudos detalhados das fontes de energia nas galáxias (tais como Núcleos Ativos de Galáxias, alimentados pela acreção de matéria para o buraco negro supermassivo central) e a história de formação dos componentes das galáxias. Estes estudos tornaram-se possíveis graças ao Porto3D, o sistema de análise automática de IFU desenvolvido no IA.”

Criado no Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), as observações do projeto CALIFA são feitas no Observatório de Calar Alto (Almería, Espanha), com o instrumento PMAS/PPAK (Potsdam Multi-Aperture Spectrophotometer/Pmas fiber PAcK). Com observações 3D de seiscentas galáxias, este projeto procura fazer uma espécie de arqueologia galáctica, pois os dados dão informações acerca da evolução destas galáxias (por exemplo, quanto gás tem a galáxia, quando é que este foi convertido em estrelas, e como é que cada zona da galáxia evoluiu ao longo de dezenas de bilhões de anos).

Para Gomes, “os dados de alta qualidade processados pelo Porto3D possibilitaram as primeiras deteções de emissões muito tênues, proveniente de gás ionizado, de quase toda a extensão de galáxias elípticas. Isto era algo que se pensava não existir! A nossa análise do movimento do gás e das estrelas revelou ainda importantes pistas sobre a formação destas gigantescas galáxias.”

O estudo da formação e evolução de galáxias é o objetivo principal do projeto FCT do CAUP, denominado: Uma investigação da história de formação de galáxias através de uma nova abordagem de síntese espectral auto-consistente (FADO).

Os dados do CALIFA também forneceram pistas sobre como se formam as galáxias, os processos físicos envolvidos nas colisões galácticas, e até observou a última geração de estrelas nascendo, ainda envoltas nos seus casulos de gás. Foi ainda possível determinar que galáxias mais massivas crescem mais depressa que as menos massivas, e que a região central se forma primeiro que as regiões exteriores.

Sebastián Sánchez (Instituto de Astronomia, UNAM), o pesquisador principal do projeto acrescenta: “Com mais de trinta artigos publicados em revistas científicas, mais de cem contribuições em conferências e cinco teses de doutoramento defendidas, este projeto é o mais produtivo desenvolvido em Calar Alto. Esta nova emissão de dados é um marco na história do projeto, que já é uma referência internacional na área das pesquisas em astronomia extragaláctica.

O artigo “CALIFA, the Calar Alto Legacy Integral Field Area survey III. Second public data release” foi submetido para publicação à revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Centro de Astrofísica da Universidade do Porto

Cromodinâmica galática

A fotografia colorida abaixo parece uma pintura abstrata ou mesmo um vitral contemporâneo. Na realidade, trata-se de uma vista incomum de uma galáxia obtida com o novo instrumento MUSE, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO (cromodinâmica galática)

As cores nas imagens astronômicas estão geralmente relacionadas com a cor real do objeto em questão. No entanto, nesta imagem as cores representam o movimento das estrelas que compõem a galáxia elíptica gigante Messier 87 (M87), uma das galáxias mais brilhantes do Aglomerado da Virgem, que se situa a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância.
O vermelho indica que as estrelas nessa região do objeto estão, modo geral, se afastando de nós, enquanto o azul significa que as estrelas se aproximam de nós, com o amarelo e o verde no meio.
Este novo mapa da M87 obtido pelo MUSE mostra estas tendências mais claramente do que nunca. O mapa revela uma rotação lenta deste objeto massivo, a região a azul (em cima à esquerda) desloca-se na nossa direção e a região vermelha (embaixo à direita) afasta-se de nós. O mapa mostra também algumas características inesperadas, por exemplo a inversão das cores no centro da imagem, com a cor azulada na parte inferior central e o amarelo-alaranjado na parte superior, o que sugere que a M87 pode ter tido um passado mais dramático do que o que era suposto, podendo bem ser o resultado da fusão de várias galáxias.
Estas observações estão descritas num artigo científico escrito por uma equipe liderada por Eric Emsellem, Chefe do Gabinete de Ciência do ESO, e que será publicado nas cartas da revista da especialidade Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Descoberta estrela morta excepcionalmente brilhante

Astrônomos descobriram uma estrela morta e pulsante com uma energia de aproximadamente 10 milhões de sóis.

© NASA/JPL-Caltech (galáxia M82 e o pulsar)

Esta imagem da galáxia Messier 82 (M82) em vários comprimentos de onda, pode ser visto um pulsar poderoso e raro (cor-de-rosa, no centro e seção ampliada).

Este é o pulsar mais brilhante já registado, um remanescente estelar denso deixado para trás após uma explosão de supernova. A descoberta foi feita com o NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA.

"Podemos pensar deste pulsar como o 'Super-Rato' dos remanescentes estelares," afirma Fiona Harrison, pesquisadora principal do NuSTAR no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, EUA. "Tem todo o poder de um buraco negro, mas com muito menos massa."

