Um oceano de água salgada em Ganimedes

O telescópio espacial Hubble da NASA/ESA recolheu a melhor evidência, até agora, de um oceano de água salgada em Ganimedes, a maior lua de Júpiter.

© Hubble/Galileu (cinturões aurorais de Ganimedes)

Pensa-se que este oceano subterrâneo tem mais água que toda a água à superfície da Terra. A identificação de água líquida é crucial na busca de mundos habitáveis além da Terra e na busca de vida como a conhecemos.

"Esta descoberta é um marco significativo, destacando o que somente o Hubble consegue fazer," afirma John Grunsfeld, administrador associado do Diretorado de Missões Científicas da NASA na sua sede em Washington, EUA. "Durante os seus 25 anos em órbita, o Hubble fez muitas descobertas científicas no nosso próprio Sistema Solar. Um oceano profundo sob a crosta gelada de Ganimedes abre possibilidades ainda mais fascinantes para a vida fora da Terra."

Ganimedes é a maior lua do nosso Sistema Solar e a única com o seu próprio campo magnético. O campo magnético provoca auroras, faixas de gás eletrificado, quente e brilhante, em regiões que circundam os polos norte e sul da lua. Tendo em conta que Ganimedes está perto de Júpiter, está também embutido no campo magnético de Júpiter. Quando o campo magnético de Júpiter muda, as auroras em Ganimedes também mudam, "balançando" para a frente e para trás.

Ao observar o movimento balançante das duas auroras, os cientistas foram capazes de determinar que uma grande quantidade de água salgada por baixo da crosta de Ganimedes afeta o seu campo magnético.

Uma equipe de cientistas liderada por Joachim Saur da Universidade de Colônia, Alemanha, teve a ideia de usar o Hubble para aprender mais sobre o interior da lua.

"Será que existe um modo de espreitar o interior de um corpo planetário com um telescópio? Então pensei, as auroras! Dado que as auroras são controladas pelo campo magnético, caso observássemos as auroras de forma adequada, podíamos aprender mais sobre o campo magnético. Se conhecermos o campo magnético, então podemos aprender mais sobre o interior da lua," disse Saur.

Se um oceano de água salgada estivesse presente, então o campo magnético de Júpiter criaria um campo magnético secundário no oceano para contrariar o campo de Júpiter. Este "atrito magnético" suprimiria o balanço das auroras. Este oceano combate o campo magnético de Júpiter tão fortemente que reduz a oscilação das auroras em 2 graus, em vez dos 6 graus, caso o oceano não estivesse presente.

Os cientistas estimam que o oceano tem cerca de 100 km de espessura, 10 vezes a profundidade dos oceanos da Terra, e está enterrado sob uma crosta de 150 km constituída principalmente por gelo.

Os cientistas suspeitaram da existência de um oceano em Ganimedes pela primeira vez na década de 1970, com base em modelos do grande satélite natural. A missão Galileu da NASA mediu o campo magnético de Ganimedes em 2002, fornecendo a primeira evidência que apoiava estas suspeitas. A Galileu obteve medições breves do campo magnético em intervalos de 20 minutos, mas as suas observações eram demasiado curtas para apanhar definitivamente este balanço cíclico do campo magnético secundário do oceano.

As novas observações foram feitas no ultravioleta e só podem ser realizadas com um telescópio espacial bem acima da atmosfera da Terra, que bloqueia a maioria da radiação ultravioleta.

O telescópio espacial Hubble celebra 25 anos de ciência inovadora no dia 24 de Abril. Transformou a nossa compreensão do Sistema Solar e além, e ajudou-nos a encontrar o nosso lugar entre as estrelas.

Um artigo sobre o estudo foi publicado no periódico Journal of Geophysical Research.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A Via Láctea pode ser maior do que se estimava

De acordo com novos achados que revelam que o disco galáctico tem várias ondas concêntricas, a Via Láctea é pelo menos 50% maior do que se estimava.

© Instituto Politécnico Rensselaer (ilustração da Via Láctea ondulada e maior)

A pesquisa, conduzida por uma equipe internacional liderada pela Professora Heidi Jo Newberg do Instituto Politécnico Rensselaer, revisitou dados astronômicos do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) que, em 2002, estabeleceram a presença de um anel saliente de estrelas além do plano conhecido da Via Láctea.

"Em essência, o que descobrimos é que o disco da Via Láctea não é apenas um disco de estrelas num plano achatado, ele é ondulado," afirma Heidi Newberg, professora de física aplicada e de astronomia na Escola de Ciências de Rensselaer. "A partir da posição do Sol e para fora da Galáxia, vemos pelo menos quatro ondulações no disco da Via Láctea. Apesar de apenas podermos olhar para parte da Galáxia com estes dados, assumimos que este padrão encontra-se por todo o disco."

É importante ressaltar que os resultados mostram que as características previamente identificadas como anéis são na realidade parte do disco galáctico, estendendo-se pela dimensão conhecida da Via Láctea de 100.000 anos-luz até 150.000 anos-luz, afirma Yan Xu, cientista dos Observatórios Astronômicos Nacionais da China, ex-cientista visitante de Rensselaer e autor principal do artigo.

"Antes do início da pesquisa, os astrônomos já tinham observado que o número de estrelas da Via Láctea diminui rapidamente a cerca de 50.000 anos-luz do centro da Galáxia e, em seguida, aparece um anel de estrelas a cerca de 60.000 anos-luz do centro," acrescenta Xu. "O que vemos agora é que este anel aparente é na realidade uma ondulação no disco. E podem muito bem existir outras ondulações mais distantes que ainda não vimos."

