A fragmentação de asteroides pequenos

Conhecem-se centenas de milhares de asteroides que orbitam o nosso Sol a distâncias que variam entre perto da Terra e para além de Saturno.

© NASA/JHUAPLNEAR (asteroide Eros)

Esta imagem, captada pela missão NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) da NASA em 2000, mostra o asteroide Eros, que tem uma órbita que o aproxima relativamente perto da Terra. Um novo artigo científico argumenta que a maior causa da fragmentação de asteroides pequenos, com aproximadamente 100 metros de diâmetro, não são as colisões com outros asteroides, mas a rápida rotação induzida por radiação.

A coleção mais conhecida de asteroides, o cinturão principal, contém alguns dos maiores e mais brilhantes e encontra-se entre as órbitas de Marte e de Júpiter. Os astrônomos pensam que os asteroides, tal como os planetas, formaram-se no início do Sistema Solar a partir da aglomeração gradual de partículas mais pequenas mas que, no caso dos asteroides, o seu crescimento foi interrompido por colisões mútuas que os fragmentou em vez de se juntarem em planetas. Esta é uma hipótese que os astrônomos estão tentando testar através da obtenção de novos dados.

A NASA está atualmente planejando uma missão de redirecionamento de um asteroide como parte do próximo empreendimento espacial humano da agência. Compreender as origens dos tamanhos dos asteroides e identificar um ideal são metas cruciais da NASA.

A taxa de descoberta de asteroides e cometas tem aumentado nos últimos anos graças às novas tecnologias dos detetores. O Sistema Solar é hoje visto como um local muito ativo e repleto de pequenos corpos em evolução (incluindo asteroides) cujas órbitas e tamanhos são moldados pelas interações gravitacionais com os planetas gigantes, mas também por outras forças como colisões e efeitos de radiação. Os efeitos de radiação incluem a evaporação de água gelada ou outros elementos voláteis, expansão térmica diferencial e pressão de radiação, e são críticos para abordar a questão dos tamanhos dos asteroides. Tendo em conta que os asteroides têm formas irregulares, a pressão da luz solar também pode afetar a sua própria radiação para o exterior (dirigida de forma desigual) e fazer com que girem. Quando a rotação é rápida o suficiente, podem quebrar-se.

A "rutura catastrófica" é definida como a quebra de um asteroide em fragmentos menores, cada com metade da massa original. Tradicionalmente, pensava-se que os asteroides pequenos eram criados por colisões entre um corpo principal e um projétil mais pequeno, mas estes eventos parecem ser muito raros, tanto a partir de observações como de modelos novos. Foi recentemente dada uma atenção renovada aos mecanismos de quebra não-colisionais, como os efeitos de radiação, especialmente para asteroides com tamanhos inferiores a algumas centenas de metros.

Tim Spahr, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, e colegas, concluíram um novo conjunto de cálculos para rupturas catastróficas de asteroides no cinturão principal, com base nos resultados de novos estudos de asteroides tênues. Descobriram que para asteroides com aproximadamente cem metros em diâmetro, as colisões não são a principal causa das fragmentações, mas sim uma rotação rápida. E dado que a taxa de colisões depende dos números e tamanhos dos objetos, mas a rotação não, os seus resultados estão em forte discordância com os modelos anteriores de asteroides pequenos criados por colisões.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

No coração de Órion

Perto do centro deste retrato cósmico nítido, no coração da Nebulosa de Órion, estão quatro estrelas quentes e maciças conhecidas como Trapézio.

© László Francsics (Trapézio em Órion)

Fortemente reunidas dentro de uma região com raio de cerca de 1,5 anos-luz, elas dominam o núcleo denso do aglomerado estelar na Nebulosa de Órion. A radiação ultravioleta ionizante das estrelas do Trapézio, principalmente a partir da sua estrela mais brilhante Theta-1 Orionis C, alimenta todo o brilho visível na região do complexo de formação estelar.

Com cerca de três milhões de anos, o aglomerado na Nebulosa de Órion estava ainda mais compacto em seus anos de juventude, e um estudo da sua dinâmica indica que colisões de estrelas em fuga com idade precoce podem ter formado um buraco negro com mais de 100 vezes a massa do Sol. A presença de um buraco negro dentro do aglomerado poderia explicar as altas velocidades observadas das estrelas do Trapézio.

A distância de cerca de 1.500 anos-luz da Nebulosa de Órion tornaria este buraco negro o mais próximo conhecido do planeta Terra.

Fonte: NASA

O remanescente de supernova da Vela

O plano da nossa Via Láctea atravessa esta paisagem celeste bela e complexa.

© Wolfgang Leitner (remanescente de supernova da Vela)

A borda noroeste desta imagem telescópica da constelação da Vela tem mais de 10 graus de largura, centrado nos filamentos mais brilhantes do remanescente de supernova da Vela, uma nuvem de detritos em expansão a partir da explosão da morte de uma estrela maciça.

A luz da explosão de supernova que criou o remanescente da Vela alcançou a Terra cerca de 11.000 anos atrás. Além dos filamentos de gás brilhante se chocando, a catástrofe cósmica também deixou para trás um núcleo estelar em rotação incrivelmente denso, o Pulsar da Vela. A cerca de 800 anos-luz de distância, o remanescente da Vela está provavelmente incorporado em um remanescente de supernova maior e mais velho, a Nebulosa de Gum.

Fonte: NASA

O cometa Lovejoy diante de um aglomerado globular

O cometa Lovejoy tornou-se visível a olho nu em locais de céu muito limpo e escuro.

© Dieter Willasch (cometa Lovejoy)

O cometa C/2014 Q2 Lovejoy foi captado no dia 28 de dezembro de 2014 brilhando na 5ª magnitude e passando quase em frente ao M79, o aglomerado globular de estrelas visível como o ponto brilhante ligeiramente acima e à esquerda da coma verde do cometa. O núcleo do cometa Lovejoy é um iceberg sujo gigante que está espalhando o gás numa cauda de íons longa e intrincada, que se estende através da imagem, uma vez que se aproxima do Sol. Na parte superior da imagem também está a galáxia espiral NGC 1886, vista com magnitude 12,7.