Esta descoberta surpreendente está ajudando os astrônomos a melhor compreender as fontes misteriosas de raios X ofuscantes, denominadas ULXs (UltraLuminous X-ray sources). Até agora, pensava-se que todas as ULXs eram buracos negros. Os novos dados do NuSTAR mostram que pelo menos uma ULX, a cerca de 12 milhões de anos-luz de distância na galáxia M82, é na verdade um pulsar.

"O pulsar parece estar comendo o equivalente à dieta de um buraco negro," afirma Harrison. "Este resultado vai ajudar-nos a compreender como é que os buracos negros devoram matéria e crescem tão rapidamente, um evento importante na formação das galáxias e estruturas no Universo."

Pensa-se que as ULXs são geralmente buracos negros que se alimentam de estrelas companheiras, um processo chamado acreção. Também são suspeitas de serem os há muito procurados buracos negros de "massa intermédia", elos perdidos entre os buracos negros estelares mais pequenos e os buracos negros gigantescos que dominam os núcleos da maioria das galáxias. Mas a investigação sobre a verdadeira natureza das ULXs continua em direção a respostas mais definitivas.

© NASA/JPL-Caltech (núcleo da galáxia M82)

Esta imagem mostra o núcleo da galáxia M82, onde duas fontes ultraluminosas de raios X, ou ULXs, residem (X-1 e X-2).

O NuSTAR inicialmente não se propôs a estudar asEsta imagem mostra o núcleo da galáxia M82, onde duas fontes ultraluminosas de raios-X, ou ULXs, residem (X-1 e X-2). duas ULXs na M82. Os astrônomos estavam observando uma supernova recente na galáxia quando por acaso notaram pulsos brilhantes em raios X oriundos da ULX conhecida como M82 X-2. Os buracos negros não pulsam, os pulsares sim.

Os pulsares pertencem a uma classe de estrelas chamadas estrelas de nêutrons. Tal como os buracos negros, as estrelas de nêutrons são os núcleos remanescentes de estrelas que explodiram, mas com uma massa insignificante em comparação. Os pulsares enviam feixes de radiação que variam desde ondas de rádio até raios gama altamente energéticos. À medida que a estrela gira, estes feixes interceptam a Terra como as luzes de um farol, produzindo um sinal pulsado.

"Nós assumimos que as poderosas ULXs deviam ser buracos negros massivos," afirma o autor principal do estudo, Matteo Bachetti, da Universidade de Toulouse na França. "Quando vimos pela primeira vez os pulsos nos dados, pensamos que deviam ser de outra fonte."

O Observatório de raios X Chandra e o satélite Swift também analisaram M82 para estudar a mesma supernova, e confirmaram que os intensos raios X de M82 X-2 originavam de um pulsar.

"O fato de termos um leque diversificado de telescópios no espaço significa que estes se podem ajudar uns aos outros," afirma Paul Hertz, diretor da divisão de astrofísica da NASA em Washington. "Quando um telescópio faz uma descoberta, outros com capacidades complementares podem ser chamados a investigar o mesmo objeto em diferentes comprimentos de onda."

A chave para a descoberta do NuSTAR foi a sua sensibilidade a raios X altamente energéticos, bem como a sua capacidade para medir com precisão os tempos dos sinais, o que permitiu a medida da taxa de pulso de 1,37 segundos. Também foi medida uma produção de energia equivalente a 10 milhões de sóis, ou 10 vezes mais do que o observado em outros pulsares de raios X. Este valor é elevado para algo com aproximadamente a massa do nosso Sol e o tamanho de uma cidade.

Como é que esta estrela morta e insignificante irradia tão ferozmente?

Os astrônomos não têm a certeza, mas dizem que provavelmente é devido a um grande banquete cósmico. Tal como os buracos negros, a gravidade de uma estrela de nêutrons pode puxar matéria de estrelas companheiras. À medida que a matéria é arrastada para a estrela de nêutrons, aquece e brilha em raios X. Se o pulsar está realmente se alimentando da matéria circundante, está a fazê-lo com um ritmo extremo.

Os astrônomos estão planjando mais observações com o NuSTAR, o Swift e o Chandra para descobrir uma explicação para o comportamento bizarro do pulsar. A equipe do NuSTAR também vai analisar mais ULXs, o que significa que podem vir a descobrir que são também pulsares e não buracos negros. Neste momento, não se sabe se M82 X-2 é um objeto raro ou se outras ULXs batem com o pulso de estrelas mortas.

"Recentemente, vimos que outra fonte de raios X excepcionalmente brilhantes na galáxia M82 parece ser um buraco negro de tamanho médio," afirma Jeanette Gladstone da Universidade de Alberta, no Canadá, que não está ligada ao estudo. "Agora, descobrimos que a segunda fonte de raios X brilhantes em M82 não é um buraco negro. Isto vai desafiar os teóricos e pavimentar o caminho para uma nova compreensão da diversidade destes objetos fascinantes."