Newberg, Xu e colaboradores usaram dados do SDSS para mostrar uma assimetria oscilante na contagem de estrelas na sequência principal de cada lado do plano galáctico, começando a partir do Sol e olhando para o lado oposto ao do centro da Galáxia. Por outras palavras, quando olhamos para fora da Galáxia, o plano médio do disco é perturbado para cima, depois para baixo, depois para cima e novamente para baixo.

A nova pesquisa baseia-se numa descoberta de 2002, na qual Newberg estabeleceu a existência do "Anel de Unicórnio" (ou Anel de Monoceros), um "excesso de densidade" estelar nas orlas exteriores da Galáxia que estende para cima do plano galáctico. Na altura, Newberg notou evidências de outro excesso de densidade estelar, entre o Anel de Monoceros e o Sol, mas foi incapaz de continuar a investigação. Com mais dados disponíveis do SDSS, os cientistas recentemente debruçaram-se sobre este mistério.

"Eu queria descobrir o que era este outro excesso de densidade," explica Newberg. "Estas estrelas eram anteriormente consideradas estrelas do disco, mas não coincidiam com a distribuição da densidade que seria de esperar para estrelas do disco, por isso pensei, 'bem, talvez seja outro anel, ou uma galáxia anã altamente perturbada.'"

Quando revisitaram os dados, encontraram quatro anomalias: um para norte do plano galáctico a 2 kpc (kiloparsecs; um parsec equivale a 3,26 anos-luz) do Sol, um para sul do plano de 4 a 6 kpc, um terceiro para norte a 8 a 10 kpc e evidências de um quarto para sul a 12 a 16 kpc do Sol. O Anel de Monoceros está associado com a terceira ondulação. Os pesquisadores descobriram ainda que as oscilações parecem alinhar com as posições dos braços espirais da Via Láctea. Newberg disse que as descobertas suportam outra pesquisa recente, incluindo uma constatação teórica de que uma galáxia anã ou que um "caroço" de matéria escura, passando pela Via Láctea, produziria um efeito semelhante de ondulação. De fato, as ondulações podem vir a ser utilizadas para medir a granulosidade da matéria escura na nossa Galáxia.

"É muito parecido com o que aconteceria se atirássemos uma pedra na água parada, as ondas irradiam para fora do ponto de impacto," explica Newberg. "Se uma galáxia anã passa pelo disco, puxa gravitacionalmente o disco para cima quando entra e puxa o disco para baixo quando atravessa, e isto cria um padrão ondulatório que se propaga para fora."

Newberg investiga atualmente a estrutura e evolução da nossa Galáxia, usando estrelas como marcadores do halo e do disco galáctico. Estas estrelas por sua vez são usadas para rastrear a distribuição de densidade da matéria escura na Via Láctea.

A pesquisa foi publicada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Rensselaer Polytechnic Institute

Ao longo do Muro do Cisne

A crista de emissão em forma de W apresentada nesta paisagem celeste vívida é conhecida como o Muro do Cisne.

© Jimmy Walker (Muro do Cisne)

Parte de uma nebulosa de emissão maior com um contorno distintivo popularmente chamada de Nebulosa América do Norte, a crista cósmica se estende por cerca de 20 anos-luz.

Construída usando dados de banda estreita, a fim de realçar o brilho avermelhado revelador dos átomos ionizados de hidrogênio recombinando com os elétrons, a imagem em mosaico feita de dois quadros segue uma frente de ionização com detalhes finos de formas escuras e empoeiradas na silhueta.

Esculpidas pela radiação energética de estrelas jovens, quentes e maciças da região, as formas escuras que habitam a vista são nuvens de gás frio e poeira com estrelas provavelmente nascendo em seus interiores. A Nebulosa América do Norte em si, também conhecida como NGC 7000, está a cerca de 1.500 anos-luz de distância.

Fonte: NASA

Uma ostentação de novas estrelas

A paisagem extraordinária abaixo localizada na constelação austral do Altar contém um tesouro de objetos celestes.

© ESO/VLT Survey Telescope (o aglomerado estelar NGC 6193 e a nebulosa NGC 6188)

Aglomerados de estrelas, nebulosas de emissão e regiões de formação estelar ativa são apenas alguns dos objetos mais ricos observados nesta região, que se situa a cerca de 4.000 anos-luz de distância da Terra.

