Forças de maré e evasão da atmosfera podem gerar mundos habitáveis

Dois fenômenos conhecidos por inibir a habitabilidade potencial de planetas: as forças de maré e a atividade estelar vigorosa, pode em vez disso elucidar a possibilidade de vida em certos planetas que orbitam estrelas de baixa massa.

© NASA/Rodrigo Luger (núcleos evaporados habitáveis)

Os astrônomos da Universidade de Washington, o doutorando Rodrigo Luger e o professor assistente de pesquisa Rory Barnes, dizem que as duas forças poderiam se combinar para transformar inabitáveis ​​"mini-Netunos", grandes planetas em órbitas exteriores com núcleos sólidos e atmosferas de hidrogênio espessos, constituindo mundos potencialmente habitáveis.
A maioria das estrelas em nossa galáxia são estrelas de pequena massa, também chamadas de anãs M, que são menores e menos brilhantes que o Sol, sendo bons alvos para encontrar e estudar planetas potencialmente habitáveis. Os astrônomos esperam encontrar planetas semelhantes à Terra em zonas habitáveis ​​destas estrelas nos próximos anos, por isso é importante saber se eles podem realmente suportar a vida.

As Super-Terras são planetas maior em massa que a Terra e menor do que os gigantes gasosos como Netuno e Urano. A zona habitável é a região do espaço em torno de uma estrela que pode permitir que a água líquida na superfície de um planeta rochoso em sua órbita, talvez origine a vida. Por exemplo, a Super-Terra GJ 667Cc recentemente descoberta na zona habitável, possui um período orbital de 28,15 dias e uma massa mínima de 4,5 vezes a da Terra (0,0143 ± 0,0012 M_J ), e dista 0,123 ± 0,02 UA, isto é, 12,3% da distância entre a Terra e o Sol o que compensa o fato da estrela anã vermelha GJ 667 C de classe M ser bem mais tênue que o Sol. A GJ 667 C é uma estrela que reside em um sistema estelar tríplice distante 22 anos-luz da Terra na direção da constelação do Escorpião.

"Há muitos processos que são insignificantes na Terra, mas podem afetar a habitabilidade de planetas de anãs M", disse Luger. "Os dois mais importantes são os fortes efeitos de maré e a atividade estelar vigorosa."

A força de maré é a atração gravitacional de uma estrela em um planeta em órbita, e é mais forte no lado mais próximo do planeta, em frente à estrela hospedeira, do que do outro lado, uma vez que a gravidade enfraquece com a distância. Esta força pode esticar um astro em uma forma elipsoidal ou oval, possivelmente fazendo com que ele se aproximam da sua estrela.

"Esta é a razão pela qual temos marés nos oceanos da Terra, tanto a Lua e como o Sol podem exercer forças de maré sobre os oceanos, criando uma protuberância que experimentamos como uma maré alta", disse Luger. "Felizmente, na Terra é apenas a água nos oceanos que fica distorcida, e apenas por alguns metros. Mas nos planetas nas zonas habitáveis ​​de anãs M, as forças de maré são muito mais fortes."

Este alongamento provoca atrito no interior de um planeta que emite enormes quantidades de energia. Isto pode conduzir ao vulcanismo na superfície e, em alguns casos, até mesmo aquecer o planeta num efeito estufa descontrolado, fervendo seus oceanos e todas as chances de habitabilidade.

A atividade estelar vigorosa também pode destruir qualquer possibilidade de vida em planetas que orbitam estrelas de baixa massa. As anãs M são muito brilhantes quando jovem e emitem grande quantidade de raios X de alta energia e radiação ultravioleta que podem aquecer a atmosfera superior do planeta, gerando ventos fortes que podem deteriorar a atmosfera inteiramente. Em um artigo recente, Luger e Barnes mostrou que toda água de superfície de um planeta pode ser perdido devido a tal atividade estelar durante os primeiros cem milhões de anos após a sua formação.

Usando modelos de computador, os pesquisadores descobriram que as forças de maré e a evasão da atmosfera às vezes podem moldar planetas que começam como mini-Netunos gasosos, mundos potencialmente habitáveis.

Os mini-Netunos tipicamente se formam longe da sua estrela hospedeira, com moléculas de gelo se juntando com os gases hidrogênio e hélio em grandes quantidades para formar núcleos de gelo rochoso cercado por atmosferas gasosas massivas.

Estes planetas nem sempre permanecem neste local inóspito. Ao lado de outros processos, as forças de maré podem induzir a migração do planeta para o interior. Esse processo pode conduzir os mini-Netunos para a zona habitável da sua estrela hospedeira, onde são expostos a níveis muito mais altos de raios X e radiação ultravioleta.

Isto pode levar à perda rápida dos gases da atmosfera para o espaço, às vezes deixando para trás, um mundo rochoso sem hidrogênio na zona habitável. Os pesquisadores chamam tais planetas de ​​"núcleos evaporados habitáveis."

"Neste planeta é provável que tenha água abundante na superfície, uma vez que seu núcleo é rico em água gelada. Uma vez na zona habitável, este gelo pode derreter e formar oceanos", disse Luger.

Barnes e Luger notam que muitas outras condições têm de ser cumpridas para tais planetas serem habitáveis. Um deles é o desenvolvimento de um ambiente propício para a criação e reciclagem de nutrientes em todo o mundo.

Outro aspecto que deve ser considerado é se a perda do hidrogênio e hélio é muito lenta, enquanto um planeta está se formando, um envelope gasoso iria prevalecer e, um mundo rochoso terrestre não poderia se formar. Se o mundo perde hidrogênio muito rapidamente, poderia resultar um efeito estufa descontrolado com toda a água espelida para o espaço.

A pesquisa foi feita através do Virtual Planetary Laboratory, um grupo de pesquisa interdisciplinar baseado na Universidade de Washington, e financiado através do NASA Astrobiology Institute.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revista Astrobiology.

Fonte: Universidade de Washington

A causa da morte de uma anã branca

Uma equipe de astrônomos utilizou dados de arquivo do observatório de raios X japonês Suzaku para determinar a massa de uma anã branca que explodiu há milhares de anos numa supernova de tipo Ia.

© Suzaku/Chandra (remanescente de supernova 3C 397)

A imagem acima mostra o remanescente de supernova em raios X através dos observatórios Chandra (roxo) e Suzaku (azul).

O estudo suporta um cenário em que a supernova resultou da explosão termonuclear de uma única anã branca e não da colisão de duas anãs brancas num sistema binário. O estudo tem implicações importantes para a compreensão das supernovas de tipo Ia, uma ferramenta fundamental na cosmologia moderna para a compreensão da expansão do Universo e da energia escura.

Estrelas semelhantes ao Sol, ou mesmo um pouco mais maciças, terminam as suas vidas projetando as suas camadas mais exteriores para o espaço, devido a instabilidades internas, deixando para trás um núcleo quente formado por átomos de carbono e oxigênio previamente sintetizados na estrela. A este núcleo, que tem no máximo 1,4 vezes a massa do Sol e é aproximadamente do tamanho da Terra, dá-se o nome de “anã branca”. Este limite de 1,4 massas solares é designado por Limite de Chandrasekhar. Os átomos de carbono e oxigênio numa anã branca encontram-se compactados tanto quanto é permitido pelas leis da mecânica quântica, tornando a anã estável. A densidade do material é enorme: 1 centímetro cúbico tem massa de cerca de 1 tonelada! As anãs brancas isoladas são inertes e estão condenadas a arrefecer gradualmente ao longo de milhares de milhões de anos, até se tornarem invisíveis, tal qual uma brasa se apagando.

No entanto, desde há muitos anos que os astrônomos suspeitam que anãs brancas em sistemas binários, ou seja, uma estrela normal e uma anã branca orbitando um centro de gravidade comum, podem ter um destino diferente se as condições certas se proporcionarem. A anã branca pode capturar material da estrela normal e “engordar” até atingir o limite de 1,4 massas solares, momento em que se dá a ignição da fusão do carbono, provocando uma explosão termonuclear que destrói por completo a estrela. Esta explosão é designada de supernova e é de um tipo especial conhecido por Ia. As elevadíssimas temperaturas a que é submetido o material da estrela durante a explosão e a abundância de partículas livres, especialmente núcleos de hélio e nêutrons, permitem a síntese de novos elementos químicos a partir da matéria prima original de carbono e oxigênio.