Este astro foi o 5º cometa descoberto pelo astrônomo amador australiano Terry Lovejoy no dia 17 de agosto de 2014, quando o objeto estava com magnitude 14,8. O objeto foi confirmado algumas horas depois pelo astrônomo brasileiro Cristovão Jacques, a partir do observatório SONEAR, localizado em Oliveira (Minas Gerais, Brasil). O cometa C/2014 Q2 Lovejoy é de longo período, antes de entrar na região planetária, ele completava uma volta ao redor do Sol em 11.500 anos, mas quando deixar esta região seu período orbital ficará ligeiramente mais curto, com tempo estimado em 8.000 anos.

Para ver o cometa, basta observá-lo mais de uma hora depois do pôr do Sol e procurar uma mancha difusa à direita do cinturão de Órion. Com o auxílio de binóculos (7x50 ou 10x50) e um mapa celeste, tais como, Stellarium ou Cartes du Ciel, podem ajudar. Através de instrumentos, o cometa se parece com um ponto esverdeado, coloração essa causada pela presença abundante de cianogênio CN e carbono biatômico C2, que quando submetidos à luz solar emitem luz verde no comprimento de onda em torno de 550 nanômetros.

É esperado que o cometa se torne ainda mais fácil de ser detectado para os observadores do norte durante o mês de janeiro, à medida que aparece mais cedo e, esperançosamente, continue a ficar mais brilhante. Visto da região sudeste, pode ser encontrado no quadrante sudeste a cerca de 40º de elevação. Com o passar das horas, o movimento da Terra faz o objeto subir e caminhar em direção ao quadrante sul onde as 2:00 hs atinge seu ponto máximo de altura, a 75º de elevação, nas coordenadas celestes 06h44m16s e -39h40m23s.

Seu máximo brilho deve alcançar a 4ª magnitude na primeira semana de janeiro. No dia 7 de janeiro deverá atingir o ponto de maior aproximação da Terra, quando estará a apenas 70,2 milhões de quilômetros de distância. No dia 9 de janeiro cruzará o equador celeste e se tornará um objeto mais favorável a ser visto no hemisfério norte, mas ainda poderá ser observado até o final de janeiro, quando estará se aproximando da estrela gama de Andrômeda. O seu periélio ocorrerá no dia 30 de janeiro de 2014, quando estará a cerca de 192 milhões de quilômetros do Sol.

Fonte: NASA

A Terra poderá ser atingida por explosão estelar?

Quando pensamos sobre ameaças “existenciais”, eventos com o potencial de destruir a vida de todos os seres da Terra, a maioria das possibilidades está em nosso próprio planeta: mudanças climáticas, pandemias globais e guerra atômica.

© Hubble (sistema estelar Eta Carinae)