No centro da imagem encontra-se o aglomerado estelar aberto NGC 6193, que contém cerca de trinta estrelas brilhantes e forma o centro da associação OB1 do Altar. As duas estrelas mais brilhantes são estrelas gigantes muito quentes que, em conjunto, constituem a principal fonte de iluminação da nebulosa de emissão próxima, a Nebulosa da Orla ou NGC 6188, que pode ser vista à direita do aglomerado.
Uma associação estelar consiste num grande grupo de estrelas fracamente ligadas que ainda não se afastaram completamente do seu local de formação inicial. As associações OB são essencialmente constituídas por estrelas azul-esbranquiçadas muito jovens, 100.000 vezes mais brilhantes que o Sol e cerca de 10 a 50 vezes mais massivas.
A Nebulosa da Orla é a proeminente parede de nuvens escuras e brilhantes que marca a fronteira entre a região de formação estelar ativa no seio da nuvem molecular, conhecida por RCW 108, e o resto da associação. Esta nebulosa é também famosa entre os astrônomos, já que uma imagem sua anterior foi usada como capa de um DVD de distribuição da coleção de software para astrônomos compilada no ESO, Scisoft, cuja versão mais recente foi lançada há algumas semanas atrás, sendo, por isso, também conhecida por Nebulosa Scisoft. A área em torno da RCW 108 é constituída essencialmente por hidrogênio, o ingrediente principal da formação estelar. Estas regiões são também conhecidas por regiões H II.
A radiação ultravioleta e os intensos ventos estelares lançados pelas estrelas de NGC 6193 parecem levar a nova geração de formação estelar às nuvens de gás e poeira que o rodeiam. À medida que fragmentos da nuvem colapsam, vão aquecendo e formando eventualmente novas estrelas.
À medida que a nuvem vai criando novas estrelas, vai sendo também erodida pelos ventos e radiação emitida pelas estrelas anteriormente formadas e pelas violentas explosões de supernovas. É por isso que estas regiões H II onde ocorre formação estelar tendem a ter um tempo de vida de apenas alguns milhões de anos. A formação estelar é um processo muito pouco eficiente, com apenas cerca de 10% do material contribuindo para o processo, e o restante perdendo-se para o espaço.
A Nebulosa da Orla mostra também sinais de estar numa fase inicial de “formação de pilares”, o que significa que no futuro poderá ficar parecida a outras regiões de formação estelar bem conhecidas, como a Nebulosa da Águia (Messier 16, que contém os famosos Pilares da Criação) e a Nebulosa do Cone (parte de NGC 2264).
Esta imagem única foi, na realidade, criada a partir de mais de 500 imagens individuais obtidas através de quatro filtros de cor diferentes, com o VLT Survey Telescope, instalado no Observatório do Paranal, no Chile. O tempo de exposição total foi de mais de 56 horas. É a imagem mais detalhada obtida até hoje desta parte do céu.

Fonte: ESO

Quatro imagens de uma supernova distante

Quais são os pontos estranhos que cercam essa galáxia?

© Hubble (supernova Refsdal)

Eles constituem a imagem da mesma supernova. Pela primeira vez, de uma única explosão de supernova foi visto dividida em quatro imagens, devido às deflexões de lentes gravitacionais de massas intervenientes. Neste caso, as massas são do aglomerado de galáxias MACS J1149.6+2223, situado a uma distância de 5 bilhões de anos-luz na direção da constelação do Leão. O aglomerado de galáxias é muito denso e é dominado pela galáxia elíptica gigante no seu centro. A imagem caracterizada foi captada em 11 de novembro de 2014 pelo telescópio espacial Hubble em órbita da Terra, mostrando quatro pontos luminosos de uma mesma supernova que explodiu numa galáxia muito mais distante, a cerca de 9,3 bilhões de anos-luz, situada atrás do aglomerado. Os astrônomos a denominaram de supernova Refsdal em homenagem ao astrônomo norueguês Sjur Refsdal, que propôs pela primeira vez em 1964 o uso de imagens de retardo de tempo a partir de uma supernova para estudar a expansão do Universo.

A enorme concentração de massa no aglomerado de galáxias MACS J1149.6+2223 afeta a trajetória da luz proveniente de galáxias mais distantes que se situam atrás do aglomerado, quando vistas a partir da Terra. O aglomerado funciona como uma lente gravitacional, efeito predito por Albert Einstein, fazendo convergir para a Terra a trajetória de fótons que de outra forma nunca chegariam aqui. Tal como uma lente, o aglomerado também aumenta a intensidade da luz proveniente dessas fontes longínquas. A luz desta supernova, por exemplo, foi amplificada cerca de 20 vezes, quase 3,5 magnitudes, permitindo a sua detecção e estudo. As imagens múltiplas são dispostas ao redor da galáxia elíptica em um padrão em forma de cruz chamado de Cruz Einstein, um nome originalmente dado a um quasar, o núcleo brilhante de uma galáxia ativa, ampliado por lente gravitacional.

As observações complementadas com simulações em computador forneceram a estimativa de que uma única imagem da supernova deveria ter sido visível há cerca de 20 anos, onde a luz da supernova percorreu a trajetória mais curta dentro da lente. Um quinto ponto luminoso da supernova irá aparecer no aglomerado daqui a 5 anos, numa outra localização. Esta luz está percorrendo um caminho mais longo e se atrasará na sua viagem até à Terra.

Esta observação original vai ajudar os astrônomos a refinar suas estimativas da quantidade e distribuição de matéria escura na galáxia e no aglomerado funcionando como lente gravitacional. A matéria escura não pode ser vista diretamente, mas acredita-se que compõem a maior parte da massa do Universo.

Um artigo foi publicado na revista Science em uma edição especial comemorando o centenário da Teoria da Relatividade Geral de Albert Einstein.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Estrelas no centro galáctico

O centro da nossa galáxia, a Via Láctea, está oculta aos olhos curiosos dos telescópios ópticos devido as nuvens de gás e poeira que a obscurece.