Existe um cenário alternativo em que o sistema binário é formado por duas anãs brancas que gradualmente perdem energia orbital, aproximando-se numa espiral fatídica ao longo de milhões de anos. Finalmente, acabam por colidir e é este evento que provoca a ignição da fusão explosiva do carbono e origina a respectiva supernova de tipo Ia. Há cada vez mais evidência de que ambos os cenários podem dar origem a este tipo de supernovas, mas não se sabe qual deles é predominante e qual a fração de eventos correspondente. Para melhor compreender a gênese destas supernovas, com implicações importantes na cosmologia , é possível observar remanescentes de supernovas e tentar deduzir qual o cenário que lhe deu origem. Os dois cenários produzem diferentes abundâncias de elementos pesados, tais como manganês e níquel, que poderão ser observadas no remanescente.

Este cenário foi observado no remanescente de supernova 3C 397, situado a 33 mil anos-luz, na direção da constelação da Águia e com uma idade de poucos milhares de anos. A equipe usou imagens de arquivo obtidas em Outubro de 2010 pelo telescópio de raios X Suzaku, que observou o remanescente durante 19 horas. Os diferentes elementos presentes no remanescente brilham em comprimentos de onda específicos nos raios X, devido à elevada temperatura a que se encontra o material, sendo por isso possível estimar a sua abundância relativa. Conclui-se que as abundâncias observadas de manganês e níquel são consistentes apenas se a supernova que deu origem ao 3C 397 foi devida à explosão termonuclear de uma anã branca, e não à colisão e subsequente explosão de duas dessas estrelas.

“Conseguimos determinar qual dos cenários foi responsável por uma supernova analisando as abundâncias de manganês e níquel no remanescente”, disse o astrofísico Brian Williams, do Goddard Space Flight Center. “Uma explosão provocada por uma anã branca única próximo do limite de Chandrasekhar produzirá estes elementos com abundâncias diferentes dos que seriam observados para um cenário de colisão.”

Fonte: Goddard Space Flight Center

Hubble encontra fantasmas de quasares

O telescópio espacial Hubble capturou um conjunto de imagens enigmáticas de quasares "fantasma", objetos verdes e etéreos que assinalam os túmulos destes astros que despertaram para a vida e que depois desapareceram.

© NASA/ESA/Galaxy Zoo/W. Keel (oito estruturas invulgares orbitando suas galáxias hospedeiras)

As oito estruturas invulgares orbitam as suas galáxias hospedeiras e brilham com tons esverdeados. Fornecem novas informações sobre o passado turbulento destas galáxias. As galáxias em destaque na imagem são, da esquerda para a direita na linha superior: o "Bule de Chá" (conhecida formalmente como 2MASX J14302986+1339117), NGC 5972, 2MASX J15100402+0740370 e UGC 7342, e (da esquerda para a direita na linha inferior) NGC 5252, Mrk 1498, UGC 11185 e 2MASX J22014163+1151237.

Os fios etéreos nestas imagens foram iluminados, talvez por pouco tempo, por uma explosão de radiação oriunda de um quasar, uma região compacta e muito luminosa que rodeia um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia. O material galáctico colapsa em direção ao buraco negro central, crescendo cada vez mais quente, formando um quasar brilhante com jatos poderosos de partículas e irradiando energia acima e abaixo do disco de matéria em queda.

Em cada destas oito imagens o feixe de um quasar fez com que filamentos no espaço profundo, de outra maneira invisíveis, brilhassem através de um processo chamado fotoionização. O oxigênio, hélio, nitrogênio, enxofre e neônio nos filamentos absorvem luz do quasar e reemitem-na lentamente ao longo de muitos milhares de anos. O seu tom esmeralda é provocado pelo oxigênio ionizado, que brilha em cor verde.

Estas estruturas fantasmagóricas estão tão longe do núcleo da galáxia que a luz do quasar teria demorado centenas de milhares de anos até lá chegar e iluminá-las. Assim, embora os próprios quasares estejam desligados, as nuvens verdes vão continuar brilhando por muito mais tempo até que também desvaneçam.

Os filamentos verdes não só estão longe do núcleo das suas galáxias progenitoras, como também têm um tamanho imenso, abrangendo dezenas de milhares de anos-luz. Pensa-se que sejam caudas longas de gás formadas durante uma fusão violenta entre galáxias no passado, este evento teria provocado grandes forças gravitacionais que rasgariam os integrantes galácticos.

Apesar do seu passado turbulento, estes filamentos fantasmagóricos estão agora calmamente orbitando dentro ou em torno das suas galáxias hospedeiras. Estas imagens do Hubble mostram correntes de gás brilhante, trançado e com nós, em alguns casos ligados a faixas torcidas de poeira escura.

As fusões galácticas não alteram apenas a forma das galáxias envolvidas e anteriormente serenas; também desencadeiam fenômenos cósmicos extremos. Uma tal fusão pode provocar o nascimento de um quasar ao derramar material nos buracos negros supermassivos das galáxias.

O primeiro objeto deste tipo foi descoberto em 2007 pela professora holandesa Hanny van Arkel. Ela descobriu a estrutura fantasmagórica no projeto online "Galaxy Zoo", um projeto que conta com a ajuda do público para classificar mais de um milhão de galáxias catalogadas no SDSS (Sloan Digital Sky Survey). A característica bizarra foi apelidada de "Hanny’s Voorwerp" (holandês para Objeto de Hanny).

Estes objetos foram descobertos num derivado do projeto Galaxy Zoo, no qual cerca de 200 voluntários examinaram mais de 16.000 imagens de galáxias do SDSS para identificar as melhores candidatas para a existência de nuvens parecidas a Hanny's Voorwerp. Uma equipe de pesquisadores analisou e encontrou um total de 20 galáxias que tinha gás ionizado por quasares.

Os resultados da descoberta aparecem num artigo da revista The Astronomical Journal.

Fonte: ESA

Encontrada pista para explicar a formação de aglomerados galácticos

Combinando observações do Universo distante feitas com os observatórios espaciais da ESA Herschel e Planck, os cosmólogos descobriram o que poderão ser os percursores de vastos aglomerados de galáxias que vemos hoje em dia.

© ESA (mapa global do céu realizado pelo Planck)

A imagem acima mostra um mapa global do céu realizado pelo Planck a comprimentos de onda submilimétricos (545 GHz). A banda que percorre o centro corresponde a poeira da Via Láctea. Os pontos negros indicam a posição dos candidatos a proto-aglomerados identificados pelo Planck e subsequentemente observados pelo Herschel.

Galáxias como a nossa Via Láctea, que têm centenas de bilhões de estrelas, não se encontram normalmente isoladas. No Universo de hoje, 13,8 bilhões de anos após o Big Bang, muitas estão em densos aglomerados de dezenas, centenas ou até milhares de galáxias.

No entanto, estes aglomerados não existiram desde sempre, e uma questão essencial da cosmologia moderna é como é que estas estruturas massivas se juntaram no Universo primitivo.

Identificar quando e como se formaram deve fornecer pistas sobre o processo de evolução dos aglomerados de galáxias, incluindo a função desempenhada pela matéria escura na formação destes gigantes cósmicos.

Agora, combinando a força do Herschel e do Planck, os astrônomos descobriram objetos no Universo distante, vistos num momento em que só tinha três bilhões de anos, que podem ser os percursores dos aglomerados que estão hoje à nossa volta.

O objetivo principal do Planck era fornecer um mapa mais preciso dos resquícios da radiação do Big Bang, a radiação cósmica de fundo. Para o fazer, percorreu todo o céu em nove diferentes comprimentos de onda, do infravermelho distante ao rádio, de forma a eliminar a emissão em primeiro plano, da nossa Galáxia e de outras no Universo.