Lançando um olhar paranoico para os céus, normalmente pensamos em impactos de asteroides ou talvez algum disparo perigosamente massivo de nosso Sol.
Mas se você acreditar em tudo que lê nas fronteiras da Internet, pode achar que a ameaça celestial mais aterrorizante não é apenas extraterrestre, mas também extrassolar. A cerca de 7.500 anos-luz de distância, na constelação de Carina, uma estrela chamada de Eta Carinae, pelo menos cem vezes mais massiva que nosso Sol, está se aproximando do ponto em que explodirá como supernova. De maneira simples, a Eta Carinae é um supermassivo barril de pólvora estelar com o pavio quase no fim. De fato, ela já pode ter chegado ao fim, e a luz que carrega as notícias de sua morte cataclísmica poderia estar vindo em nossa direção agora mesmo. Existem dois conjuntos gerais de opiniões sobre o que aconteceria após a chegada desse funeral luminoso, seja amanhã ou daqui a dezenas de milhares de anos.
A primeira opinião, defendida por vários alarmistas online sustenta que haveria uma extinção global em massa. Essa ideia se baseia em temores de que a supernova de Eta Carinae possa liberar enorme quantidade de raios gama (ERG), uma das explosões mais potentes do Universo. Quando uma estrela muito massiva morre em uma supernova, seu núcleo colapsa sobre si mesmo, normalmente formando um resquício estelar, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Se o núcleo estiver girando em alta velocidade, o resquício estelar girará ainda mais rápido, acumulando um disco de material ao seu redor girando quase à velocidade da luz. Por meio de processos que ainda não compreendemos completamente, esse disco giratório muito aquecido e magnetizado forma um par de jatos, como feixes de um farol marítimo, que são lançados de seus polos a velocidades relativísticas. A emissão altamente concentrada, extremamente energética desses jatos é o que vemos como uma ERG.
Com o passar dos anos, ERGs foram propostas como uma das razões para nossa aparente solidão no Universo; mais cedo ou mais tarde, afirma a teoria, todos os planetas habitados serão atingidos por uma ERG, o que praticamente aniquilaria qualquer biosfera.
Alguns pesquisadores especulam que uma dessas explosões pode já ter atingido a Terra, no final do período Ordoviciano há quase 450 milhões de anos. Seja qual for esse evento do passado, estima-se que ele tenha conseguido exterminar mais de 80% de todas as espécies vivas daquela época. Pode ser que muito mais ERGs tenham atingido nosso planeta no início de sua vida, limitando o surgimento da biosfera terrestre até que sua prevalência cósmica tenha caído abaixo de um limiar crítico.
De acordo com uma plausível hipótese de acontecer o pior, um impacto direto provocado por uma ERG extremamente potente gerada por Eta Carinae poderia devastar nosso planeta de uma maneira semelhante a uma guerra termonuclear total, mas muito pior.
Durante vários segundos calcinantes, o hemisfério planetário mais distante da estrela seria banhado em intensa radiação de alta frequência. Os céus ficariam cheios de uma luz muito mais brilhante que a do Sol, brilhante o suficiente para iniciar enormes incêndios em metade do globo. Essa energética explosão de luz iniciaria chuvas atmosféricas de partículas subatômicas radioativas altamente penetrantes chamadas de múons, que desceriam dos céus para envenenar a vida na superfície e em partes do subterrâneo e dos oceanos.
Nem mesmo o lado mais distante do planeta em relação a Eta Carinae seria poupado, já que a intensa energia da ERG destruiria toda a camada de ozônio enquanto enviaria super tempestades destruidoras pelo planeta. Depois disso, céus negros, cheios de fuligem, lançariam torrentes de chuva ácida, que limpariam tudo apenas para banhar a superfície com a perigosa radiação ultravioleta. Literalmente em um segundo, a Terra se transformaria em um necrotério, e a biosfera estilhaçada precisaria de milhões de anos para se recuperar.
A segunda opinião, sustentada pela maioria dos astrofísicos, é que Eta Carinae sequer produzirá uma ERG; e, se o fizer, ela não atingirá a Terra. E mesmo em um cenário onde nosso planeta realmente se encontre na mira de uma ERG oriunda de Eta Carinae, se a explosão tivesse intensidade média, sua luz estaria muito atenuada depois de cruzar 7.500 anos-luz para prejudicar seriamente a biosfera. Nesse cenário, o fim de Eta Carinae se manifestaria com relativa modéstia: o brilho da estrela se aproximaria da luminosidade da lua cheia antes de desaparecer gradualmente no céu.
Para compreender como essa profunda divergência de opiniões precisamos saber mais sobre Eta Carinae. Desde que foi catalogada por Edmond Halley, em 1677, o brilho da estrela já apresentou enormes flutuações, atingindo seu pico em 1843 para se tornar a segunda estrela mais brilhante no céu durante quase duas décadas.
Atualmente, astrônomos consideram esse evento como sendo um “impostor de supernova”, em vez de explodir, a estrela talvez tenha ejetado 10% de sua massa total na forma de duas imensas nuvens de gás e poeira, que atualmente são conhecidas como Nebulosa do Homúnculo. Resquícios brilhantes de eventos ainda mais antigos de quase-morte ainda cercam a estrela. Se vista hoje através de um grande telescópio, Eta Carinae fica um pouco parecida com um amendoim sendo assado no fogo.
Eta Carinae brilha com tanta intensidade que está erodindo a si mesma, gerando uma pressão radioativa externa tão intensa que quase neutraliza a atração gravitacional o que permite o lento desprendimento de suas camadas mais externas em poderosos ventos estelares. Nas profundezas da estrela, abaixo de uma espessa camada de hidrogênio, reações de fusão estão “queimando” vários combustíveis nucleares em camadas semelhantes àquelas encontradas no interior de uma cebola. As explosões e pulsações anteriores de Eta Carinae provavelmente estão ligadas a instabilidades entre suas camadas interiores, criadas quando ela esgotou um combustível nuclear e começou a queimar outro.
Alex Filippenko, astrofísico da University of California, Berkeley, explica que a massiva cobertura de hidrogênio e os fortes ventos estelares de Eta Carinae reduzem a probabilidade de a estrela produzir uma ERG. “Uma espessa camada de hidrogênio torna difícil que um jato relativístico escape da estrela”, explica Filippenko. “Mas se a Eta Carinae não explodir dentro de um longo tempo, ela teria chance de se livrar da camada externa, e provavelmente se transformaria em uma ERG”. Mas ele também adiciona que, uma vez que a camada tenha desaparecido, a força dos ventos estelares provavelmente aumentaria, dissipando grande parte do momento angular que seria necessário para produzir uma ERG quando o núcleo de Eta Carinae colapsasse. “Tudo isso torna uma ERG menos provável, mas não impossível”, observa Filippenko. “E mesmo que ela consiga se livrar de sua camada de hidrogênio antes de explodir e não se transforme em uma ERG, Eta Carinae provavelmente não está apontando para aqui no momento”.
Os lóbulos gêmeos da Nebulosa do Homúnculo estão afastados de nós em um ângulo de aproximadamente 40 graus, e Filippenko explica que uma ERG emergindo do eixo polar de uma estrela em colapso teria uma dispersão de apenas 10 graus ou menos. Assim, se a Nebulosa do Homúnculo estiver alinhada com o eixo polar de Eta Carinae, uma ERG vinda de lá se desviaria de nosso Sistema Solar por uma grande margem.
Infelizmente, existe um grande complicador nisso tudo: em 2005, foi descoberto que Eta Carinae é um sistema binário. Sua companheira é relativamente pequena, com “apenas” 30 vezes a massa de nosso Sol, e fica em uma órbita de aproximadamente cinco anos ao redor da estrela que tem 100 massas solares.
Se a órbita da pequena companheira não estiver alinhada com o eixo rotacional da estrela mais massiva, então a Nebulosa do Homúnculo pode não estar alinhada com os polos da estrela massiva. E é possível que as interações gravitacionais entre as duas estrelas, ou com outra estrela que estivesse de passagem, pudessem alterar a orientação do eixo da estrela mais massiva, sendo capazes de virá-la em nossa direção. Finalmente, a presença da estrela companheira também poderia alterar a evolução da estrela mais massiva, lançando mais incerteza no tempo e na mecânica de qualquer possível supernova.
Quando somadas, todas essas variáveis são, em grande parte, o motivo de Eta Carinae ser um problema mais intrigante atualmente segundo Stan Woosley, astrofísico da University of California, Santa Cruz, que se especializa em modelar a evolução e morte de estrelas. “Ninguém sabe o que está acontecendo lá fora... Ela poderia morrer amanhã ou daqui a muito tempo”.
Parte do que acontecerá a seguir depende do atual combustível nuclear dominante no interior de Eta Carinae. Se ela estiver fundindo elementos como oxigênio ou carbono dentro, ou nas proximidades, de seu núcleo, ela pode ter apenas alguns anos de vida, no máximo séculos, e poderia ejetar sua cobertura externa de hidrogênio em breve. Se, em vez disso, seu núcleo estiver fundindo hélio, a estrela ainda poderia brilhar durante centenas de milhares de anos. Por outro lado, a fusão de hélio poderia fazer com que Eta Carinae inchasse como um balão e se tornasse uma estrela supergigante. Nesse caso, sua companheira estelar poderia ser engolida e destruir sua camada externa de hidrogênio, acelerando a morte explosiva da supergigante. 
Depois que a estrela morrer, explica Woosley, seu núcleo provavelmente colapsará para formar um buraco negro, ainda que com uma rotação muito lenta para formar um disco relativístico e uma ERG. Sem a criação desse disco, a morte da Eta Carinae poderia ser “bem pouco espetacular”, fracassando até mesmo em produzir uma supernova, já que os resquícios da estrela simplesmente escapariam para trás do horizonte de eventos do buraco negro.
“Às vezes eu me pergunto se Eta Carinae já se foi”, conclui Woosley. “Mas as pessoas me dizem que ainda conseguem vê-la”.