© Susan Stolovy (centro galáctico)

Mas nesta vista deslumbrante, as câmeras infravermelhas do telescópio espacial Spitzer penetraram profundamente na poeira, revelando as estrelas da região concentrada no centro galáctico. Um mosaico de várias fotografias menores, a imagem detalhada em cor falsa mostra estrelas mais velhas e frias em tons azulados. O brilho avermelhado das nuvens de poeira está associado às estrelas jovens e quentes em berçários estelares. Apenas recentemente descobriu-se que a região central da Via Láctea é capaz de formar novas estrelas. O centro galáctico está a cerca de 26.000 anos-luz de distância, na direção da constelação de Sagitário. Nesta distância a imagem se estende por cerca de 900 anos-luz.

Fonte: NASA

NGC 602 na Nebulosa do Lagarto Voador

Perto da periferia da Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite localizada a cerca de 200 mil anos-luz de distância, encontra-se o jovem aglomerado de estrelas NGC 602 com 5 millões de anos de idade.

© Don Goldman (aglomerado de estrelas NGC 602)

Cercado por gás e poeira originais, o NGC 602 está apenas abaixo do centro neste campo de vista telescópica com tamanho angular da Lua Cheia no céu. O agrupamento possui cerca de 200 anos-luz de diâmetro. As protoestrelas do agloemrado situam-se na sequência principal do diagrama de Hertzsprung–Russell. com 0,6 a 3 massas solares. Os cumes brilhantes no interior e as formas da parte traseira sugerem que a radiação energética e as ondas de choque procedentes das estrelas massivas jovens do NGC 602 erodiram o material empoeirado e desencadearam uma progressão de formação estelar se afastando do centro do aglomerado. Os prolongamentos de emissão na região com formato de asas sugerem um nome popular para o complexo contorno cósmico, a Nebulosa do Lagarto Voador.

Fonte: NASA

Glóbulo cometário CG4

O glóbulo cometário fraco e de alguma forma ameaçador CG4 espalha-se através do centro desta visão profunda do céu do sul.

© Christoph Kaltseis (glóbulo cometário CG4)

A cerca de 1.300 anos-luz da Terra na direção da constelação Puppis, a sua cabeça tem cerca de 1,5 anos-luz de diâmetro e sua cauda cerca de 8 anos-luz de comprimento.

Isso é muito maior do que os cometas do Sistema Solar, aos quais parece assemelhar-se. Na verdade, a nuvem de poeira contém material suficiente para formar várias estrelas semelhantes ao Sol e provavelmente há formação de estrelas em curso no seu interior. Como sua forma distintiva surgiu ainda é debatido, mas a sua longa cauda se afasta do remanescente de supernova da Vela perto do centro da Nebulosa de Gum, enquanto a sua cabeça pode representar a ruptura de uma nuvem originalmente mais esférica.

Ainda assim, a galáxia espiral vista de borda também no centro da imagem, não está sendo ameaçada por CG4. A galáxia encontra-se no fundo distante a mais de 100 milhões de anos-luz de distância.

Fonte: NASA

Precipitação cósmica cessa o crescimento de galáxias

Usando o observatório de raios X Chandra da NASA, astrônomos descobriram que o crescimento de galáxias que contêm buracos negros supermassivos pode ser retardado por um fenômeno conhecido como precipitação cósmica.

© NASA/CXC/DSS/Magalhães (aglomerado galáctico Abell 2597)

A precipitação cósmica não é um evento meteorológico, como geralmente associamos à palavra, ou seja, chuva, granizo ou neve. É um mecanismo que permite com que o gás quente produza nuvens de gás frio, que por sua vez caem para uma galáxia. Os cientistas analisaram raios X de mais de 200 aglomerados galácticos e pensam que esta precipitação gasosa é a chave para a compreensão de como os buracos negros gigantes afetam o crescimento de galáxias.

"Agora temos evidências que a precipitação pode reter a formação estelar em galáxias com grandes buracos negros," afirma Mark Voite da Universidade Estatal de Michigan, EUA, autor principal do estudo.

Os astrônomos há muito que tentavam compreender como é que os buracos negros supermaciços, com milhões ou até bilhões de vezes a massa do Sol, afetam as suas galáxias hospedeiras.

"Nós sabemos há já algum tempo que os buracos negros supermaciços influenciam o crescimento das suas galáxias hospedeiras, mas ainda não tínhamos descoberto todos os detalhes," afirma a coautora Megan Donahue, também da mesma universidade.

O estudo analisou algumas das maiores galáxias conhecidas encontradas no meio de aglomerados. Estas galáxias estão embebidas em enormes atmosferas de gás quente. Este gás quente deveria arrefecer e muitas estrelas deveriam então formar-se. No entanto, as observações mostram que algo está impedindo o nascimento estelar.

A resposta parece indicar que os buracos negros supermassivos nos centros das grandes galáxias são os culpados. Sob condições específicas, aglomerados de gás podem irradiar para longe a sua energia e formar nuvens frias que se misturam com áreas de gás quente nos arredores. Algumas destas nuvens formam estrelas, mas outras "chovem" para o buraco negro supermaciço, desencadeando jatos de partículas energéticas que empurram contra o gás em queda, reaquecendo-o e impedindo a formação de mais estrelas. Este ciclo de arrefecimento e aquecimento cria um circuito de realimentação que regula o crescimento das galáxias.

"Podemos dizer que uma típica previsão de tempo para o centro de uma galáxia gigante é a seguinte: nublado com hipóteses de calor do buraco negro supermassivo," afirma o coautor Greg Bryan da Universidade de Nova Iorque.