Mas estas fontes em primeiro plano podem ser importantes em outros campos da astronomia e foi nos dados recolhidos nos comprimentos de onda curtos do Planck que os cientistas conseguiram identificar 234 fontes brilhantes com características que indicam que estavam localizadas no Universo primitivo distante.

O Herschel observou então estes objetos, em comprimentos de onda que vão do infravermelho distante até ao submilímetro, mas com uma sensibilidade muito maior. O Herschel revelou que a grande maioria das fontes detectadas pelo Planck são consistentes com densas concentrações de galáxias no Universo primitivo, formando vigorosamente novas estrelas.

Cada uma destas jovens galáxias é vista convertendo gás e poeira em estrelas, a um ritmo de algumas centenas a 1.500 vezes a massa do Sol por ano. Por comparação, hoje em dia, a nossa própria Via Láctea está produzindo estrelas a um ritmo de apenas uma massa solar por ano.

Enquanto os astrônomos não chegaram ainda a uma conclusão relativamente à idade e luminosidade de muitas destas concentrações de galáxias recém-descobertas, são as melhores candidatas alguma vez encontradas de "proto-aglomerados" percursores dos aglomerados grandes e maduros que vemos no Universo de hoje em dia.

"Foram encontradas pistas sobre este tipo de objetos em dados anteriores do Herschel e de outros telescópios, mas a capacidade de ver o céu inteiro do Planck revelou-nos muitos outros candidatos," diz Hervé Dole do Institut d’Astrophysique Spatiale, Orsay, principal autor do estudo. "Ainda temos muito para aprender sobre esta nova população, o que exige mais estudos de acompanhamento com outros observatórios. Mas acreditamos que são uma peça que faltava na formação da estrutura cosmológica."

"Estamos agora prepararando um catálogo extenso de possíveis proto-aglomerados, detetados pelo Planck, o que deve ajudar-nos a identificar ainda mais objetos como estes," acrescenta Ludovic Montier do Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Toulouse, que é o cientista principal do catálogo do Planck, de candidatos a fontes de desvio para o vermelho, que está prestes a ser distribuído à comunidade.

"Chegar a este importante resultado foi possível graças à sinergia entre o Herschel e o Planck: os objetos raros foram identificados graças aos dados de céu completo do Planck e depois com o Herschel conseguimos escrutiná-los em detalhe," diz o cientista de projeto da ESA para o Herschel, Göran Pilbratt.

Os dois observatórios espaciais terminaram as suas observações científicas em 2013, mas a sua imensidão de dados continuará ainda a ser explorada por muitos anos.

O estudo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Migração de Júpiter explica a configuração invulgar do Sistema Solar

Um novo estudo afirma que Júpiter pode ter varrido o Sistema Solar jovem como uma bola de demolição, destruindo a primeira geração de planetas interiores antes de recuar para a sua órbita atual.

© NASA (Kepler-11 parecido com o Sistema Solar)

Esta pesquisa ajuda a explicar porque o nosso Sistema Solar é tão diferente das centenas de outros sistemas planetários descobertos pelos astrônomos nos últimos anos.

"Agora que podemos olhar para o nosso próprio Sistema Solar no contexto de todos estes outros sistemas planetários, uma das características mais interessantes é ausência de planetas dentro da órbita de Mercúrio," afirma Gregory Laughlin, professor de astronomia e astrofísica da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, EUA. "O sistema planetário 'padrão' da nossa Galáxia parece ser um conjunto de super-Terras com períodos orbitais assustadoramente curtos. O nosso Sistema Solar é cada vez mais invulgar."

Nota-se que não só o "buraco" no nosso Sistema Solar interior, mas também certas características na Terra e em outros planetas rochosos e interiores, que teriam sido formados mais tarde do que os planetas exteriores a partir de uma fonte exausta de material de formação planetária.

Laughlin e Konstantin Batygin exploraram as implicações de um cenário importante para a formação de Júpiter e Saturno. Nesse cenário, proposto por uma outra equipe de astrônomos em 2011, Júpiter primeiro migrou para dentro na direção do Sol até que a formação de Saturno fez com invertesse o seu percurso e migrasse para fora até à sua posição atual. Batygin, que trabalhou pela primeira vez com Laughlin como estudante na Universidade da Califórnia em Santa Cruz e é agora professor assistente de ciência planetária no Instituto de Tecnologia da Califórnia, realizou cálculos numéricos para ver o que aconteceria se um conjunto de corpos rochosos com órbitas pequenas se tivesse formado antes da migração interior de Júpiter.

Nesse momento, é plausível que planetas rochosos com atmosferas espessas teriam sido formados perto do Sol a partir de um disco denso de gás e poeira, a caminho de se tornarem comuns "super-Terras" como tantos exoplanetas que já foram descobertos em torno de outras estrelas. No entanto, à medida que Júpiter se movia para mais perto do Sol, as perturbações gravitacionais do planeta gigante varreram os planetas interiores, planetesimais e asteroides para órbitas íntimas e sobrepostas, desencadeando uma série de colisões que esmagaram em pedaços todos os planetas jovens.

"É o mesmo fenômeno que nos preocupa se os satélites fossem destruídos em baixa órbita terrestre. Os seus fragmentos iriam começar a colidir com outros satélites e arriscaríamos uma reação em cadeia de colisões. O nosso trabalho indica que Júpiter criou uma tal cascata de colisões no Sistema Solar interior," explica Laughlin.

© K. Batygin/G. Laughlin (simulações do que teria acontecido com o Sistema Solar)

Os detritos resultantes teriam então espiralado para o Sol sob a influência de um "vento" forte a partir do gás denso que ainda rodava em torno do Sol. A avalanche teria destruído quaisquer super-Terras recém-formadas, levando-as para o Sol. Uma segunda geração de planetas interiores teriam sido formados mais tarde a partir de material empobrecido deixado para trás, o que é consistente com as evidências de que os planetas interiores do Sistema Solar são mais jovens do que os planetas exteriores. Os planetas interiores daí resultantes - Mercúrio, Vênus, Terra e Marte - são também menos massivos e têm atmosferas muito mais finas do que o esperado, comenta Laughlin.

"Uma das previsões da nossa teoria é que os planetas realmente semelhantes à Terra, com superfícies sólidas e pressões atmosféricas modestas, são raros," afirma.

Os caçadores de planetas já detectaram mais de mil exoplanetas em órbita de outras estrelas da Via Láctea, incluindo quase 500 sistemas com planetas múltiplos. O que emergiu destas observações, como sistema planetário "típico", é um sistema que consiste de alguns planetas com massas várias vezes superiores à da Terra (as super-Terras), que orbitam muito mais perto da estrela hospedeira que Mercúrio do Sol. Em sistemas com planetas gigantes parecidos com Júpiter, também tendem a estar muito mais perto das estrelas do que os planetas gigantes do nosso Sistema Solar. Os planetas interiores e rochosos do Sistema Solar, com massas relativamente pequenas e atmosferas finas, podem muito bem ser anômalos.

Segundo Laughlin, a formação de planetas gigantes como Júpiter é um tanto ou quanto rara, mas quando ocorre o planeta gigante geralmente migra para dentro e acaba a uma distância orbital semelhante à da Terra. Apenas a formação de Saturno no nosso Sistema Solar puxou Júpiter novamente para mais longe e isso permitiu a formação de Mercúrio, Vênus Terra e Marte. Portanto, outra previsão do estudo é que a existência de planetas mais pequenos próximos da estrela, em sistemas com planetas gigantes e com períodos orbitais superiores a 100 dias, é improvável.

"Este tipo de teoria, envolve processos genéricos que já foram amplamente estudados por outros pesquisadores. Existem muitas evidências que suportam a ideia da migração interior de Júpiter e consequente migração exterior. O nosso trabalho debruça-se sobre as consequências dessas alterações orbitais. A hipótese da migração de Júpiter pode muito bem ter sido um "grande ataque" ao Sistema Solar interior original."