O NuSTAR, um telescópio relativamente pequeno, descobriu um grande mistério cósmico.

A descoberta aparece num novo trabalho publicado na revista Nature.

Fonte: NASA

Mapa da temperatura do ar e vapor de água de um exoplaneta extremo

Uma equipe de cientistas, usando o telescópio espacial Hubble da NASA, fez o mapa global mais detalhado até agora de um planeta turbulento localizado além do nosso Sistema Solar, revelando os seus segredos de temperatura do ar e vapor de água.

© NASA/ESA (mapa de temperatura do exoplaneta WASP-43b)

As observações do Hubble mostram que o exoplaneta, chamado WASP-43b, não é propriamente um lar acolhedor. É um mundo de extremos, onde ventos ardentes uivam à velocidade do som com temperaturas que rondam os 1.600 graus Celsius no lado diurno, quente o suficiente para derreter aço, até um lado noturno onde as temperaturas mergulham abaixo dos 540 graus Celsius.

Os astrônomos mapearam as temperaturas em diferentes camadas da atmosfera do planeta e traçaram a quantidade e distribuição do vapor de água. Os resultados têm implicações para a compreensão da dinâmica atmosférica e de como os planetas gigantes como Júpiter são formados.

"Estas medições abriram as portas para um novo tipo de comparações das propriedades de diferentes tipos de planetas," afirma o líder da equipe Jacob Bean, da Universidade de Chicago, EUA.

Descoberto em 2011, o WASP-43b está localizado a 260 anos-luz de distância. O planeta está demasiado distante para ser fotografado, mas dado que a sua órbita atravessa a estrela, do ponto de vista da Terra, os astrônomos podem detectá-lo observando a diminuição do brilho estelar quando o planeta passa à sua frente.

"As nossas observações são a primeira do seu tipo no que corresponde a fornecer um mapa bidimensional na longitude e altitude da estrutura térmica do planeta, mapa este que pode ser usado para restringir a circulação e modelos dinâmicos para exoplanetas quentes," afirma Kevin Stevenson, membro da equipe e também da mesma universidade.

Como uma bola quente predominantemente de hidrogênio gasoso, não existem características de superfície, como oceanos ou continentes que podem ser usados para seguir a sua rotação. Somente a diferença de temperatura entre os lados diurno e noturno pode ser usada por um observador remoto para marcar a passagem de um dia neste mundo.

O planeta é aproximadamente do mesmo tamanho que Júpiter, mas tem quase duas vezes a sua densidade. O planeta está tão perto da sua estrela progenitora, uma anã alaranjada, que completa uma órbita em apenas 19 horas. O planeta está também bloqueado gravitacionalmente, e assim sendo mantém sempre o mesmo hemisfério voltado para a estrela, tal como a Lua mostra sempre a mesma face à Terra.

Esta foi a primeira vez que os astrônomos foram capazes de observar três rotações completas em qualquer exoplaneta, o que ocorreu ao longo de quatro dias. Os cientistas combinaram dois métodos anteriores de análise exoplanetária numa técnica sem precedentes para estudar a atmosfera do WASP-43b. Usaram espectroscopia, dividindo a luz do planeta nas suas cores componentes, para determinar a quantidade de água e temperaturas da atmosfera. Ao observar a rotação do planeta, foi possível medir com precisão a forma como a água é distribuída em diferentes longitudes.

Dado que não existe nenhum planeta com estas condições no nosso Sistema Solar, a caracterização da atmosfera de um mundo tão bizarro como este fornece um laboratório único para melhor compreender a formação de planetas e a física planetária.

"O planeta é tão quente que toda a água na sua atmosfera é vaporizada, em vez de se condensar em nuvens geladas como em Júpiter," afirma Laura Kreidberg, pertencente à equipe e da Universidade de Chicago.

A quantidade de água nos planetas gigantes do Sistema Solar é pouco conhecida, porque a água que se precipitou para fora da atmosfera superior de planetas gigantes e gasosos como Júpiter está sob a forma de gelo. Mas nos chamados "Júpiteres quentes", gigantes de gás que têm temperaturas elevadas porque orbitam muito perto das suas estrelas, a água está em vapor e pode ser facilmente rastreada.

"Pensa-se que a água desempenhe um papel importante na formação dos planetas gigantes, já que corpos parecidos com cometas bombardeiam planetas jovens, entregando a maior parte da água e outras moléculas que podemos observar," afirma Jonathan Fortney, membro da equipe e da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz, EUA.

A fim de compreender como é que os planetas gigantes se formam, os astrônomos querem saber como é que são enriquecidos com elementos diferentes. A equipe descobriu que o WASP-43b tem aproximadamente a mesma quantidade de água que seria de esperar para um objeto com a mesma composição química que o Sol, lançando luz sobre a sua formação. A equipe pretende fazer medições da abundância de água em outros planetas.