Voit e colegas usaram dados do Chandra para estimar quanto tempo o gás demora a arrefecer a diferentes distâncias do buraco negro. Usando essa informação, foram capazes de prever com precisão o "tempo" à volta de cada um dos buracos negros.

Eles descobriram que o circuito de precipitação impulsionado pela energia produzida pelos jatos dos buracos negros impede que a chuva de nuvens frias fique muito forte. Os dados do Chandra indicam que a regulação desta precipitação já dura há 7 bilhões de anos ou mais.

"Sem estes buracos negros e os seus jatos, as galáxias centrais dos aglomerados galácticos teriam muitas mais estrelas do que têm hoje," afirma o coautor Michael McDonald do Instituto de Tecnologia de Massachusetts em Cambridge, EUA.

Enquanto a precipitação de nuvens frias parece desempenhar um papel fundamental na regulação do crescimento de algumas galáxias, os pesquisadores descobriram outras galáxias onde a precipitação cósmica estava desligada. O calor intenso nestas galáxias centrais, possivelmente da colisão com outro aglomerado galáctico, provavelmente "secou" a precipitação em torno do buraco negro.

Os estudos futuros vão testar se este processo de precipitação dos buracos negros também regula a formação estelar em galáxias mais pequenas, incluindo a nossa própria Via Láctea.

O estudo está disponível online na Nature. Baseia-se no trabalho de Voit e Donahue publicado na edição de 20 de Janeiro do periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Exoplaneta com quatro estrelas progenitoras

Crescer como um planeta com mais do que uma estrela progenitora tem os seus desafios.

© Karen Teraamura (ilustração do sistema 30 Ari)

Embora os planetas no nosso Sistema Solar orbitem apenas uma estrela, o nosso Sol, outros planetas mais distantes podem ser criados em famílias de duas ou mais estrelas.

Os pesquisadores que querem saber mais sobre as influências complexas que estrelas múltiplas exercem sobre planetas têm agora dois novos estudos de caso: um planeta com três estrelas progenitoras e outro com quatro.

As descobertas foram feitas usando instrumentos acoplados a telescópios do observatório Palomar em San Diego (EUA): o sistema de ópticas adaptativas Robo-AO, desenvolvido pelo Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics (Índia) e pelo Instituto de Tecnologia da Califórnia (EUA), e o sistema de óticas adaptativas PALM-3000, financiado parcialmente pela NASA e desenvolvido pelo JPL e pelo Caltech.

Esta é apenas a segunda vez que um planeta foi identificado num sistema estelar quádruplo. Embora já fosse conhecido, pensava-se que o sistema tinha apenas três estrelas, não quatro. O primeiro planeta num sistema com quatro estrelas, KIC 4862625, foi descoberto em 2013 por cientistas cidadãos usando dados públicos da missão Kepler da NASA.

A descoberta mais recente sugere que os planetas em sistemas estelares quádruplos podem ser menos raros do que se pensava. Na verdade, pesquisas recentes mostram que este tipo de sistema estelar, que geralmente consiste de dois pares de estrelas gêmeas que lentamente orbitam-se um ao outro a grandes distâncias, é mais comum do que se pensava anteriormente.

"Cerca de 4% das estrelas parecidas com o Sol estão em sistemas quádruplos, o que está acima das estimativas anteriores porque as técnicas observacionais estão constantemente melhorando," afirma o co-autor Andrei Tokovinin do observatório interamericano de Cerro Tololo, no Chile.

O sistema planetário com quatro estrelas recentemente descoberto, chamado 30 Ari, está localizado a 136 anos-luz de distância na direção da constelação de Carneiro. O planeta gasoso do sistema é enorme, com 10 vezes a massa de Júpiter, e orbita a sua estrela principal a cada 335 dias. A estrela principal tem uma parceira relativamente próxima, que o planeta não orbita. Este par, por sua vez, está bloqueado numa órbita de longa distância com outro par de estrelas a 1.670 UA de distância. É altamente improvável que este exoplaneta, ou quaisquer luas que possa ter, tenham capacidade para ter vida.

Se fosse possível ver os céus a partir deste mundo, as quatro estrelas progenitoras seriam parecidas com um pequeno Sol e duas estrelas muito brilhantes que seriam visíveis durante o dia. Uma dessas estrelas, se observada com um telescópio suficientemente poderoso, revelaria que era na verdade um sistema binário.

Nos últimos anos já se encontraram dúzias de exoplanetas com duas ou mais estrelas progenitoras, incluindo aqueles com pores-do-Sol parecidos com o de "Tatooine" dos filmes da saga "Guerra da Estrelas". A descoberta de planetas em sistemas múltiplos não é surpresa, tendo em conta que as estrelas binárias são mais comuns na nossa Galáxia do que as estrelas individuais.

"Os sistemas estelares podem ter várias formas. Podem ser estrelas individuais, estrelas binárias, estrelas triplas, até sistemas com cinco estrelas," explica Lewis Roberts do JPL, autor principal do estudo.

Roberts e colegas querem entender os efeitos que várias estrelas têm nos seus planetas jovens e em desenvolvimento. As evidências sugerem que as companheiras estelares podem influenciar o destino de planetas, alterando as suas órbitas e até mesmo provocando um crescimento maior. Por exemplo, os "Júpiteres quentes", planetas com mais ou menos a massa de Júpiter e que completam órbitas muito perto das suas estrelas em poucos dias, podem ser puxados para mais perto da estrela principal pela atração gravitacional de uma companheira estelar.