Fonte: Proceedings of the National Academy of Sciences

A fita métrica cosmológica

Essa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble mostra a galáxia espiral NGC 3021 que localiza-se a cerca de 100 milhões de anos-luz de distância na constelação de Leo Minor (O Pequeno Leão).

© Hubble (NGC 3021)

Entre muitos outros tipos de estrelas, essa galáxia contém estrelas variáveis Cefeidas, que podem ser usadas para medir a distância até a galáxia. Essas estrelas pulsam numa taxa que é muito bem relacionada ao seu brilho intrínseco, assim as medidas da sua taxa de pulsação e seu brilho observado dão aos astrônomos informações suficientes para que possam calcular a distância à própria galáxia.

As Cefeidas são também usadas para calibrar um marcador de distância ainda mais distante, que pode ser usado para distâncias ainda maiores: as supernovas do Tipo Ia. Uma dessas estrelas brilhantes explosivas foi observada na NGC 3021, em 1995.

Além disso, a supernova na NGC 3021 foi também usada para refinar a medida que é conhecida como a constante de Hubble. O valor dessa constante define quão rápido o Universo está se expandindo, possibilitando a compreensão sobre sua evolução no passado bem como no futuro. Assim, essa galáxia é muito mais do que apenas uma bela galáxia espiral.

Fonte: NASA

Medido com precisão o período de rotação de Saturno

Um dia em Saturno dura 10 horas 32 minutos e 45 segundos (+/- 46 segundos), disse um grupo de astrônomos liderados pelo Dr. Ravit Helled da Universidade de Tel Aviv em Israel.

© NASA/JPL/Space Science Institute (Saturno)

Esta imagem foi obtida em 10 de Setembro de 2007 pela sonda Cassini da NASA, a uma distância de cerca de 3,3 milhões de km do planeta Saturno. Rhea, a segunda maior lua de Saturno, é visível contra ao fundo azulado do hemisfério norte do planeta. Mimas, a sétima maior lua de Saturno, aparece como um pontinho contra as sombras do anel no flanco ocidental do planeta.

Para medir o período de rotação de Saturno, o sexto planeta desde o Sol, o Dr. Helled e seus colegas do Weizmann Institute of Science em Rehovot, Israel, criaram um novo método, que é baseado nas medidas do campo gravitacional de Saturno e o fato único que seu eixo leste-oeste é mais curto do que seu eixo norte-sul.

“Nas últimas duas décadas, o período de rotação padrão de Saturno foi aceito como sendo aquele medido pela sonda Voyager 2 nos anos de 1980, como sendo de 10 horas 39 minutos e 22 segundos”, explica o Dr. Helled.

“Mas quando a sonda Cassini chegou no planeta três décadas depois, o período de rotação foi medido como sendo 8 minutos maior. Entendeu-se então que o período de rotação de Saturno não poderia ser inferido a partir das flutuações nas medidas de radiação de rádio integradas com o campo magnético do planeta, o que de fato ainda é desconhecido”.

A Cassini mediu um sinal integrado com o campo magnético de Saturno com uma periodicidade de 10 horas 47 minutos e 6 segundos, algo mais vagaroso do que os registros anteriores.

“Desde então, uma grande questão para a astronomia tem sido sobre qual o período correto de rotação do planeta Saturno. Nos últimos 5 anos, existiram diferentes teorias para tentar responder essa pergunta. Nós apresentamos uma resposta com base na forma e no campo gravitacional do planeta. Nós fomos capazes de observar a questão como um todo, e as propriedades físicas do planeta para determinar seu período de rotação”, disse o Dr. Helled.

O novo método é baseado num processo de otimização estatística que desenvolveu algumas soluções. Primeiro, as soluções reproduziram as propriedades observadas de Saturno, sua massa e seu campo gravitacional. Então os astrônomos usaram essas informações para pesquisar o período de rotação onde a maior parte das soluções convergiam. A massa derivada do núcleo do planeta e a massa dos elementos pesados que o constitui, como rochas e água, são afetadas pelo período de rotação do planeta.

“Nós não podemos entender completamente a estrutura interna de Saturno sem uma determinação precisa do seu período de rotação”, disse o Dr. Helled.

Conhecer a composição de Saturno fornece informações sobre a formação de gigantes gasosos em geral e nas propriedades físicas e químicas da nebulosa protosolar.

O Dr. Helled e seus colegas esperam aplicar seu novo método para outros planetas gigantes gasosos do Sistema Solar como Urano e Netuno. O método poderia também ser aplicado em estudos futuros de exoplanetas gasosos.

Fonte: Nature

Descoberta pode auxiliar no estudo sobre a matéria escura

Astrônomos usando observações feitas com o telescópio espacial Hubble e com o observatório de raios X Chandra, encontraram que a matéria escura não reduz de velocidade quando colide entre si. Isso significa que ela interage com ela mesmo ainda menos do que se pensava anteriormente.

© Hubble/Chandra (seis aglomerados colidindo)

Os pesquisadores dizem que essa descoberta estreita as opções sobre o que pode ser essa misteriosa substância. A matéria escura é uma forma transparente de matéria que faz parte da maior massa no Universo. Pelo fato da matéria escura não refletir, absorver, ou emitir luz, ela só pode ser traçada indiretamente, medindo como ela distorce o espaço por meio do fenômeno de lente gravitacional, onde a luz de distantes fontes é ampliada e distorcida pelos efeitos gravitacionais da matéria escura.

Os dois observatórios espaciais foram usados para estudar como a matéria escura nos aglomerados de galáxias se comporta quando os aglomerados colidem. O Hubble foi usado para mapear a distribuição das estrelas e da matéria escura após a colisão, que foi traçada através do efeito de lente gravitacional na luz de fundo. O Chandra foi usado para observar a emissão de raios X do gás em colisão.

“A matéria escura é um enigma que nós buscamos a muito tempo revelar”, disse John Grunsfeld, administrador assistente do Science Mission Directorate da NASA em Washington. “Com as capacidades combinadas desses grandes observatórios, ambos em missões estendidas, nós estamos ainda mais perto de entender esse fenômeno cósmico”.

Para aprender mais sobre a matéria escura, os pesquisadores podem estudá-la de maneira similar como fazem com experimentos com a matéria visível, observando o que acontece quando ela atinge objetos celestes. Um excelente laboratório natural para essa análise pode ser encontrado nas colisões entre aglomerados de galáxias.

Os aglomerados de galáxias são feitos de três principais ingredientes: galáxias, nuvens de gás e matéria escura. Durante as colisões, as nuvens de gás que envelopam as galáxias se chocam e param. As galáxias são muito menos afetadas pelo arrasto do gás e, devido aos grandes vazios entre as estrelas, não se tem o efeito de redução de velocidade em cada uma.

“Nós sabemos como o gás e as galáxias reagem a essas colisões cósmicas e onde eles emergem a partir desse choque. Comparando como a matéria escura se comporta pode nos ajudar a estreitar o que ela realmente é”, explica David Harvey da École Polytechnique Fédérale de Lausanne, na Suíça, principal autor do novo estudo.

Harvey e sua equipe usou os dados do Hubble e do Chandra para estudar 72 grandes colisões em aglomerados. As colisões acontecem em tempos diferentes, e são vistas de diferentes ângulos, algumas de lado e outras de frente.

A equipe descobriu que, como as galáxias, a matéria escura continua direto através das violentas colisões sem reduzir a velocidade relativa para as galáxias. Pelo fato das galáxias passarem sem impedimentos, se os astrônomos observarem uma separação entre a distribuição das galáxias e a matéria escura então eles sabem que houve uma diminuição de velocidade. Se a matéria escura reduz a velocidade, ela se arrastará e ficará localizada em algum lugar entre as galáxias e o gás, que pode dizer aos pesquisadores o quanto ela tem interagido.