Os resultados foram apresentados em dois artigos, um publicado na revista The Astrophysical Journal Letters no dia 12 de Setembro e o outro online ontem na Science Express.

Fonte: NASA

Swift observa grandes proeminências em pequena estrela

No dia 23 de Abril, o satélite Swift da NASA detectou a sequência de erupções estelares mais forte, mais quente e de mais longa duração alguma vez observada de uma anã vermelha próxima.

© Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger (ilustração do sistema binário DG Canum Venaticorum)

A explosão inicial desta série recorde foi até 10.000 vezes mais poderosa que a maior erupção solar já registada.

"Costumávamos pensar que os grandes episódios de atividade das anãs vermelhas não duravam mais que um dia, mas o Swift detectou pelo menos sete erupções poderosas durante um período de cerca de duas semanas," afirma Stephen Drake, astrofísico do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, que deu uma palestra sobre a "super-erupção" na reunião de Agosto da Divisão de Astrofísica de Alta Energia da Sociedade Astronômica Americana.

No seu auge, a proeminência atingiu temperaturas na ordem dos 200 milhões de graus Celsius, superior a 12 vezes a temperatura no centro do Sol.

A "super-erupção" veio de uma das estrelas num sistema binário próximo conhecido como DG Canum Venaticorum, ou DG CVn, situado a cerca de 60 anos-luz de distância. Ambas as estrelas são anãs vermelhas tênues com 1/3 da massa e tamanho do Sol. Orbitam-se uma à outra a cerca de três vezes a distância média entre a Terra e o Sol, uma separação demasiado pequena para o Swift determinar qual das estrelas libertou a proeminência.

"Este sistema é pouco estudado porque não se encontrava na nossa lista de observação de estrelas capazes de produzir grandes proeminências," afirma Rachel Osten, astrônoma do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore, EUA, e cientista adjunta do projeto do telescópio espacial James Webb da NASA, agora em construção.

A maioria das estrelas situadas até 100 anos-luz do Sistema Solar são, como o Sol, de meia-idade. Mas mais ou menos um milhar de anãs vermelhas jovens nascidas noutros lugares vagueiam por esta região, e estas estrelas fornecem a melhor oportunidade para estudar detalhadamente a atividade de alta-energia que normalmente acompanha a juventude estelar. Estima-se que DG CVn nasceu há cerca de 30 milhões de anos, o que faz com que tenha menos de 0,7% da idade do Sistema Solar.

As estrelas produzem proeminências pela mesma razão que o Sol. Ao redor de regiões ativas da atmosfera de uma estrela, os campos magnéticos tornam-se torcidos e distorcidos. Tal como ao torcer e esticar um elástico, estes permitem com que os campos acumulem energia. Eventualmente um processo denominado reconexão magnética destabiliza os campos, resultando na libertação explosiva da energia armazenada que vemos como uma proeminência. A erupção emite radiação em todo o espectro electromagnético, desde o rádio, passando pelo visível, ultravioleta e raios X.

Às 18:07 do dia 23 de Abril (horário de Brasília), a onda crescente de raios X da super-erupção da DG CVn acionou o instrumento BAT (Burst Alert Telescope) do Swift. Poucos segundos depois da detecção de uma forte libertação de radiação, o BAT calcula a posição inicial, decide se a atividade merece ser investigada por outros instrumentos e, em caso afirmativo, envia a posição ao satélite. Neste caso, o Swift virou-se para observar a fonte em maior detalhe e, ao mesmo tempo, notificou os astrônomos em todo o mundo da existência de um poderoso evento em progresso.

"Durante cerca de três minutos após o alarme do BAT, o brilho da proeminência em raios X foi maior do que a luminosidade combinada de ambas as estrelas em todos os comprimentos de onda em condições normais," comenta Adam Kowalski, também de Goddard que lidera o estudo detalhado do evento. "As erupções deste tamanho, oriundas de anãs vermelhas, são muito raras."

O brilho da estrela no visível e no ultravioleta, medido tanto por observatórios terrestres como pelo telescópio óptico/ultravioleta do Swift, subiu 10 e 100 vezes, respectivamente. A produção inicial de raios X, medida pelo telescópio de raios X do Swift, arrasa a mais intensa atividade solar já registada.

As maiores explosões estelares são classificadas como extraordinárias, ou classe X, proeminências solares com base na sua emissão em raios X. "A maior proeminência solar já registada ocorreu em Novembro de 2003 e está classificada como X 45," explica Drake. "A proeminência de DG CVn, se fosse observada à mesma distância que a Terra está do Sol, teria sido cerca de 10.000 vezes mais poderosa, com uma classificação de aproximadamente X 100.000."