No novo estudo, os cientistas descrevem a utilização do sistema automatizado Robo-AO no observatório Palomar para varrer o céu noturno, estudando centenas de estrelas cada noite em busca de sinais de companheiras estelares. Eles descobriram dois candidatos com exoplanetas: o sistema quádruplo 30 Ari e um sistema planetário com três estrelas chamado HD 2638. Os resultados foram confirmados com o instrumento PALM-3000 de resolução superior, também no observatório Palomar.

O novo planeta com três estrelas é um Júpiter quente que orbita a estrela principal numa órbita íntima de 3 dias. Os cientistas já sabiam que esta estrela primária estava trancada numa dança gravitacional com outra estrela, a cerca de 0,7 anos-luz de distância, ou 44.000 UA. É uma distância relativamente grande para um par de companheiras estelares. A descoberta mais recente é a da terceira estrela no sistema, que orbita a estrela principal a uma distância de 28 UA, perto o suficiente para exercer influência sobre o desenvolvimento e órbita final do Júpiter quente.

"Este resultado reforça a ligação entre os sistemas múltiplos e os planetas gigantes," comenta Roberts.

No caso de Ari 30, a descoberta eleva de três para quatro o número de estrelas conhecidas no sistema. A quarta estrela está situada a 23 UA do planeta. Embora esta companheira estelar e o seu planeta estejam mais próximos um do outro do que aqueles no sistema HD 2638, a estrela recém-descoberta não parece ter afetado a órbita do planeta. A razão exata ainda é incerta, por isso a equipe planeja fazer novas observações a fim de compreender melhor a órbita da estrela e da sua complexa dinâmica familiar.

O novo artigo publicado foi publicada na revista The Astronomical Journal.

Fonte: NASA

Desvendado mistério na atmosfera de Vênus

Pela primeira vez em mais de 50 anos, uma equipe internacional, da qual fazem parte os pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA1) Pedro Machado e David Luz, desvendou o mistério da nuvem “Y” de Vênus, descrevendo o mecanismo que a suporta e reproduzindo, de forma inédita, a sua evolução temporal.

© Mariner 10 (imagem de Vênus no ultravioleta)

O planeta Vênus está coberto por uma densa camada de nuvens sem quaisquer características distintivas. Porém, quando observado no ultravioleta, apresenta estruturas escuras impressionantes. A origem da maior destas estruturas, que cobre quase todo o disco do planeta e tem a forma de "Y", tem sido um mistério desde a sua descoberta há mais de cinco décadas. No início, os astrônomos pensavam que o Y era apenas um aglomerado de nuvens arrastadas pelo vento, mas em 1973, os dados da missão Mariner 10 da NASA revelaram que a estrutura se propaga como um todo com uma velocidade diferente do meio envolvente.

De acordo com Pedro Machado (IA e Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa), "este estudo permitiu levantar o véu de um mistério que persiste há muito tempo sobre a atmosfera de Vênus, o que nos deixou muito entusiasmados. Concluímos que a estrutura observada é na realidade uma onda à escala planetária. Contudo, a princípio não sabíamos de que tipo de fenômeno ondulatório se tratava, visto não se enquadrar em nenhum dos casos conhecidos".

Estas estruturas escuras revelaram a presença de grandes quantidades de um composto ainda desconhecido, que absorve a radiação ultravioleta e obscurece essas regiões. As observações destas estruturas permitiram ainda inferir a característica rotação extrema da atmosfera de Vênus, enquanto o planeta demora 243 dias para girar sobre si mesmo, a atmosfera dá uma volta em torno do planeta a cada quatro dias.

"Uma onda do tamanho da Y deve desempenhar uma função primordial para explicar porque é que a atmosfera roda sessenta vezes mais rápido do que a superfície, de modo que compreender essa estrutura é crucial", afirma Javier Peralta, pesquisador do Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) e responsável por este estudo.

Os pesquisadores deduziram uma nova onda atmosférica compatível com a rotação extremamente lenta de Vênus e que explica, com uma simplicidade surpreendente, muitas das características observadas na onda Y.

Esta onda não está confinada somente à região equatorial, mas também está limitada às altitudes onde os ventos atingem a sua intensidade máxima, o que explica porque a Y só se observa no topo das nuvens de Vênus.

O resultado mais surpreendente deste estudo foi verificar que a forma de "Y" é devida à distorção que os ventos produzem nesta onda. "O vento forte que sopra para o oeste em Vênus é aproximadamente constante entre o Equador e as latitudes médias. Contudo, como em latitudes altas o raio do paralelo do lugar é menor, os ventos completam uma volta ao planeta mais rapidamente do que no Equador, de modo que a onda vai sendo distorcida, explica Javier Peralta. "Foi emocionante ver como essa nova onda de escala planetária toma a forma de um "Y", à medida que os ventos venusianos a distorcem".

Este estudo é destaque na revista Science e escolhido como capa da Geophysical Research Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Andalucía

Marte: O planeta que perdeu um oceano de água

Um oceano primitivo em Marte continha mais água do que o Oceano Ártico na Terra e cobria uma maior porção da superfície do planeta do que a coberta pelo Oceano Atlântico terrestre.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração mostrando Marte há quatro bilhões de anos atrás)

Uma equipe internacional de cientistas utilizou o Very Large Telescope (VLT) do ESO, assim como instrumentos do Observatório W. M. Keck e do Infrared Telescope Facility da NASA, para monitorar a atmosfera do planeta e mapear as propriedades da água em diversas regiões da atmosfera de Marte durante um período de seis anos. Estes novos mapas são os primeiros do gênero.