Fonte: Scientific American

A nova vizinha da Via Láctea

A Via Láctea, a galáxia onde vivemos, faz parte de um aglomerado de mais de 50 galáxias chamado "Grupo Local", uma colecção que inclui a famosa Galáxia de Andrômeda e muitos outros objetos bem mais pequenos. Agora, uma equipe russo-americana encontrou uma galáxia anã, pequena e isolada, a quase 7 milhões de anos-luz de distância.

© D. Makarov (KKs 3)

A imagem negativa acima mostra a galáxia anã, obtida pelo instrumento ACS do Hubble. O núcleo da galáxia é a mancha escura da direita, no topo central da imagem. As suas estrelas estão espalhadas por uma grande seção ao seu redor (a mancha da esquerda é um aglomerado globular mais próximo, não associado com a Via Láctea, mas com a galáxia anã).

A equipe, liderada pelo professor Igor Karachentsev do Observatório Astrofísico Espacial em Karachai-Cherkessia, Rússia, encontrou a galáxia nova, chamada KKs 3, graças ao instrumento ACS (Advanced Camera for Surveys) do telescópio espacial Hubble. A KKs 3 está localizada no céu do Hemisfério Sul, na direção da constelação de Hydrus (ou Hidra Macho) e as suas estrelas totalizam apenas um décimo de milésimo da massa da Via Láctea.

A KKs 3 é uma galáxia "anã esferoidal" (dSph), sem características como os braços espirais da nossa Galáxia. Estes sistemas também têm uma ausência de matérias-primas (gás e poeira) necessárias para a formação de novas gerações de estrelas, deixando para trás relíquias mais velhas e fracas. Em quase todos os casos, esta matéria-prima parece ter sido retirada por galáxias maiores e próximas como Andrômeda, por isso a maioria dos objetos dSph encontram-se perto de companheiras muito maiores.

Objetos desta classe, mas isolados, podem ter-se formado de uma maneira diferente. Uma possibilidade é que tiveram um surto inicial de formação estelar, que esgotou os recursos disponíveis de gás. Os astrônomos estão particularmente interessados em encontrar objetos dSph para compreender a formação galáctica no Universo em geral e até o Hubble tem dificuldade em ver estes objetos para além do Grupo Local. A ausência de nuvens de hidrogênio gasoso nas nebulosas também as torna difíceis de descobrir em pesquisas, por isso os cientistas tentam descobrir galáxias deste gênero escolhendo e observando estrelas individuais.

Por essa razão, apenas se encontrou uma outra galáxia anã esferoidal isolada no Grupo Local, a KKR25, uma descoberta feita pelo mesmo grupo em 1999.

O membro da equipe, prof. Dimitry Makarov, do mesmo observatório russo, comentou: "Encontrar objetos como a KKs 3 requer muito trabalho meticuloso, até mesmo com observatórios como o telescópio espacial Hubble. Mas com persistência, estamos lentamente construindo um mapa da nossa vizinhança local, que acaba por ser menos vazia do que conhecemos. Pode ser que exista por aí um grande número de galáxias anãs esferoidais, algo que teria consequências profundas para as nossas ideias sobre a evolução do cosmos."

A equipe vai continuar procurando mais galáxias dSph, uma tarefa que se tornará um pouco mais fácil nos próximos anos, assim que instrumentos como o telescópio espacial James Webb e o E-ELT (European Extremely Large Telescope) entrem em funcionamento.

Os resultados da descoberta aparecem no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

A dupla de Cetus: M77 e NGC 1055

Na parte superior direita da imagem abaixo, está a grande galáxia espiral NGC 1055, já na parte inferior esquerda pode-se ver a galáxia espiral Messier 77.

© Dieter Willasch (M77 e NGC 1055)

Essa imagem nítida foi feita com um telescópio apontado para a constelação de Cetus. A aparência estreita e empoeirada da NGC 1055, vista de lado, se contrasta fortemente com a visão de frente do núcleo brilhante e dos braços espirais da M77. Ambas as galáxias tem mais de 100.000 anos-luz de diâmetro, além disso, essas galáxias são os membros dominantes de um pequeno grupo de galáxias localizado a mais de 60 milhões de anos-luz de distância. Na distância estimada, a M77 é um dos objetos mais remotos do catálogo de Charles Messier e está separada de sua companheira, a NGC 1055 por, no mínimo 500.000 anos-luz. O campo de visão da imagem acima é equivalente ao tamanho da Lua Cheia no céu, e inclui as coloridas estrelas da Via Láctea em primeiro plano, mostrando seus picos de difração, juntamente com galáxias mais distantes no plano de fundo.

Fonte: NASA

Nova missão do Kepler descobre primeiro exoplaneta

O caçador de planetas da NASA, Kepler, regressou à atividade com a descoberta do primeiro exoplaneta durante a sua nova missão (K2).

© CfA/David Aguilar (ilustração do novo exoplaneta)

A descoberta foi feita quando os astrônomos e engenheiros desenvolveram uma forma engenhosa de redirecionar o Kepler para a missão K2 e continuar a sua busca por outros mundos no cosmos.

"No Verão passado, a possibilidade de uma missão científica produtiva para o Kepler, após a falha na roda de reação durante a sua missão estendida, não fazia parte da conversa," afirma Paul Hertz, diretor da divisão de astrofísica da NASA na sede da agência em Washington. "Hoje, graças a uma ideia inovadora e a muito trabalho duro pela equipa da NASA e da Ball Aerospace, o Kepler pode muito bem fornecer os primeiros candidatos para estudos de acompanhamento do telescópio espacial James Webb, a fim de caracterizar as atmosferas de mundos distantes e procurar sinais de vida."