A teoria vigente é que as partículas da matéria escura se espalham através dos aglomerados de galáxias e frequentemente não se chocam uma com a outra. A razão da matéria escura não reduzir a velocidade é porque não somente ela não interage com as partículas visíveis, mas também ela pouco frequentemente interage com outra matéria escura. A equipe mediu essa interação própria e descobriu que ela ocorre menos frequentemente ainda do que se pensava anteriormente. Os teóricos de física de partículas têm agora um conjunto menor de variáveis desconhecidas para trabalhar quando construírem seus modelos.

“Um estudo prévio tinha visto um comportamento similar no Aglomerado Bullet”, disse Richard Massey, um membro da equipe, da Universidade de Durham, no Reino Unido. “Mas é difícil interpretar o que nós estamos vendo se nós só temos um exemplo. Cada colisão leva centenas de milhões de anos, assim, durante a nossa vida, nós só podemos ver um quadro congelado de um ângulo único de uma câmera. Agora que nós estamos estudando muito mais colisões, nós podemos começar a montar um filme completo e entender melhor o que está acontecendo”.

“Não está claro quanto nós esperamos que a matéria escura interaja com ela mesmo, pois a matéria escura vai contra tudo o que conhecemos”, disse Harvey. “Nós sabemos de observações prévias que ela precisa interagir com ela mesmo de maneira razoavelmente fraca, contudo, esse estudo tem agora colocado essa taxa abaixo até mesmo do grau de interação de dois prótons interagindo um com o outro, o que é uma teoria para a matéria escura”. Harvey disse que os resultados sugerem que a matéria escura é pouco provável de ser somente um tipo de próton escuro. Se a matéria escura espalhar como os prótons fazem um com os outros eletrostaticamente, ela teria sido detectada. Isso desafia a ideia de que existam prótons escuros, o equivalente aos fótons na matéria escura”, disse ele.

A matéria escura poderia potencialmente ter propriedades ricas e complexas, e existem ainda outros tipos de interações para o estudo. Esses últimos resultados descartam as interações que criam uma forte força de atrito, fazendo com que a matéria escura reduza a velocidade durante as colisões. Outras possíveis interações poderiam fazer com que as partículas da matéria escura rebatessem uma nas outras como bolas de sinuca, fazendo com que as partículas da matéria escura fossem ejetadas das nuvens pelas colisões ou para as bolhas de matéria escura para mudar a forma. Para aumentar o número de colisões que podem ser estudadas, a equipe está também buscando estudar colisões envolvendo galáxias individuais, que são muito mais comuns.

“Existem ainda alguns candidatos viáveis para o posto de matéria escura, assim o jogo ainda não acabou, mas nós estamos chegando cada vez mais perto da resposta”, concluiu Harvey. “Esses colisores de partículas astronomicamente grandes estão finalmente deixando com que possamos espiar o mundo escuro ao nosso redor e fora do nosso alcance”.

Os resultados desta pesquisa foram publicados na revista Science.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Ventos de buracos negros podem desligar a formação de estrelas

Um grupo de astrônomos utilizando o observatório espacial Herschel da ESA descobriu que os ventos de um enorme buraco negro estão varrerendo o reservatório de matéria-prima para a criação de estrelas da sua galáxia hospedeira.

© ERSA /ATG medialab (ilustração de ventos ejetando gás de buraco negro)

Localizados no núcleo da maioria das galáxias, os buracos negros supermassivos são objetos extremamente densos e compactos com massas que têm entre milhões e bilhões de vezes a do nosso Sol. Muitos são bastante passivos, como o que está no centro da nossa Via Láctea. No entanto, alguns buracos negros estão devorarando com grande apetite tudo o que os rodeia.

Estes buracos negros devoradores não só usam o gás que os rodeia para se abastecerem, como também expulsam parte desse gás na forma de ventos fortes e jatos. Os astrônomos já suspeitavam que estes ventos eram responsáveis por escoar o gás interestelar das galáxias. Em particular, as moléculas de gás das quais nascem as estrelas.

Este efeito pode afetar a formação de estrelas das galáxias, diminuindo a sua capacidade de criação ou mesmo extingui-la completamente.

Mas, até agora, não tinha sido possível observar este processo. Os astrônomos já tinham detectado com telescópios de raios X ventos muito perto de buracos negros. E, através de observações em infravermelho, tinham já registado descargas de moléculas de gás de grande intensidade nas galáxias. Mas não tinham ainda observado os dois fenômenos na mesma galáxia.

Um novo estudo mudou este cenário. Foram detetados ventos impelidos por um buraco negro, com diferentes intensidades. “É a primeira vez que vimos um buraco negro supermassivo explodindo o reservatório de gás de criação de estrelas da galáxia”, explica Francesco Tombesi, do Centro de Voo Espacial Goddard, da NASA, e da Universidade de Maryland, nos EUA, que liderou o estudo. Combinando observações em infravermelho do observatório espacial Herschel, da ESA, com novos dados do satélite de raios X Suzaku, do Japão e EUA, foi possível detectar ventos perto do buraco negro central da galáxia IRAS F11119+3257 e os ventos empurrando o gás galáctico para o exterior.

Perto do buraco negro, os ventos são fracos e rápidos, com rajadas de cerca de 25% da velocidade da luz e sopram o equivalente a cerca de uma massa solar de gás por ano. À medida que progridem para o exterior, os ventos tornam-se mais lentos, mas passam a varrer algumas centenas adicionais de massas solares de moléculas de gás por ano e empurram-nas para fora da galáxia.

Esta pesquisa mostra, pela primeira vez, que os ventos dos buracos negros estão esvaziando o gás das suas galáxias hospedeiras através de expulsões em grande escala. E está em conformidade com a teoria de que os buracos negros podem, em última instância, parar a formação de estrelas nas suas galáxias hospedeiras.

“O observatório espacial Herschel já tinha revolucionado o nosso conhecimento sobre a criação de estrelas. Este novo resultado ajuda-nos a compreender como e por que é que a formação de estrelas em algumas galáxias pode ser alterada ou até mesmo desligada”, diz Göran Pilbratt, cientista do observatório Herschel na ESA.

“O culpado deste mistério cósmico foi encontrado. Como muitos suspeitavam, um buraco negro central pode impulsionar expulsões de gás em grande escala, que extingue a formação de estrelas.”

O estudo foi publicado esta semana na Nature.

Fonte: ESA

Nuvem empoeirada G2 sobreviveu a encontro próximo com buraco negro

As melhores observações conseguidas até hoje da nuvem de gás empoeirada G2 confirmam que este objeto teve a sua aproximação máxima ao buraco negro supermassivo que se encontra no centro da Via Láctea em maio de 2014 e que sobreviveu à experiência.

© ESO/A. Eckart (o movimento da nuvem G2)

Esta imagem composta mostra o movimento da nuvem empoeirada G2 à medida que se aproxima e depois passa pelo buraco negro supermassivo que se situa no centro da Via Láctea.

Os novos resultados obtidos com o Very Large Telescope (VLT) do ESO mostram que o objeto parece não ter sido significativamente esticado e que é muito compacto. Trata-se muito provavelmente de uma estrela jovem com um núcleo massivo que ainda se encontra acretando material. O buraco negro propriamente dito não mostrou ainda nenhum sinal de aumento de atividade.