Mas ainda não tinha acabado. Três horas depois da explosão inicial, já numa fase decrescente de raios X, o sistema explodiu com outra proeminência quase tão intensa como a primeira.

Durante os 11 dias seguintes, o Swift detectou uma série de erupções sucessivamente mais fracas. Osten compara a sequência decrescente de proeminências com réplicas que se seguem após um grande sismo. Ao todo, a estrela demorou um total de 20 dias a voltar ao seu nível normal de emissão de raios X.

Como é que uma estrela com apenas 1/3 do tamanho do Sol consegue produzir uma erupção assim tão poderosa? O fator-chave é a sua rápida rotação, um ingrediente crucial para amplificar campos magnéticos. A estrela em DG CVn tem um período de rotação inferior a um dia, cerca de 30 vezes mais rápido que o do nosso Sol. O Sol também girava muito mais depressa na sua juventude e pode muito bem ter produzido as suas próprias super-proeminências mas, felizmente [para nós], parece já não ser capaz de o fazer.

Os astrônomos estão agora analisando os dados das proeminências de DG CVn para melhor compreender o evento em particular e as estrelas jovens no geral. Eles suspeitam que o sistema provavelmente desencadeia inúmeras erupções mais pequenas mas mais frequentes e planejam vigiar erupções futuras com a ajuda do Swift.

Fonte: NASA

Nuvem rodopiante no pólo de Titã é fria e tóxica

Cientistas que analisavam dados da missão Cassini da NASA descobriram que uma nuvem tóxica e gigante paira sobre o pólo sul da maior lua de Saturno, Titã, após a atmosfera aí ter arrefecido drasticamente.

© Cassini (vórtice no pólo sul de Titã)

Os cientistas descobriram que este vórtice polar gigante contém partículas geladas do composto tóxico cianeto de hidrogênio (HCN).

"A descoberta sugere que a atmosfera do hemisfério sul de Titã arrefece muito mais rapidamente do que esperávamos," afirma Remco de Kok do observatório Leiden e do instituto holandês para pesquisa espacial SRON, autor principal do estudo.

Titã é a única lua no Sistema Solar envolta numa atmosfera densa. Tal como o nosso planeta Terra, Titã tem estações. À medida que completa a sua órbita de 29 anos em torno do Sol, juntamente com Saturno, cada estação dura cerca de sete anos terrestres. A mudança sazonal mais recente ocorreu em 2009, quando o Inverno deu lugar à Primavera no hemisfério norte e o Verão passou para Outono no hemisfério sul.

Em Maio de 2012, enquanto era Outono no hemisfério sul de Titã, as imagens da Cassini revelaram uma enorme nuvem rodopiante, com várias centenas de quilômetros de diâmetro, que tomava forma por cima do pólo sul de Titã. Este vórtice polar parece ser um efeito da mudança de estação.

Um detalhe intrigante acerca da nuvem rodopiante é a sua altitude, cerca de 300 km por cima da superfície de Titã, onde os cientistas pensavam que a temperatura era demasiado quente para a formação de nuvens. "Nós realmente não esperávamos ver uma nuvem tão grande e alta na atmosfera," comenta de Kok.

Com o desejo de compreender o que poderia dar origem a esta nuvem misteriosa, os cientistas analisaram as observações da Cassini e encontraram uma pista importante no espectro da luz solar refletida pela atmosfera de Titã.

O espectro divide a luz de um corpo celeste nas suas cores constituintes, revelando assinaturas dos elementos e moléculas presentes. O instrumento VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) da Cassini mapeia a distribuição dos compostos químicos na atmosfera de Titã e à sua superfície.

"A luz que vem do vórtice polar mostra uma notável diferença em relação a outras partes da atmosfera de Titã," realça de Kok. "Podemos ver claramente a assinatura das moléculas de HCN geladas."

Como um gás, o HCN está presente em pequenas quantidades na atmosfera rica em nitrogênio de Titã. A descoberta destas moléculas sobre a forma de gelo é surpreendente, pois o HCN pode condensar para formar partículas congeladas apenas se a temperatura atmosférica for de pelo menos 148 graus Celsius negativos. Isto é cerca de 100 graus Celsius mais frio do que as previsões dos modelos teóricos atuais da atmosfera superior de Titã.

Para verificar se tais temperaturas baixas são realmente possíveis, a equipe analisou as observações do instrumento CIRS (Composite Infrared Spectrometer) da Cassini, que mede a temperatura atmosférica em diferentes altitudes. Estes dados mostram que o hemisfério Sul de Titã tem arrefecido rapidamente, e que é possível atingir as temperaturas baixas necessárias para formar a nuvem tóxica gigante vista no pólo sul.

A circulação atmosférica vem atraindo grandes massas de gás para o sul desde a mudança de estação em 2009. À medida que o HCN se torna aí mais concentrado, as suas moléculas brilham em comprimentos de onda infravermelhos, arrefecendo o ar circundante no processo. Outro fator que contribui para este arrefecimento é a menor exposição à luz do Sol no hemisfério sul de Titã à medida que o Inverno se aproxima.