O pesquisador principal Andrew Vanderburg, estudante de pós-graduação do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA) em Cambridge, analisou dados disponíveis publicamente e recolhidos pelo telescópio durante um teste da missão K2 em Fevereiro de 2014. A descoberta foi confirmada com medições obtidas pelo espectrógrafo HARPS-Norte do telescópio Nazionale Galileo nas Ilhas Canárias, que captou a oscilação da estrela provocada pela força gravitacional do planeta na sua órbita.

O planeta recém-confirmado, HIP 116454b, tem 2,5 vezes o diâmetro da Terra e segue uma órbita íntima de nove dias ao redor de uma estrela mais pequena e fria que o nosso Sol, o que torna o planeta demasiado quente para a vida como a conhecemos. HIP 116454b e a sua estrela estão localizados a 180 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Peixes.

A câmara a bordo do Kepler detecta planetas procurando trânsitos, quando uma estrela distante diminui ligeiramente de brilho devido à passagem de um planeta, a partir da perspectiva da Terra. Quanto mais pequeno o planeta, mais fraca a diminuição de brilho, por isso as medições têm que ser primorosamente precisas. Para atingir essa precisão, o telescópio tem que manter-se constantemente apontado ao objeto de estudo. Em Maio de 2013, a coleta de dados durante a missão principal estendida do Kepler chegou ao fim com a avaria da segunda das quatro rodas de reação, que são usadas para estabilizar o telescópio.

Em vez de desistirem do Kepler, uma equipe de cientistas e engenheiros elaborou uma estratégia engenhosa de usar a pressão da luz solar como uma "roda de reação virtual" para ajudar a controlar o telescópio. A missão resultante, K2, promete não só continuar a caça exoplanetária do Kepler, mas também expandir a pesquisa para estrelas próximas e brilhantes que abrigam planetas e que podem ser estudadas em detalhe para melhor compreender a sua composição. A missão K2 também vai introduzir novas oportunidades para observar eaglomerados estelares, galáxias ativas e supernovas.

Planetas pequenos como HIP 116454b, em órbita de estrelas próximas e brilhantes, estão numa posição favorável para a missão K2, pois dão boas perspectivas para estudos de acompanhamento no solo com o objetivo de obter medições de massa. Usando as medições de tamanho do K2 e as medições da massa obtidas aqui na superfície da Terra, os astrônomos podem calcular a densidade de um planeta para determinar se é provavelmente um mundo rochoso, aquático ou gasoso.

"A missão Kepler mostrou-nos que planetas maiores que a Terra (em tamanho) e mais pequenos que Netuno são comuns na Galáxia, mas estão ausentes no nosso Sistema Solar," afirma Steve Howell, cientista do projeto Kepler no Centro de Pesquisa Ames da NASA. "A missão K2 está singularmente posicionada para refinar dramaticamente a nossa compreensão desses mundos alienígenas e definir melhor a fronteira entre mundos rochosos como a Terra e gigantes de gelo como Netuno."

Desde que a missão K2 começou oficialmente em Maio de 2014, observou mais de 35.000 estrelas e recolheu dados sobre enxames, regiões densas de formação estelar e vários objetos planetários dentro do nosso Sistema Solar. Está atualmente na sua terceira campanha.

Um artigo científico que explica esta descoberta foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

NuSTAR observa os raios X de alta energia do Sol

Pela primeira vez, uma missão desenhada para voltar seus olhos para buracos negros e outros objetos distantes do nosso Sistema Solar, observou algo aqui na nossa vizinhança, ou melhor ainda, fez imagens da nossa estrela.

© NuSTAR/SDO (feixe de raios X no Sol)

O Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) da NASA fez sua primeira imagem do Sol, produzindo o retrato mais sensível até hoje da nossa estrela em raios X de alta energia.

“O NuSTAR nos forneceu uma visão única do Sol, das partes mais profundas para as partes mais altas de sua atmosfera”, disse David Smith, um físico solar e membro da equipe do NuSTAR na Universidade da Califórnia em Santa Cruz.

Os cientistas solares pensaram pela primeira vez em usar o NuSTAR para estudar o Sol a cerca de sete anos atrás, depois que a construção e o desenvolvimento do telescópio já estava em andamento, só lembrando que o telescópio foi lançado em 2012. Smith contatou a principal pesquisadora, Fiona Harrison do Instituto de Tecnologia da Califónia, em Pasadena, que ficou muito interessada com a ideia, onde os flashes de raios X apagados previstos pelos teóricos só poderiam ser observados pelo NuSTAR.

Embora o Sol seja muito brilhante para outros telescópios como o observatório de raios X Chandra da NASA, o NuSTAR pode observar a nossa estrela de maneira segura sem correr o risco de danificar os seus detectores. O Sol não é tão brilhante assim em raios X de alta energia detectados pelo NuSTAR, um fator que depende da temperatura da atmosfera do Sol.

Essa primeira imagem solar feita pelo NuSTAR demonstra que o telescópio pode de fato obter dados sobre o Sol. E dá uma ideia sobre questões relativas às altas temperaturas que são encontradas sobre a manchas solares. Imagens futuras fornecerão dados ainda melhores já que o Sol caminha para a parte mais tranquila de seu ciclo.

Com a visão de alta energia do NuSTAR, ele tem potencial para capturar as chamadas e hipotéticas nanoflares, versões menores das gigantes flares solares que entram em erupção com partículas carregadas e com radiação de alta energia. As nanoflares, devem existir, e podem explicar porque a atmosfera externa do Sol, chamada de coroa, é tão quente, um mistério, chamado de problema do aquecimento coronal. A temperatura na coroa solar é em média de 1 milhão de graus Celsius, enquanto que a superfície do Sol, é relativamente mais baixa, 6.000 graus Celsius. É como se tivéssemos uma labareda saindo de um cubo de gelo. As nanoflares, em combinação com as flares podem ser a fonte desse calor intenso.