Um buraco negro supermassivo com uma massa de quatro milhões de vezes a massa do Sol situa-se no núcleo da Via Láctea. Em sua órbita encontra-se um pequeno grupo de estrelas brilhantes e adicionalmente foi descoberta uma nuvem poeirenta bastante enigmática, conhecida por G2, que foi observada caindo em direção ao buraco negro nos últimos anos. Foi previsto que a aproximação máxima ocorresse em maio de 2014.
Pensou-se que as enormes forças de maré nesta região de gravidade extremamente elevada desfizessem a nuvem e a dispersassem ao longo da sua órbita. Algum deste material alimentaria o buraco negro, levando a  explosões repentinas. Para estudar estes eventos únicos, a região do centro galáctico foi observada cuidadosamente nos últimos anos por muitas equipes que utilizaram os maiores telescópios do mundo.
Uma equipe liderada por Andreas Eckart (Universidade de Colônia, Alemanha) observou a região com o auxílio do VLT durante muitos anos, incluindo durante o período crítico de fevereiro a setembro de 2014, ou seja imediatamente antes e depois do evento da maior aproximação de maio de 2014. Estas novas observações são consistentes com observações anteriores obtidas com o telescópio Keck no Havaí.
As imagens no infravermelho, radiação emitida pelo hidrogênio brilhante, mostram que a nuvem se manteve compacta antes e depois da aproximação máxima, ou seja, durante todo o trajeto que a levou a contornar o buraco negro.
Para além de fornecer imagens muito nítidas, o instrumento SINFONI montado no VLT separa também a radiação nas suas componentes de cor infravermelhas e portanto permite estimar a velocidade da nuvem. Uma vez que a nuvem empoeirada se move relativamente à Terra, afastando-se da Terra antes da maior aproximação ao buraco negro e aproximando-se dela depois, o efeito Doppler faz variar o comprimento de onda observado. Antes da aproximação máxima, a nuvem estava se afastando da Terra a uma velocidade de cerca de dez milhões de quilômetros por hora e depois de ter contornado o buraco negro, estava se aproximando da Terra a cerca de doze milhões de quilômetros por hora.
Florian Peissker, um estudante de doutorado na Universidade de Colônia, Alemanha, que fez muitas das observações, comenta: “Estar no telescópio e ver os dados chegando em tempo real foi uma experiência fascinante”, e Monica Valencia-S., uma pesquisadora de pós-doutorado, também da Universidade de Colônia, que trabalhou na difícil redução dos dados, acrescenta: “Foi extraordinário ver que o brilho da nuvem empoeirada se manteve compacto antes e depois da maior aproximação ao buraco negro.”
Embora observações anteriores tivessem sugerido que o objeto G2 estava se esticando, as novas observações não mostram evidências de que a nuvem tenha ficado significativamente espalhada, não mostrando a nuvem visivelmente estendida, nem mostrando uma maior dispersão nas velocidades.
Além das observações feitas com o instrumento SINFONI, a equipe fez também uma série de medições da polarização da radiação vinda da região do buraco negro supermassivo usando o instrumento NACO montado no VLT. Estas observações, as melhores deste tipo obtidas até hoje, revelam que o comportamento do material que está sendo acretado pelo buraco negro é muito estável e que, pelo menos até agora, não foi alterado pela chegada de material da nuvem G2.
A resiliência da nuvem empoeirada aos efeitos de maré gravitacionais extremos existentes próximo do buraco negro sugere fortemente que este material está girando em torno de um objeto denso com um núcleo massivo, não se tratando de uma nuvem flutuando livremente. Este fato é igualmente apoiado pela ausência, até agora, de evidências de que este material esteja alimentando o monstro central, o que levaria a explosões repentinas e aumento de atividade.
Andreas Eckart sumariza os novos resultados: “Vimos todos os dados recentes e em particular os referentes ao período de 2014, época em que houve a maior aproximação ao buraco negro. Não podemos confirmar que a fonte tenha sido esticada de modo significativo. O objeto não se comporta de modo nenhum como uma nuvem de poeira sem núcleo. Pensamos que se trata sim de uma estrela jovem ainda envolta em poeira”.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Monitoring the Dusty S-Cluster Object (DSO/G2) on its Orbit towards the Galactic Center Black Hole” de M. Valencia-S. et al., que foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Encontrado elo perdido entre supernovas e formação planetária

Usando o observatório SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA, uma equipe científica internacional descobriu que as supernovas são capazes de produzir uma quantidade substancial de material a partir do qual planetas como a Terra se podem formar.

© NASA/CXO/Herschel/VLA/Lau et al (Remanescente de Supernova de Sagitário A Este)

Os dados do SOFIA revelam poeira quente (branco) que sobrevive dentro de um remanescente de supernova, que é aqui vista em raios X (azul). A emissão de rádio (vermelho) mostra ondas de choque em expansão que colidem com as nuvens interestelares nos arredores (verde).

"As nossas observações revelam que uma nuvem produzida por uma explosão de supernova há 10.000 anos atrás contém poeira suficiente para fabricar 7.000 Terras," afirma Ryan Lau da Universidade de Cornell em Ithaca, Nova Iorque, EUA.

Uma das maiores questões da astronomia, é, por que as galáxias, formadas a um bilhão de anos depois do Big Bang, contêm tanta poeira? A principal teoria é que as supernovas possuem grandes quantidades de material enriquecido em metal que, por sua vez, abriga ingredientes fundamentais de poeira como sílica, ferro e carbono.

A equipe de pesquisa, liderada por Lau, usou o telescópio aéreo SOFIA e a sua câmara FORCAST (Faint Object InfraRed CAmera for the SOFIA Telescope), para obter imagens infravermelhas de uma nuvem interestelar conhecida como Remanescente de Supernova de Sagitário A Este, que fica localizado a cerca de 26.000 anos-luz de distância da Terra perto do centro da Via Láctea.

O SOFIA é um avião Boeing 747 altamente modificado que transporta um telescópio com um diâmetro efetivo de 100 polegadas (2,5 metros) até altitudes entre 12 e 14 km. O SOFIA é um projeto conjunto da NASA e do Centro Aeroespacial Alemão.

A equipe usou os dados do SOFIA para estimar a massa total de poeira na nuvem a partir da intensidade da sua emissão. A pesquisa exigiu medições em comprimentos de onda infravermelhos e longos a fim de atravessar as nuvens interestelares intervenientes e detectar a radiação emitida pela poeira da supernova.

Os astrônomos já tinham evidências de que ondas de choque (para fora) de uma supernova podiam produzir quantidades significativas de poeira. Até agora, uma questão primordial era saber se as partículas de poeira conseguiam sobreviver a uma subsequente onda de choque (para dentro) gerada quando a primeira colide com o gás e a poeira interestelar dos arredores.

"A poeira sobreviveu o segundo 'ataque' de ondas de choque da explosão de supernova e está agora seguindo para o meio interestelar onde pode tornar-se parte da 'semente' de novas estrelas e planetas," explica Lau.

Estes resultados também revelam a possibilidade de que a grande quantidade de poeira observada em galáxias distantes e jovens pode ter sido criada por explosões de supernova de estrelas maciças e antigas, pois nenhum outro mecanismo conhecido pode ter produzido assim tanta poeira.

"Esta descoberta é um marco especial para o SOFIA, pois demonstra como as observações da nossa própria Via Láctea podem suportar diretamente o nosso conhecimento da evolução de galáxias a bilhões de anos-luz de distância," afirma Pamela Marcum, cientista do projeto SOFIA no Centro de Pesquisa Ames em Moffett Field, no estado americano da Califórnia.

Estes resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: Universidade de Cornell

Estrelas em colisão explicam explosão enigmática do século XVII

Observações recentes obtidas com o APEX e outros telescópios revelaram que a estrela que os astrônomos europeus viram aparecer no céu em 1670 não era uma nova, mas sim um tipo muito mais raro e violento de colisão estelar.

© ESO/T. Kamiński (restos da nova de 1670)

Esta imagem mostra os restos da nova estrela que foi vista no ano 1670. A imagem foi criada a partir de uma combinação de imagens no visível obtidas com o telescópio Gemini (em azul), de um mapa submilimétrico que mostra a poeira obtido pelo SMA (em verde) e de um mapa da emissão molecular obtido pelo APEX e pelo SMA (em vermelho).

A explosão foi suficientemente espetacular para ser observada a olho nu durante sua primeira fase, mas os traços que deixou eram tão fracos que foi necessário fazer análises muito detalhadas com telescópios submilimétricos, mais de 340 anos depois, antes de se conseguir desvendar o mistério.