"Estes resultados fascinantes de um corpo cujas estações são medidas em anos em vez de meses, fornecem mais um exemplo da longevidade da incrível sonda Cassini e dos seus instrumentos," comenta Earl Maize, gestor do projeto Cassini no Jet Propulsion Laboratory da NASA. "Estamos ansiosos por novas revelações à medida que nos aproximamos do solstício de Verão no sistema de Saturno em 2017."

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: NASA

Origem de “oceano das tempestades” na Lua

Usando dados da missão GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) da NASA, cientistas resolveram um mistério lunar quase tão antigo quanto a própria Lua.

© NASA/MIT (mapa da Lua)

A imagem acima mostra a Lua observada no visível (esquerda), mapa topográfico (centro, onde o vermelho é alto e o azul é baixo), e os gradientes de gravidade da missão GRAIL (direita). A região Procellarum é uma região grande de baixa topografia coberta por mares basálticos escuros. Os gradientes de gravidade revelam um padrão retangular gigante de estruturas que rodeiam a região.

As primeiras teorias sugeriram que o contorno escarpado de uma região da superfície da Lua conhecida como Oceanus Procellarum, ou Oceano das Tempestades, foi formado pelo impacto de um asteroide. Se esta teoria estivesse correta, a bacia formada seria a maior bacia de impacto de um asteroide na Lua. No entanto, os cientistas que estudam os dados da missão GRAIL acreditam ter encontrado evidências que o contorno escarpado desta região retangular, com aproximadamente 2.600 km de comprimento, é provavelmente o resultado da formação de antigas falhas.

"O lado visível da Lua é estudado há séculos e ainda continua a surpreender os cientistas que disponham das ferramentas certas," afirma Maria Zuber, pesquisadora principal da missão GRAIL, do Instituto de Tecnologia de Massachusetts em Cambridge, EUA. "Nós interpretamos as anomalias de gravidade descobertas pela missão GRAIL como parte do sistema de canalização do magma lunar que transportavam lava até à superfície durante antigas erupções vulcânicas."

A superfície do lado visível da Lua é dominado por uma área única chamada região Procellarum, caracterizada por baixas elevações, composição única e inúmeras planícies vulcânicas antigas.

As fendas estão enterradas sob planícies vulcânicas no lado visível da Lua e foram detectadas apenas nos dados de gravidade fornecidos pela missão GRAIL. Estas falhas inundadas por lava são totalmente diferentes de quaisquer outras características já descobertas em qualquer outro lugar na Lua e podem ao mesmo tempo ter-se assemelhado a zonas de falhas na Terra, Marte e Vênus.

Outra teoria, que surge de uma análise de dados mais recentes, sugere que esta região se formou como resultado da agitação no interior da Lua, o que levou a uma alta concentração de elementos radioativos que produzem calor na crosta e manto desta região. Os cientistas estudaram os gradientes nos dados de gravidade da GRAIL, que revelaram uma forma retangular em resultado de anomalias gravitacionais.

"O padrão retangular das anomalias gravitacionais foi completamente inesperado," afirma Jeff Andrews-Hanna, co-ipesquisador da GRAIL na Colorado School of Mines em Golden, EUA, e autor principal do estudo. "Usando os gradientes nos dados de gravidade para revelar o padrão retangular das anomalias, podemos agora ver claramente e completamente as estruturas que eram apenas sugeridas por observações à superfície."

O padrão retangular, com os seus cantos angulares e lados retos, contradiz a teoria de que Procellarum é uma antiga bacia de impacto, pois tal impacto criaria uma bacia circular. Em vez disso, a nova pesquisa sugere que processos por baixo da superfície da Lua dominaram a evolução desta região.

Ao longo do tempo, a região esfriou e contraiu, afastando-se dos seus arredores e criando fraturas parecidas às fissuras que se formam na lama quando seca, mas numa escala muito maior.

O estudo também observou uma semelhança surpreendente entre o padrão retangular das estruturas na Lua e aquelas que rodeiam a região polar sul da lua gelada de Saturno, Encélado. Ambos os padrões parecem estar relacionados com processos vulcânicos e tectônicos que operam nos seus respectivos mundos.

"Os nossos dados de gravidade estão abrindo um novo capítulo na história lunar, durante o qual a Lua era um lugar mais dinâmico do que o sugerido pela paisagem craterada que é visível a olho nu," afirma Andrews-Hanna. "São necessários mais estudos para compreender a causa deste padrão recém-descoberto de anomalias de gravidade, e as implicações para a história da Lua."