Se o NuSTAR puder registrar as nanoflares em ação, ele pode ajudar a resolver esse quebra-cabeça de décadas. Além disso, o observatório de raios X pode pesquisar pelas também hipotéticas partículas da matéria escura, chamada de áxions. Os áxions apareceriam como uma mancha de raios X, no centro do Sol. A matéria escura é cinco vezes mais abundante do que a matéria regular no Universo. Enquanto a matéria escura tem sido indiretamente detectada através da força gravitacional, sua composição permanece desconhecida.

Enquanto o Sol espera por futuras observações do NuSTAR, o telescópio continua com a sua busca galáctica, pesquisando buracos negros, supernovas e outros objetos extremos além do nosso Sistema Solar.

Fonte: NASA

IC 1795: A Nebulosa Cabeça de Peixe

Para alguns, esta nebulosa se parece com a cabeça de um peixe.

© Bill Snyder (IC 1795)

No entanto, este retrato cósmico colorido apresenta na realidade gás brilhante e nuvens obscuras de poeira em IC 1795, uma região de formação estelar na constelação de Cassiopeia.

As cores da nebulosa foram criadas pela adoção de paleta de cores falsas, como as usadas pelo Hubble, para mapear emissões em banda estreita dos átomos de oxigênio, hidrogênio e enxofre nas cores azul, verde e vermelho, e combina ainda os dados com imagens da região registradas através de filtros de banda larga.

Não muito longe no céu do famoso Aglomerado Duplo em Perseu, IC 1795 está localizado junto a IC 1805, a nebulosa do Coração, como parte de um complexo de regiões de formação de estrelas que se encontram à beira de uma grande nuvem molecular.

Localizado a pouco mais de 6.000 anos-luz de distância, o grande complexo de formação estelar se estende ao longo do braço espiral de Perseu da nossa Via Láctea. A essa distância, essa imagem abrange cerca de 70 anos-luz ao longo de IC 1795.

Fonte: NASA

O aglomerado de galáxias mais massivo do Universo distante

Um aglomerado de galáxias recém descoberto é o mais massivo já detectado com uma idade de 800 milhões de anos ou mais novo.

© Chandra/Subaru (XDCP J0044.0-2033)

Usando dados do Observatório de raios X Chandra da NASA, os astrônomos determinaram com precisão a massa e as propriedades desse aglomerado. Esse é um importante passo para se entender como os aglomerados de galáxias, as maiores estruturas do Universo, que ficam mantidos pela gravidade, evoluem com o tempo.

Uma imagem composta mostra o distante e massivo aglomerado de galáxias que é oficialmente conhecido como XDCP J0044.0-2033. Os pesquisadores o apelidaram de Gioiello, que em italiano, significa, joia. Eles escolheram esse nome pois uma imagem do aglomerado  contém muitas cores brilhantes, geradas pelo gás quente que emite raios X e por várias galáxias de formação de estrelas localizadas dentro do aglomerado. Também, ajudou para dar esse nome, o fato dos astrônomos terem começado a discutir pela primeira vez os dados do Chandra na Villa il Gioiello, uma vila do século 15 perto do Observatório de Arcetri, que foi a última residência do proeminente astrônomo italiano Galileu Galilei. Nessa nova imagem do aglomerado de galáxias Gioiello, os raios X obtidos pelo Chandra, são mostrados em roxo, os dados infravermelhos obtidos pelo telescópio espacial Herschel da ESA aparecem como grandes halos vermelhos ao redor de algumas galáxias, e os dados ópticos obtidos pelo telescópio Subaru em Mauna Kea, no Havaí, são apresentados nas cores vermelho, verde e azul.

Os astrônomos detectaram o Aglomerado Gioiello pela primeira vez, localizado a cerca de 9,6 bilhões de anos-luz de distância, usando o observatório XMM-Newton da ESA. Eles então aprovaram estudar o aglomerado com o Chandra em observações que foram equivalentes a mais de 4 dias. Essa é a mais profunda observação de raios X já feita de um aglomerado localizado a uma distância superior a 8 bilhões de anos-luz.

O período de observação longo, permitiu que os pesquisadores adquirissem dados de raios X suficientes do Chandra, de modo que quando combinados com modelos científicos pudessem fornecer o peso preciso do aglomerado. Assim, eles determinaram que o Aglomerado Gioiello contém uma massa 400 trilhões de vezes maior que a massa do Sol.

Anteriormente, os astrônomos tinham encontrado um enorme aglomerado de galáxias, conhecido como El Gordo e localizado a 7 bilhões de anos-luz de distância e alguns outros aglomerados grandes e distantes. De acordo com o melhor modelo atual, sobre como o Universo se desenvolveu, existe uma pequena chance de se encontrar aglomerados tão massivos quando o Gioiello e o El Gordo. As novas descobertas sugerem que existem problemas com essa teoria, e estão fazendo com que os astrônomos busquem por outros aglomerados massivos e distantes.

Fonte: NASA

As estrelas quentes e azuis de Messier 47

A imagem espetacular abaixo do aglomerado estelar Messier 47 (M47) foi obtida com a câmera Wide Field Imager, instalada no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla do ESO, no Chile.

© ESO (aglomerado estelar M47)

Apesar deste jovem aglomerado aberto ser dominado por estrelas azuis e brilhantes, contém também algumas estrelas gigantes vermelhas contrastantes.

O aglomerado estelar Messier 47 situa-se a aproximadamente 1.600 anos-luz de distância da Terra, na constelação da Popa (a ré do navio mitológico Argo). Foi observado pela primeira vez alguns anos antes de 1664 pelo astrônomo italiano Giovanni Battista Hodierna e descoberto mais tarde de forma independente por Charles Messier que, aparentemente, não tinha conhecimento da observação feita anteriormente por Hodierna.
Embora seja brilhante e fácil de observar, o M47 é um dos aglomerados abertos com menos população. São apenas visíveis cerca de 50 estrelas neste aglomerado, distribuídas numa região com uma dimensão de 12 anos-luz, isto comparado com objetos similares que podem conter milhares de estrelas.

O M47 nem sempre foi fácil de identificar. De fato, durante anos foi dado como desaparecido, já que Messier anotou as suas coordenadas de forma errada. O aglomerado foi posteriormente redescoberto, tendo-lhe sido atribuída outra designação de catálogo: NGC 2422. A certeza do erro de Messier e a conclusão firme de que M47 e NGC 2422 eram de fato o mesmo objeto apenas foi estabelecida em 1959 pelo astrônomo canadense T. F. Morris.
As cores azuis-esbranquiçadas brilhantes destas estrelas são indicativas da sua temperatura, com estrelas mais quentes apresentando a cor azul e as mais frias a vermelha. Esta relação entre cor, brilho e temperatura pode ser visualizada através da curva de Planck. No entanto, um estudo mais detalhado das cores das estrelas usando espectroscopia dá muita informação aos astrônomos, incluindo a sua velocidade de rotação e composição química. Vemos também na imagem algumas estrelas vermelhas brilhantes, ou seaja, tratam-se de estrelas gigantes vermelhas que se encontram numa fase mais avançada das suas curtas vidas do que as estrelas azuis menos massivas. Estas últimas duram portanto mais tempo.

O tempo de vida de uma estrela depende essencialmente da sua massa. As estrelas massivas, contendo muitas vezes a massa do Sol, têm vidas curtas medidas em milhões de anos. Por outro lado, as estrelas muito menos massivas podem continuar brilhando durante muitos bilhões de anos. Num aglomerado, as estrelas têm todas praticamente a mesma idade e possuem a mesma composição química inicial. Por isso, as estrelas massivas brilhantes evoluem mais depressa, tornam-se gigantes vermelhas e terminam as suas vidas, deixando as menos massivas e mais frias vivendo ainda por muitos e longos anos.

Por mero acaso, o M47 parece estar próximo no céu de outro aglomerado estelar contrastante, o M46. O M47 encontra-se relativamente perto de nós, a cerca de 1.500 anos-luz,  enquanto o M46 se situa a cerca de 5.500 anos-luz de distância e contém muito mais estrelas, pelo menos 500. Apesar de conter mais estrelas, este aglomerado apresenta-se significativamente mais tênue devido à maior distância a que se encontra da Terra.
O M46 poderia ser considerado o irmão mais velho do M47, com aproximadamente 300 milhões de anos comparado com os 78 milhões de anos deste último. Consequentemente, muitas das estrelas mais massivas e brilhantes do M46 viveram já as suas curtas vidas, não sendo visíveis, e por isso a maioria das estrelas que vivem no seio deste aglomerado mais velho são mais vermelhas e frias.

Fonte: ESO

Objetos do tamanho de Plutão levantam poeira em torno de estrela

Astrônomos usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) podem ter detectado as marcas empoeiradas de uma família inteira de objetos do tamanho de Plutão em torno de uma versão adolescente do nosso próprio Sol.

© NRAO/A. Angelich (ilustração do disco de detritos em torno de HD 107146)

Observando em detalhe o disco protoplanetário que cerca a estrela conhecida como HD 107146, os astrônomos detectaram um aumento inesperado na concentração de grãos milimétricos de poeira nos confins do disco. Este aumento surpreendente, que começa notavelmente longe, cerca de 13 bilhões de quilômetros, da estrela progenitora, pode ser o resultado de planetesimais com o tamanho de Plutão que agitam a região, fazendo com que objetos menores colidam e se fragmentem.

A poeira nos discos de detritos geralmente vem de material deixado para trás pela formação de planetas. Cedo na vida do disco, esta poeira é continuamente reabastecida por colisões de corpos maiores, como cometas e asteroides. Em sistemas estelares maduros com planetas totalmente formados, existe, em comparação, muito pouco poeira. Entre estas duas idades, quando um sistema estelar se encontra na adolescência, certos modelos prevêem que a concentração de poeira será muito mais densa nas regiões mais distantes do disco. Isto é precisamente o que o ALMA encontrou.

"A poeira em HD 107146 revela uma característica muito interessante, fica mais espessa nos confins mais distantes do disco da estrela," afirma Luca Ricci, astrônomo do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, em Cambridge, e autor principal do estudo. No momento das observações, Ricci trabalhava no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, EUA.

"O aspecto surpreendente é que isto é o oposto do que vemos em discos primordiais mais jovens, onde a poeira é mais densa perto da estrela. É possível termos apanhado este disco de detritos em particular num estágio onde planetesimais do tamanho de Plutão estão se formando no disco exterior enquanto outros corpos do mesmo tamanho já se formaram mais perto da estrela," afirma Ricci.

De acordo com os modelos de computador atuais, a observação de que a densidade da poeira é superior nas regiões exteriores do disco só pode ser explicada pela presença de corpos recentemente formados do tamanho de Plutão. A sua gravidade perturbaria os planetesimais mais pequenos, provocando colisões mais frequentes que geram a poeira que o ALMA observou.

Os novos dados do ALMA também sugerem uma outra característica intrigante nos confins do disco: uma possível depressão na poeira com aproximadamente 1,2 bilhões de quilômetros de largura, começando aproximadamente 2,5 vezes a distância do Sol a Netuno da estrela central. Embora apenas sugerida nestas observações preliminares, esta depressão pode ser uma lacuna no disco, o que poderá ser indicativo de um planeta com a massa da Terra que "varre" a área de detritos. Esta característica terá importantes implicações para os possíveis habitantes planetários parecidos com a Terra no disco e poderá sugerir que planetas deste tamanho se formam numa gama inteiramente diferente de órbitas já observadas anteriormente.

© ALMA/L. Ricci (poeira ao redor da estrela HD 107146)

Imagem do ALMA que mostra a poeira ao redor da estrela HD 107146. A poeira nos confins do disco é mais espessa do que nas regiões mais interiores, sugerindo que um enxame de planetesimais do tamanho de Plutão estão fazendo com que objetos mais pequenos colidam uns com os outros. A estrutura escura em forma de anel no meio do disco pode ser evidência de uma lacuna onde um planeta está "varrendo" a poeira na sua órbita.

A estrela HD 107146 é de particular interesse para os astrônomos porque é, em muitos aspectos, uma versão mais jovem do nosso próprio Sol. Também representa um período de transição entre o início da vida de um sistema estelar e os estágios finais e mais maduros, onde os planetas já se formaram e começaram as suas viagens de bilhões de anos em torno da sua estrela progenitora.