Alguns dos maiores astrônomos do século XVII, incluindo Hevelius, o pai da cartografia lunar, e Cassini, documentaram detalhadamente o aparecimento de uma nova estrela no céu em 1670. Hevelius descreveu-a como nova sub capite Cygni, uma estrela nova por baixo da cabeça do cisne, mas os astrônomos conhecem-na atualmente pelo nome de Nova Vulpeculae 1670. Este objeto situa-se dentro dos limites da constelação moderna da Raposa, do outro lado da fronteira com o Cisne. É também referido por vezes como Nova Vul 1670 e CK Vulpeculae, a sua designação como estrela variável. Registros históricos de novas são raros, mas são também de grande interesse para os astrônomos modernos. A Nova Vul 1670 é a nova da qual temos o registro mais antigo e é, ao mesmo tempo, a mais tênue recuperada em observações posteriores.
O autor principal do novo estudo, Tomasz Kamiński (ESO e Instituto Max Planck de Rádio Astronomia, Bonn, Alemanha) explica: “Durante muitos anos pensou-se que este objeto era uma nova, mas quanto mais o estudávamos menos ele se parecia com uma nova normal, ou até com qualquer tipo de estrela em explosão”.
Quando apareceu pela primeira vez no céu, a Nova Vul 1670 era facilmente visível a olho nu e foi variando de brilho durante dois anos. Em seguida desapareceu e tornou a aparecer por duas vezes antes de finalmente deixar de ser vista totalmente. Embora bem documentada para a sua época, os intrépidos astrônomos não tinham o equipamento necessário para resolver o mistério da atuação peculiar desta nova aparente.
Durante o século XX os astrônomos compreenderam que a maioria das novas podiam ser explicadas por um comportamento explosivo de estrelas binárias muito próximas uma da outra. No entanto, a Nova Vul 1670 não encaixava nada bem neste modelo e permaneceu um mistério.
Apesar do poder dos telescópios ser cada vez melhor, pensou-se durante muito tempo que o evento não teria deixado rastro e foi apenas nos anos 1980 que uma equipe de astrônomos detectou uma nebulosa tênue rodeando o local onde se suponha que a estrela tinha estado. Apesar destas observações terem fornecido uma ligação óbvia com a estrela de 1670, não conseguiram, no entanto, desvendar a verdadeira natureza do evento observado nos céus da Europa cerca de 300 anos antes.
Tomasz Kamiński continua contando: “Observamos agora esta região nos comprimentos de onda do milímetro e do submilímetro e descobrimos que o meio que circunda os restos da estrela está imerso num gás frio rico em moléculas, apresentando uma composição química muito incomum”.
Além do APEX, a equipe utilizou também o Submillimeter Array (SMA) e o rádio telescópio Effelsberg para determinar a composição química e medir as razões dos diferentes isótopos do gás. Com todos estes dados obteve-se um panorama muito detalhado da área, o que permitiu saber de onde é que este material poderia ter vindo.
O que a equipe descobriu foi que a massa do material frio era demasiado elevada para ser o produto de uma explosão de nova e, adicionalmente, as razões de isótopos que a equipe mediu em torno da Nova Vul 1670 eram diferentes dos esperados para uma nova. Mas, se não era uma nova, o que era então?
A resposta é uma espetacular colisão entre duas estrelas, mais brilhante que uma nova, mas menos que uma supernova, que produzem algo chamado transiente vermelha. Trata-se de um fenômeno muito raro no qual as estrelas explodem devido a uma fusão entre si, ejetando material do interior estelar para o espaço e deixando eventualmente para trás apenas um remanescente fraco envolto num ambiente frio, rico em moléculas e poeira. Esta classe recém-reconhecida de estrelas eruptivas corresponde quase que perfeitamente ao perfil da Nova Vul 1670.
Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Nuclear ashes and outflow in the oldest known eruptive star Nova Vul 1670” de T. Kamiński et al., que foi publicado online na revista Nature.

Fonte: ESO

Milhões de estrelas estão se formando numa galáxia anã vizinha

Mais de um milhão de jovens estrelas estão se formando em uma nuvem empoeirada quente constituída de gases moleculares em uma pequena galáxia perto da Via Láctea.

© Hubble/SMA/Jean Turner (galáxia NGC 5253)

O fundo azul é uma imagem do telescópio espacial Hubble da galáxia NGC 5253, as manchas brancas são aglomerados de estrelas jovens. Sobreposto está o gás (vermelho e amarelo) como visto pelo Submillimeter Array (SMA) instalado no Havaí. A parte mais brilhante da imagem é a Nuvem D.

O aglomerado de estrelas está enterrado dentro de uma galáxia anã conhecida como NGC 5253, na constelação de Centaurus. O aglomerado tem um bilhão de vezes a luminosidade do Sol, mas é invisível à luz normal, escondido por seus próprios gases quentes.

"Somos poeira das estrelas, e este aglomerado é uma fábrica de estrelas e fuligem", disse Jean Turner, professora de física e astronomia na Universidade da Califórnia (UCLA), em Los Angeles, e principal autor da pesquisa. "Estamos vendo a poeira que as estrelas têm criado. Normalmente, quando olhamos para um aglomerado de estrelas, as estrelas dispersaram há muito tempo todo o gás e poeira, mas neste aglomerado, vemos a poeira. Eu tenho procurado pela nuvem de gás que está se formando e seu conjunto de estrelas durante anos", disse Turner.

A quantidade de poeira em torno das estrelas é extraordinário, cerca de 15 mil vezes a massa do nosso Sol em elementos como carbono e oxigênio. O aglomerado está a cerca de 3 milhões de anos, o que em termos astronômicos, é extremamente jovem. É provável que viverá por mais de um bilhão de anos.

A Via Láctea não formou aglomerados de estrelas gigantescas por bilhões de anos. Ela ainda está formando novas estrelas, mas não em grande quantidade. Alguns astrônomos acreditavam que esses aglomerados de estrelas gigantes poderiam se formar apenas no início do Universo.

A Via Láctea tem nuvens de gás, mas nada comparável a Nuvem D desta galáxia, que abriga o enorme aglomerado de estrelas envolto em gás e poeira espessa.

A quantidade de uma nuvem de gás que se transformou em estrelas varia em diferentes partes do Universo. Na Via Láctea, a taxa de nuvens de gás do tamanho da nuvem D é inferior a 5%. Na Nuvem D a taxa é de pelo menos 10 vezes maior.

Turner e seus colegas conduziram a pesquisa com o SMA, um projeto conjunto do Smithsonian Astrophysical Observatory e Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, em Mauna Kea no Havaí.

A NGC 5253 tem milhares de estrelas que se tornaram supernovas, mas nenhuma evidência foi encontrada ainda. O aglomerado contém mais de 7.000 estrelas maciças do tipo "O", que são as mais luminosas de todas as estrelas conhecidas, sendo um milhão de vezes mais brilhante do que Sol. A NGC 5253 tem cerca de nove vezes mais matéria escura do que a matéria visível, uma taxa muito maior do que as partes internas da Via Láctea.

Nos próximos anos, a nuvem pode ser destruída por estrelas que se tornaram supernovas, que conduziria todo o gás e elementos criados pelas estrelas para o espaço interestelar."

Turner e seus colegas detectaram pela primeira vez emissão de rádio do aglomerado de estrelas em 1996. Eles continuarão estudando a galáxia utilizando o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) no Chile.

A pesquisa foi publicada num artigo da revista Nature.

Fonte: Universidade da Califórnia

A extensão da gigantesca erupção vulcânica da Lua é revelada

Uma equipe de astrônomos e geólogos produziram um novo mapa do vulcão mais incomum da Lua mostrando que sua erupção explosiva lançou detritos sobre uma área muito maior do que se pensava anteriormente.

© Durham University/Jack Wilson (área em torno do Complexo Vulcânico Compton-Belcovich)

A imagem acima mostra a área em torno do Complexo Vulcânico Compton-Belcovich, onde a escala vertical foi reforçada para maior nitidez. A região vermelha com cerca de 35 km de diâmetro é o complexo vulcânico e a área verde contém os detritos radioativos da erupção do vulcão, que se estende por 300 quilômetros a leste.

A equipe, liderada pelos especialistas do Institute for Computational Cosmology and Department of Earth Sciences na Universidade de Durham no Reino Unido, estudou uma área da superfície lunar no Complexo Vulcânico Compton-Belcovich.