Lançadas como GRAIL A e GRAIL B em Setembro de 2011, as duas sondas, rebatizadas Ebb e Flow, operaram numa órbita quase circular perto dos pólos da Lua a uma altitude de aproximadamente 55 km até ao fim da missão em Dezembro de 2012. A distância entre as sondas gêmeas mudou ligeiramente quando sobrevoaram áreas de maior e menor gravidade provocadas por características visíveis, como montanhas e crateras, e por massas escondidas por baixo da superfície lunar.

As sondas gêmeas voaram numa órbita quase circular até ao final da missão no dia 17 de Dezembro de 2012, quando foram intencionalmente enviadas para a superfície da Lua. A NASA mais tarde designou o local de impacto em honra à falecida astronauta Sally K. Ride, a primeira mulher americana no espaço e que pertenceu à equipe da missão GRAIL.

A missão principal e a missão estendida das sondas GRAIL gerou o mapa de gravidade com a mais alta-resolução já obtida de um corpo celeste. O mapa irá proporcionar uma melhor compreensão de como a Terra e os outros planetas rochosos no Sistema Solar se formaram e evoluíram.

Os resultados foram publicados na edição online da revista Nature.

Fonte: NASA

A Nebulosa da Bolha

Soprada pelos ventos de uma estrela massiva, esta aparição interestelar tem uma forma surpreendentemente familiar.

© Bernard Michaud (Nebulosa da Bolha)

Catalogada como NGC 7635, ela também é conhecida simplesmente como a Nebulosa da Bolha. Embora pareça delicada, a bolha de 10 anos-luz de diâmetro mostra evidências de violentos processos em seu interior. Abaixo e à esquerda do centro da Bolha está uma estrela quente tipo O, várias centenas de milhares de vezes mais luminosa e aproximadamente 45 vezes mais massiva do que o Sol. Um feroz vento estelar e intensa radiação vinda da estrela sopraram a estrutura de gás brilhante contra o material mais denso de uma nuvem molecular circundante. A intrigante Nebulosa da Bolha está a cerca de 11.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Cassiopeia. Esta visão tentadora da bolha cósmica é composta a partir de dados de imagem de banda estreita, registrando a emissão dos átomos de hidrogênio e oxigênio ionizados da região composta de estrelas de aparência natural. Uma palheta de falsas cores do Hubble foi utilizada para criar esta imagem nítida e mostra emissões de átomos de enxofre, hidrogênio e oxigênio em tons de vermelho, verde e azul.

Fonte: NASA

Patos selvagens levantam voo em aglomerado aberto

O instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, obteve esta bela imagem salpicada de estrelas azuis de um dos aglomerados abertos mais ricos em estrelas que se conhece atualmente, o Messier 11 (M11), também conhecido por NGC 6705 ou Aglomerado do Pato Selvagem.

© ESO (Aglomerado do Pato Selvagem)

Este nome alternativo e evocativo para o NGC 6705, Aglomerado do Pato Selvagem, teve origem no século XIX. Quando se observa este aglomerado através de um pequeno telescópio vemos as estrelas mais brilhantes formando o padrão de um triângulo aberto no céu, que se assemelha a patos voando em formação.

O M11 é um aglomerado aberto, ou aglomerado galáctico como é algumas vezes referido, situado a cerca de 6.000 anos-luz de distância na constelação do Escudo. Foi inicialmente descoberto pelo astrônomo alemão Gottfried Kirch no Observatório de Berlim em 1681, que o observou através do telescópio apenas como uma mancha difusa. Só em 1733 é que esta "mancha" foi pela primeira vez vista com estrelas separadas pelo Reverendo William Derham da Inglaterra, tendo Charles Messier adicionado este aglomerado ao seu famoso catálogo em 1764.
Messier era um caçador de cometas e resolveu compilar um catálogo que o ajudasse a não confundir os cometas que pretendia descobrir e observar com outros objetos fixos e difusos (por exemplo, objetos que conhecemos hoje como sendo aglomerados, galáxias e nebulosas). Com estes objetos devidamente anotados e catalogados, evitava observá-los de modo acidental, não os confundindo assim com possíveis novos cometas. Este aglomerado estelar foi catalogado como o décimo primeiro de tais objetos, daí o nome Messier 11.
Os aglomerado abertos encontram-se tipicamente nos braços em espiral das galáxias espirais ou em regiões densas de galáxias irregulares, onde a formação estelar ainda acontece. O M11 é um dos aglomerados abertos mais compactos e ricos em estrelas, com uma dimensão de quase 20 anos-luz e acolhendo cerca de 3.000 estrelas. Os aglomerados abertos diferem dos aglomerados globulares, que tendem a ser muito densos, fortemente ligados pela gravidade e contêm centenas de milhares de estrelas muito velhas, algumas quase tão velhas como o próprio Universo.
Estudar os aglomerados abertos é uma boa maneira de testar as teorias de evolução estelar, uma vez que as estrelas aí contidas se formam a partir da mesma nuvem inicial de gás e poeira, consequentemente são muito parecidas umas com as outras, têm todas aproximadamente a mesma idade, composição química e encontram-se todas à mesma distância da Terra. No entanto, cada estrela no aglomerado tem uma massa determinada, com as estrelas mais massivas evoluindo muito mais depressa do que as de menor massa, uma vez que gastam todo o seu hidrogênio em muito menos tempo.
Deste modo, comparações diretas entre os diferentes estágios de evolução podem ser feitas num mesmo aglomerado: por exemplo, será que uma estrela com 10 milhões de anos e com a mesma massa que o Sol evoluirá de maneira diferente de uma outra estrela com a mesma idade mas com metade da massa? Assim, os aglomerados abertos propiciam aos astrônomos as “condições laboratoriais” mais favoráveis.
Uma vez que as estrelas no âmago dos aglomerados abertos estão pouco ligadas entre si, cada estrela é mais suscetível de ser ejetada para fora do grupo principal devido ao efeito da gravidade de objetos celestes vizinhos. O NGC 6705 tem já pelo menos 250 milhões de anos de idade, por isso é provável que dentro de mais alguns milhões de anos esta formação de “Patos Selvagens” se disperse, separando-se o aglomerado e desaparecendo no meio circundante.