Há cerca de quatro bilhões de anos atrás, o jovem planeta Marte devia ter água suficiente para cobrir toda a sua superfície com uma camada liquida de cerca de 140 metros de profundidade, mas o mais provável é que o líquido se tenha juntado para formar um oceano que ocuparia quase metade do hemisfério norte de Marte, onde algumas regiões teriam atingido uma profundidade de mais de 1,6 quilômetros.
“Nosso estudo dá-nos uma estimativa robusta da quantidade de água que Marte teve no passado, através da determinação da quantidade de água que se perdeu no espaço”, diz Geronimo Villanueva, cientista que trabalha no Goddard Space Flight Center da NASA, Maryland, EUA, e autor principal do novo artigo científico que descreve os resultados. “Este trabalho ajuda-nos a perceber melhor a história da água em Marte”. 
A nova estimativa baseia-se em observações detalhadas de duas formas ligeiramente diferentes de água na atmosfera de Marte. Uma é a familiar forma da água, composta por dois átomos de hidrogênio e um de oxigênio, H₂O, e a outra é HDO, ou água semi-pesada, uma variação que ocorre naturalmente na qual um dos átomos de hidrogênio é substituído por um átomo de deutério.
Uma vez que a forma deuterada é mais pesada que a água normal, perde-se menos no espaço devido à evaporação. Por isso, quanto maior for a perda de água do planeta, maior será o quociente HDO para H₂O na água que resta. Nos oceanos da Terra existem cerca de 3.200 moléculas de H₂O para uma molécula de HDO.
Os pesquisadores distinguiram as assinaturas químicas dos dois tipos de água com o auxílio do VLT, no Chile, assim como com instrumentos do Observatório W. M. Keck e com o Infrared Telescope Facility da NASA, no Havaí. Apesar de sondas em solo marciano e em órbita do planeta poderem mostrar muito mais detalhes em medições feitas diretamente no local, não são, no entanto, adequadas para monitorar as propriedades de toda a atmosfera marciana. Este estudo faz-se melhor com espectrógrafos infravermelhos montados em grandes telescópios na Terra.

Ao comparar a razão de HDO para H₂O, os cientistas podem medir quanto é que aumentou a fração de HDO e assim determinar quanta água é que escapou para o espaço, o que por sua vez permite estimar a quantidade de água que Marte tinha no passado.
No estudo, a equipe mapeou a distribuição de H₂O e HDO de forma repetida durante quase seis anos terrestres, o que corresponde a cerca de três anos em Marte, produzindo fotografias globais de cada uma, assim como o seu quociente. Os mapas revelam variações sazonais e microclimas, embora atualmente Marte seja essencialmente um deserto.
Ulli Käufl do ESO, responsável por construir um dos instrumentos usados no estudo e co-autor do novo artigo científico, acrescenta: “Estou novamente espantado com o poder das observações remotas noutros planetas, utilizando telescópios astronômicos: descobrimos um oceano antigo a mais de 100 milhões de quilômetros de distância!”.
A equipe estava especialmente interessada nas regiões perto dos polos norte e sul, uma vez que as calotes polares são os maiores reservatórios de água conhecidos no planeta. Pensa-se que a água aí armazenada documente a evolução da água em Marte desde o período Noachiano, que terminou há cerca de 3,7 bilhões de anos atrás, até ao presente.
Os novos resultados mostram que a água atmosférica nas regiões próximas dos polos encontra-se enriquecida de um fator sete relativamente à água oceânica na Terra, o que sugere que a água nas calotas polares permanentes de Marte esteja enriquecida de um fator oito. Marte deve ter perdido um volume de água 6,5 vezes maior do que as calotas polares atuais de modo a apresentar este alto nível de enriquecimento, o que significa que o volume do oceano primitivo de Marte deve ter sido de, pelo menos, 20 milhões de quilômetros cúbicos.
Baseada na atual superfície de Marte, uma possível localização para esta água seriam as planícies do norte que, desde longa data, têm sido consideradas boas candidatas devido ao solo baixo que apresentam. Um oceano primitivo nesse local teria coberto 19% da superfície do planeta; em termos de comparação o Oceano Atlântico cobre 17% da superfície da Terra.
“Com Marte perdendo tanta água, o planeta teria permanecido “molhado” durante um período de tempo maior do que o que se supunha anteriormente, sugerindo que o planeta poderia ter sido habitável durante mais tempo”, diz Michael Mumma, cientista em Goddard e segundo autor do artigo.
É possível que Marte tenha tido anteriormente ainda mais água e que alguma se tenha depositado por baixo na superfície. Uma vez que os novos mapas revelam microclimas e variações temporais no conteúdo de água atmosférica, poderão igualmente ser úteis numa procura de água subterrânea.

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: ESO

Bacia Caloris em cores realçadas

A extensa bacia Caloris em Mercúrio é uma das maiores bacias de impacto do Sistema Solar, criada durante o início da história do nosso sistema planetário pelo impacto de um grande corpo do tamanho de um asteroide.

© NASA/Universidade Johns Hopkins (bacia Caloris)

A bacia com várias características e fraturas abrange cerca de 1.500 quilômetros neste mosaico em cores aprimoradas com base em dados de imagem da sonda MESSENGER, atualmente orbitando Mercúrio.