"Este sistema dá-nos a oportunidade de estudar um período intrigante de uma estrela jovem parecida com o Sol," afirma Stuartt Corder, co-autor do artigo e vice-director do ALMA. "Estamos possivelmente olhando para trás no tempo, quando o Sol tinha aproximadamente 2% da sua idade atual."

A estrela HD 107146 está localizada a cerca de 90 anos-luz da Terra na direção da constelação de Cabeleira de Berenice. Tem mais ou menos 100 milhões de anos. Observações subsequentes com as novas capacidades de alta resolução do ALMA vão lançar mais luz sobre a dinâmica e estrutura deste objeto intrigante.

Um artigo sobre esta pesquisa foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Chuva de meteoros recorrente em Mercúrio

O planeta mais próximo do Sol parece ser atingido por uma chuva de meteoros periódica, possivelmente associada com um cometa que produz anualmente vários eventos na Terra.

© Goddard Space Flight Center (Mercúrio atravessa uma chuva de meteoros)

As pistas que apontam para a chuva de Mercúrio foram descobertas no halo muito fino de gases que compõem a exosfera do planeta, atualmente sendo estudada pela sonda MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) da NASA.

"A possível descoberta de uma chuva de meteoros em Mercúrio é realmente emocionante e especialmente importante porque o ambiente de plasma e poeira ao redor de Mercúrio é relativamente inexplorado," afirma Rosemary Killen, cientista planetária do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA e autora principal do estudo.

Uma chuva de meteoros ocorre quando um planeta passa por uma faixa de detritos derramados por um cometa, ou às vezes por um asteroide. Os pedaços mais pequenos de poeira, rocha ou gelo recebem a força da radiação solar, o que os empurra para longe do Sol, criando a cauda, por vezes deslumbrante, do cometa. Os pedaços maiores são depositados como um rasto de migalhas ao longo da órbita do cometa, um campo que produz meteoroides minúsculos.

Aqui na Terra, podemos ver várias chuvas de meteoros por ano, incluindo as Perseidas de Verão no Hemisfério Norte, relativo ao cometa Swift-Tuttle, e as confiáveis Geminídeas de Dezembro, um dos poucos eventos associados com um asteroide. O Cometa Encke deixou para trás vários campos de detritos no Sistema Solar interior, dando origem às Táuridas do Sul e do Norte, chuvas de meteoros que atingem o pico em Outubro e Novembro, e às Beta Táuridas em Junho e Julho.

A principal característica de uma chuva de meteoros em Mercúrio é um aumento regular de cálcio na exosfera. As medições efetuadas pelo instrumento MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) da MESSENGER revelaram picos sazonais de cálcio que ocorreram regularmente durante os primeiros nove anos mercurianos desde que a sonda começou a orbitar o planeta em Março de 2011.

A causa suspeita destes níveis de cálcio é uma chuva de pequenas partículas de poeira que atinge o planeta e liberta moléculas que contêm cálcio a partir da superfície. Este processo, chamado vaporização por impacto, renova continuamente os gases na exosfera de Mercúrio à medida que a poeira interplanetária e os meteoroides caem sobre o planeta. No entanto, o contexto geral da poeira interplanetária no Sistema Solar interior não pode, por si só, explicar os aumentos periódicos de cálcio. Isto sugere uma fonte periódica adicional de poeira, por exemplo, um campo de detritos de cometa. A examinação do punhado de cometas em órbitas que permitiriam a passagem destes detritos pela órbita de Mercúrio indicou que a fonte provável do evento no planeta é o Encke.

"Se o nosso cenário estiver correto, Mercúrio é um coletor gigante de poeira," afirma Joseph Hahn, do Instituto de Ciência Espacial, em Austin, e co-autor do estudo. "O planeta está sob cerco constante de poeira interplanetária e passa regularmente por esta tempestade de poeira, que nós pensamos ser do cometa Encke."

Os pesquisadores criaram simulações de computador detalhadas para testar a hipótese do cometa Encke. No entanto, os picos de cálcio encontrados nos dados da MESSENGER desviam-se um pouco dos resultados esperados. Este desvio é provavelmente devido a mudanças na órbita do cometa ao longo do tempo, devido à atração gravitacional de Júpiter e de outros planetas.

"A variação de cálcio na exosfera de Mercúrio com a posição do planeta na sua órbita é conhecida há vários anos a partir de observações da MESSENGER, mas a proposta de que a fonte dessa variação é uma chuva de meteoros associada com um cometa em específico é nova," acrescenta Sean Solomon, pesquisador principal da MESSENGER, do Observatório da Terra Lamont-Doherty da Universidade de Columbia, em Nova Iorque. "Este estudo deverá fornecer uma base para pesquisas de mais evidências da influência das chuvas de meteoros na interacção de Mercúrio com o seu ambiente do Sistema Solar."

Um artido da pesquisa está disponível online na revista Icarus.

Fonte: NASA

Nuvem molecular Barnard 68

Para onde foram as estrelas?

© ESO (Barnard 68)

O que costumava ser considerado um buraco no céu agora é conhecido pelos astrônomos como uma nuvem molecular escura. Aqui, uma alta concentração de poeira e gás molecular absorvem praticamente toda a luz visível emitida pelas estrelas de fundo. Os arredores assustadoramente escuros ajudam a tornar os interiores das nuvens moleculares alguns dos lugares mais frios e mais isolados no Universo.

Uma das mais notáveis destas nebulosas escuras de absorção é uma nuvem em direção à constelação do Ofiúco, conhecida como Barnard 68, vista na imagem acima. Como não há estrelas visíveis no centro, isso indica que Barnard 68 está relativamente próxima, com as medidas colocando-a a cerca de 500 anos-luz de distância e tendo metade de um ano-luz de extensão.

Não se sabe exatamente como as nuvens moleculares como Barnard 68 se formam, mas sabe-se que essas nuvens são lugares prováveis para a formação de novas estrelas. Na verdade, a própria Barnard 68 foi considerada suscetível para entrar em colapso e formar um novo sistema estelar. É possível olhar diretamente através da nuvem em luz infravermelha.

Fonte: NASA