Fonte: ESO

Sinais de formação de sistema planetário em torno de estrela

Os planetas formam-se a partir de discos de gás e poeira que orbitam estrelas jovens.

© ESO/L. Calçada (ilustração de um disco protoplanetário)

Assim que a "semente" do planeta, composta por um pequeno agregado de poeira, é formada, continua a recolher material e esculpe uma cavidade ou lacuna no disco ao longo do seu percurso orbital.

Esta fase de transição entre o disco original e o sistema planetário, difícil de estudar e ainda muito pouco conhecida, é precisamente o que foi observado na estrela HD169142.

"Embora nos últimos anos tenham sido descobertos mais de 1.700 exoplanetas, poucos foram observados diretamente, e até o momento nunca tínhamos sido capazes de captar uma imagem inequívoca de um planeta ainda em formação," afirma Mayra Osorio, pesquisadora do Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC), autora principal de um dos artigos. "Em HD 169142 podemos na verdade estar vendo estas sementes de gás e poeira que mais tarde se transformarão em planetas."

A HD169142 é uma estrela jovem com duas vezes a massa do Sol e cujo disco se estende até 250 UA (1 UA, ou unidade astronômica, é uma unidade equivalente à distância entre a Terra e o Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros). O sistema encontra-se numa orientação ótima para o estudo da formação planetária porque é visto de face.

O primeiro artigo explora o disco de HD169142 com o radiotelescópio VLA (Very Large Array), que pode detectar grãos de poeira com centímetros de tamanho. Os resultados, combinados com dados infravermelhos que traçam a presença de poeira microscópica, revelam duas lacunas no disco, uma na região interior (entre 0,7 e 20 UA) e outra mais distante e menos desenvolvida entre 30 e 70 UA.

© VLA/VLT (imagem do disco de poeira ao redor da estrela HD 169142)

Imagem acima no comprimento de onda dos 7 mm mostra o disco de poeira ao redor da estrela HD 169142 com o VLA (Very Large Array). As posições dos candidatos a protoplanetas estão marcadas com os sinais de "+". A seção ampliada no canto superior direito mostra, à mesma escala, a brilhante fonte infravermelha na cavidade interior do disco, como observado pelo VLT no comprimento de onda de 3,8 micrômetros.

"Esta estrutura já sugeriu que o disco está sendo modificado por dois planetas ou objetos sub-estelares mas, adicionalmente, os dados de rádio revelam a existência de um aglomerado de material dentro da abertura exterior, localizado aproximadamente à distância da órbita de Netuno, que aponta para a existência de um planeta em formação," comenta Osorio.

O segundo estudo focou-se na busca de fontes infravermelhas nas lacunas do disco, usando o VLT (Very Large Telescope). Encontraram um sinal brilhante na abertura interna, que poderá corresponder a um planeta em formação ou a uma jovem anã branca (uma espécie de estrela falhada que nunca chegou a ter massa suficiente para iniciar as reações nucleares características das estrelas).

Os dados infravermelhos, no entanto, não reforçaram a presença de um objeto na abertura exterior como as observações no rádio sugeriram. Esta não-detecção pode ser devida a limitações técnicas: os cientistas calcularam que um objeto com uma massa entre 0,1 e 18 vezes a massa de Júpiter, rodeado por um invólucro frio, pode muito bem permanecer por detectar no comprimento de onda observado.

"Em observações futuras seremos capazes de verificar se o disco alberga um ou dois objetos. Em qualquer caso, a HD 169142 permanece um objeto promissor pois é um dos poucos discos de transição conhecidos e está nos revelando o ambiente onde os planetas se formam," conclui Osorio.

A pesquisa é discutida em dois artigos publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica da Andaluzia