Mapeando o elemento radioativo tório, que foi lançado durante a erupção, eles descobriram que com a ajuda da baixa gravidade da Lua os detritos de um vulcão sem nome eram capazes de cobrir uma área com cerca de 70.000 quilômetros quadrados.

A erupção, que aconteceu a cerca de 3,5 bilhões de anos, lançou rochas cinco vezes mais distante do que o fluxo piroclástico de rocha derretida e gases que soterraram a cidade romana de Pompeia.

Os pesquisadores usaram dados da sonda Lunar Prospector da NASA, que registrou o local vulcânico, pela primeira vez em 1999 quando eles detectaram um depósito isolado de tório no lado escuro da Lua entre as crateras de impacto Compton e Belkovich.

Desde a sua descoberta, o depósito tem sido difícil de ser estudado pois ele está escondido abaixo dos detritos dos impactos de meteoritos, mas a Lunar Prospector detectou raios gama emitidos pelo tório que pode passar por centenas de metros de rocha.

Com base nessa informação, os pesquisadores usaram uma técnica de realce de imagem, originalmente desenvolvida para espiar o Universo distante, para deixar o mapa mais nítido e revelar o enorme tamanho do depósito de tório da erupção vulcânica.

“Os vulcões eram comuns no início da vida da Lua, e os “mares” escuros que você pode observar na superfície da Lua foram criados pela lava rica em ferro que inundaram grandes áreas, preenchendo as crateras de impacto”, disse Jack Wilson do Institute for Computational Cosmology de Durham.

“A erupção de lava brilhante, pobre em ferro e viscosa, que criou os cones vulcânicos de flancos íngremes, eram raras e observadas somente em locais como esses. A erupção explosiva desse tipo de lava é desconhecida em qualquer outro local da Lua, fazendo desse vulcão algo bem único”.

“Mapeando o conteúdo radioativo da lava desse vulcão nós somos capazes de mostrar que a rocha derretida radioativa, fluiu além dos taludes do vulcão, alcançando centenas de quilômetros em uma direção”, disse Wilson.

A equipe de pesquisa está agora planejando aplicar essa técnica de mapeamento no maior vulcão conhecido do Sistema Solar, o Monte Olympus em Marte.

Além do elemento radioativo tório, os pesquisadores irão buscar por hidrogênio e os remanescentes possíveis de gelo de água de geleiras nos altos taludes do Planeta Vermelho.

Fonte: Astronomy

A existência de exoplanetas em zona habitável na maior parte das estrelas

Os astrônomos já descobriram quase 2.000 exoplanetas na nossa Galáxia e muitos deles encontram-se em sistemas múltiplos em órbita de uma estrela hospedeira.

© Instituto Niels Bohr (ilustração do trânsito de um exoplaneta)

O satélite Kepler observa os trânsitos de exoplanetas ao medir a curva de luz de uma estrela. Quando um planeta passa em frente da estrela, ocorre uma diminuição do brilho. Se esta diminuição ocorrer regularmente, pode então existir um planeta em órbita da estrela.

Ao analisarem estes sistemas planetários, pesquisadores da Universidade Nacional da Austrália e do Instituto Niels Bohr em Copenhague calcularam probabilisticamente o número de estrelas na Via Láctea com planetas na zona habitável. Os cálculos mostram que bilhões de estrelas na Via Láctea têm entre 1 e 3 planetas na zona habitável, onde existe o potencial para água líquida e existência de vida.

Com o satélite Kepler da NASA, os astrônomos descobriram cerca de 1.000 planetas em torno de estrelas da Via Láctea e descobriram também cerca de 3.000 outros candidatos a planeta. Muitas das estrelas têm sistemas planetários com 2 a 6 planetas, mas as estrelas podem muito bem ter mais planetas do que aqueles observados pelo Kepler, que é mais adequado para encontrar planetas grandes que orbitam relativamente perto das suas estrelas.

Os planetas que orbitam perto das suas estrelas são demasiado quentes para albergar vida, por isso a fim de descobrirem quais os sistemas planetários que podem também ter planetas na zona habitável com o potencial de água no estado líquido e vida, um grupo de pesquisadores da Universidade Nacional da Austrália e do Instituto Neils Bohr em Copenhague fez cálculos com base numa nova versão de um método com 250 anos chamado lei de Titius-Bode.

A lei de Titius-Bode foi formulada em 1766 e calculou corretamente a posição de Urano antes mesmo de ter sido descoberto. A lei afirma a existência de uma certa relação entre os períodos orbitais dos planetas num sistema planetário. Assim, a relação entre o período orbital do primeiro e do segundo planeta é a mesma entre o segundo e o terceiro e assim por diante. Portanto, se soubéssemos quanto tempo alguns planetas demoram para orbitar o Sol/estrela, podemos calcular quanto tempo outros planetas demoram para completar uma órbita e assim calcular a sua posição no sistema planetário. Também podemos calcular se um planeta está "em falta" na sequência.

"Nós decidimos usar este método para calcular as potenciais posições planetárias em 151 sistemas planetários, onde o satélite Kepler encontrou entre 3 e 6 planetas. Em 124 dos sistemas planetários, a lei de Titius-Bode encaixou, tão bem ou melhor do que o nosso próprio Sistema Solar, com as posições dos planetas. Tentamos prever onde poderiam existir mais planetas longínquos. Mas fizemos apenas cálculos para planetas onde existe uma boa hipótese de os observarmos com o Kepler", descreve Steffen Kjær Jacobsen, estudante de doutoramento do grupo de pesquisa do Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhague.

Em 27 dos 151 sistemas planetários, os planetas observados não encaixam, à primeira vista, com a lei de Titius-Bode. Então, tentaram colocar planetas no "padrão" para onde os planetas deviam estar localizados. Acrescentaram os planetas que pareciam estar "em falta" entre os planetas já conhecidos e também acrescentaram um planeta extra no sistema para além do planeta mais exterior conhecido. Desta forma, previram um total de 228 planetas nos 151 sistemas planetários.

"Em seguida, fizemos uma lista de prioridades focada em 77 planetas de 40 sistemas planetários, porque têm uma alta probabilidade de fazer um trânsito, para que os possamos ver com o Kepler. Nós incentivamos outros pesquisadores a procurá-los. Se forem encontrados, é uma indicação de que a teoria resiste," explica Steffen Kjær Jacobsen.

Os planetas que orbitam muito perto da estrela são demasiado quentes para ter água líquida e vida, e os planetas que estão muito longe da estrela são muito frios, mas a zona habitável intermédia, onde existe um potencial para água líquida e vida, não é uma distância fixa. A zona habitável de um sistema planetário é diferente de estrela para estrela, dependendo do seu tamanho e brilho.

Os cientistas avaliaram o número de planetas na zona habitável com base nos planetas extra adicionados aos 151 sistemas planetários segundo a lei de Titius-Bode. O resultado foi entre 1 a 3 planetas na zona habitável para cada sistema planetário.

Destes 151 sistemas planetários, os astrônomos fizeram uma verificação adicional em 31 sistemas onde já tinham encontrado planetas na zona habitável ou onde seria apenas necessário um planeta extra para cumprir os requisitos.

"Nestes 31 sistemas, os nossos cálculos mostram uma média de dois planetas na zona habitável. De acordo com as estatísticas e as indicações que temos, uma boa parte dos planetas na zona habitável são rochosos, onde poderá existir água no estado líquido e vida," diz Steffen Kjær Jacobsen.

Se alargarmos os cálculos ainda mais para o espaço, isso significaria que só na nossa Galáxia, a Via Láctea, podem existir bilhões de estrelas com planetas na zona habitável, onde poderá existir água líquida e vida.

Jacobsen afirma que o que querem agora fazer é encorajar outros pesquisadores a estudarem novamente os dados do Kepler para os 40 sistemas planetários que previram estar bem colocados para observações com o satélite Kepler.

Os resultados foram publicados na revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Niels Bohr Institute