A grande bacia de impacto mais jovem de Mercúrio, Caloris foi posteriormente preenchida por lava que aparece em laranja no mosaico. Crateras feitas após a inundação escavaram o material por baixo da superfície de lava. Visto como os contrastantes tons de azul, eles provavelmente oferecem um vislumbre do material original do solo da bacia.

A análise destas crateras sugere que a espessura da cobertura de lava vulcânica seja de 2,5 a 3,5 quilômetros. Os borrões laranjas em torno do perímetro da bacia são provavelmente chaminés vulcânicas.

Fonte: NASA

Pilares e jatos na Nebulosa do Pelicano

O que são essas estruturas escuras que surgem da Nebulosa do Pelicano?

© Larry Van Vleet (Nebulosa do Pelicano)

Visível como uma nebulosa em forma de ave na direção da constelação Cynus (o Cisne), a Nebulosa do Pelicano é um lugar pontilhado com estrelas recém-nascidas, mas contendo poeira escura.

Estes grãos de poeira muito pequenos foram formados nas atmosferas frias de estrelas jovens e dispersos por ventos estelares e explosões. Impressionantes jatos de objetos Herbig-Haro são vistos emitidos por uma estrela à direita que está ajudando a destruir o pilar de poeira de um ano-luz de comprimento que a contém.

A imagem apresentada foi colorida artifialmente para ressaltar a luz emitida por pequenas quantidades de nitrogênio, oxigênio e enxofre ionizados na nebulosa composta predominantemente de hidrogênio e hélio. A Nebulosa do Pelicano (IC 5067 e IC 5070) está a cerca de 2.000 anos-luz de distância e pode ser encontrada com um pequeno telescópio à nordeste da estrela brilhante Deneb.

Fonte: NASA

Localizado um buraco negro com história evolutiva intrigante

Um objeto recém-descoberto na galáxia NGC 2276 pode vir a ser um buraco negro importante que ajudará a preencher a história evolutiva desses objetos exóticos.

© Chandra/Hubble/DSS/EVN (NGC 2766)

A imagem principal neste gráfico contém uma imagem composta da NGC 2766, que inclui espectro em raios X do observatório Chandra da Nasa (rosa) combinados com dados ópticos do telescópio espacial Hubble e do Digitized Sky Survey (vermelho, verde e azul). A inserção é um zoom na fonte interessante que encontra-se em um dos braços espirais da galáxia. Este objeto, chamado NGC 2276-3c, é visto em ondas de rádio (vermelho) em observações do European Very Long Baseline Interferometry Network (EVN).

Os astrônomos combinaram os dados de raios X e de rádio para determinar que o NGC 2766-3c é provavelmente um buraco negro de massa intermédia (IMBH). Como o nome sugere, IMBHs são buracos negros que são maiores do que os buracos negros de massa estelar que contêm cerca de cinco a trinta vezes a massa do Sol, mas menor do que buracos negros supermassivos que possuem milhões ou até bilhões de massas solares. Os pesquisadores estimaram a massa do NGC 2766-3c usando uma conhecida relação de como o brilho da fonte luminosa está em rádio e raios X, e a massa do buraco negro. O brilho em raios X e rádio foram baseados em observações do Chandra e do EVN. Eles descobriram que o NGC 2276-3c contém cerca de 50.000 vezes a massa do Sol.

Os IMBHs são interessantes para os astrônomos, porque eles podem ser as sementes que eventualmente evoluem para buracos negros supermassivos. Eles também podem ser fortemente influenciados pelo seu ambiente. Este último resultado do NGC 2276-3c sugere que pode estar suprimindo a formação de novas estrelas em torno dele. Os dados em rádio do EVN revelam um jato que se estende por cerca de 6 anos-luz do NGC 2276-3c. Observações adicionais do Karl Jansky Very Large Array (VLA) mostram emissão de rádio de grande escala que se estende para fora com mais de 2.000 anos-luz de distância da fonte.

A região ao longo do jato que se estende a cerca de 1.000 anos-luz de distância da NGC 2766-3c é desprovido de estrelas jovens. Isso pode fornecer evidências de que o jato tenha esvaziado uma cavidade no gás, impedindo a formação de novas estrelas lá. Os dados do VLA também revelam uma grande população de estrelas na borda da emissão de rádio a partir do jato. Esta formação de estrelas reforçada poderia ter lugar quando o material varrido pelo jato colide com poeira e gás entre as estrelas na NGC 2276, ou quando provocado pela fusão da NGC 2276 com uma galáxia anã.

Em um estudo separado, observações do Chandra desta galáxia também têm sido utilizadas para examinar o sua rica população de fontes de raios X ultraluminosas (ULXs). Dezesseis fontes de raios X foram encontradas no conjunto de dados do Chandra vistas nesta imagem composta, e oito delas são ULXs incluindo a NGC 2276-3c. Observações do Chandra mostram que uma aparente ULX observada pelo XMM-Newton da ESA é na realidade cinco ULXs separadas, incluindo a NGC 2276-3c. Este estudo da ULX mostra que estão se formando estrelas com cerca de cinco a quinze massas solares a cada ano na NGC 2276. Esta alta taxa de formação de estrelas pode ter sido provocada por uma colisão com uma galáxia anã, apoiando a ideia de fusão para a origem do IMBH.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics