Quatro novos exoplanetas ao redor de estrelas gigantes

Uma equipe internacional de astrônomos detectou quatro novos exoplanetas gigantes orbitando estrelas muito maiores que o Sol.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um exoplaneta gigante)

Os exoplanetas descobertos são enormes, com massas variando de 2,4 a 5,5 vezes a massa do planeta Júpiter, e possuem um longo período orbital variando de dois a quatro anos terrestres.

A equipe, liderada por Matias Jones da Pontifical Catholic University do Chile, fez a descoberta durante suas observações realizadas usando o programa de velocidade radial EXPRESS (EXoPlanets aRound Evolved StarS). Eles utilizaram dois telescópios localizados no deserto do Atacama no Chile, o telescópio de 1,5 metros do Observatório Inter-Americano de Cerro Tololo, e o telescópio de 2,2 metros do Observatório de La Silla. Observações complementares foram feitas com o telescópio Anglo-Australiano de 3,9 metros na Austrália.

Através de espectrógrafos montados nesses telescópios, os pesquisadores monitoraram uma amostra de 166 estrelas gigantes brilhantes que são observáveis no hemisfério sul. Eles registraram o espectro  para cada uma das estrelas na amostra, graças aos instrumentos que estavam utilizando. A campanha de observação foi de 2009 a 2015. Os astrônomos computaram uma série de medidas precisas de velocidade radial de quatro estrelas gigantes: HIP8541, HIP74890, HIP84056 e HIP95124. Essas velocidades mostram sinais de variações periódicas. A equipe concluiu que a explicação mais provável para esses sinais periódicos de velocidade radial, nessas estrelas era a presença de companheiros planetários.

Essas velocidades mostraram sinais periódicos, com semi-amplitudes entre aproximadamente 50 a 100 ms⁻¹, que são muito provavelmente causados pelo desvio doppler induzido por companheiros orbitais.

Foram realizados testes padrões (emissão cromosférica, análise de bissetor e variabilidade fotométrica) com o objetivo de estudar se esses sinais de velocidade radial tinham uma origem estelar intrínseca. Foi descoberto que não existia correlação entre o indicador estelar intrínseco com as velocidades observadas.

O HIP8541b é o mais massivo dos recém-descobertos exoplanetas. Com uma massa de cerca de 5,5 vezes a massa do planeta Júpiter, esse exoplaneta também tem o maior período orbital de todos, equivalente a 1.560 dias. Sua estrela é um pouco mais massiva que o Sol e tem um raio aproximado de oito vezes o raio solar.

O HIP74890b e o HIP84056b são muito similares em termos de massa e período orbital. A massa do HIP74890b é estimada em 2,4 vezes a massa de Júpiter, que é cerca de 92% da massa do HIP84056b. O planeta mais massivo desses dois tem um período orbital de aproximadamente 819 dias, cerca de 3 dias menos do que o outro exoplaneta. Suas estrelas são também similares em massa e em tamanho, cerca de 1,7 vezes a massa do Sol, com um raio de 5,03 e 5,77 vezes o raio solar, respectivamente.

Entre os exoplanetas recém-descobertos, o que tem o período orbital menor, cerca de 562 dias, é designado como HIP95124b. Sua massa é de cerca de 2,9 vezes a massa de Júpiter e ele orbita uma estrela que tem aproximadamente duas vezes mais massa que o Sol, com um raio equivalente a 5,12 vezes o raio do Sol.

A descoberta desses exoplanetas também levou a interessantes resultados sobre as correlações entre as propriedades estelares e a taxa de ocorrência de planetas. Os pesquisadores encontraram que os planetas gigantes são preferencialmente detectados em torno de estrelas ricas em metal.

Os pesquisadores apresentaram uma análise estatística da correlação de massa e metalicidade das estrelas que abrigam planetas. Eles mostraram que a fração de planetas gigantes aumenta com a massa estelar num intervalo entre 1 a 2,1 vezes a massa solar, apesar do fato dos planetas serem mais fáceis de serem detectados ao redor de estrelas de menor massa.

A equipe concluiu que a alta fração de múltiplos sistemas observados em estrelas gigantes é uma consequência natural do mecanismo de formação de planetas ao redor de estrelas de massa intermediária.

Fonte: Astronomy & Astrophysics

Descobertas variações inesperadas nas manchas brilhantes de Ceres

Observações recentes revelaram variações inesperadas nas manchas brilhantes do planeta anão Ceres.

© Dawn/ESO/L.Calçada (ilustração de Ceres)

Embora Ceres pareça pouco mais que um ponto de luz quando visto a partir da Terra, estudos detalhados da sua radiação mostram não apenas as variações esperadas nas manchas devido à rotação de Ceres, mas também que estas estruturas se tornam mais luminosas durante o dia, entre outras variações. Estas observações sugerem que o material destas manchas é volátil e se evapora com o calor da luz solar.

Ceres é o maior corpo do cinturão de asteroides situado entre Marte e Júpiter e o único objeto deste tipo classificado como planeta anão. A sonda Dawn da NASA está em órbita de Ceres há mais de um ano e mapeou a sua superfície com grande detalhe. Uma das maiores surpresas foi a descoberta de manchas muito brilhantes, que refletem muito mais radiação do que o solo ao seu redor, muito mais escuro. A mais proeminente destas manchas situa-se no interior da cratera Occator e sugere que Ceres pode ser um mundo muito mais ativo do que a maioria dos seus vizinhos asteroides. Manchas brilhantes foram também vistas, embora muito menos claramente, em imagens de Ceres obtidas anteriormente pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA em 2003 e 2004.
Novas observações muito precisas obtidas com o espectrógrafo HARPS, montado no telescópio de 3,6 metros do ESO, em La Silla, no Chile, detectaram não apenas o movimento destas manchas devido à rotação de Ceres em torno do seu eixo, mas também descobriram variações adicionais inesperadas que sugerem que o material das manchas é volátil e se evapora com a luz do Sol.
O autor principal deste novo estudo, Paolo Molaro do INAF - Observatório Astronômico de Trieste, explica: “Assim que a sonda Dawn revelou a presença de misteriosas manchas brilhantes na superfície de Ceres, pensei imediatamente nos possíveis efeitos que podiam ser medidos a partir da Terra. À medida que Ceres gira, as manchas aproximam-se da Terra e depois afastam-se outra vez, o que afeta o espectro da radiação solar refletida que chega à Terra.”
Ceres faz uma rotação em torno de si mesmo a cada 9 horas, e os cálculos mostram que o efeito devido ao movimento de aproximação e afastamento causado por esta rotação é muito baixo, da ordem de 20 km/h. No entanto, este movimento é suficientemente elevado para poder ser medido por efeito Doppler com instrumentos de alta precisão como o HARPS.
A equipe observou Ceres com o HARPS durante pouco mais de duas noites em julho e agosto de 2015. “O resultado foi surpreendente. Encontramos efetivamente as variações no espectro que esperávamos devido à rotação de Ceres, mas mais do que isso, encontramos também outras variações consideráveis de noite para noite,” acrescenta Antonino Lanza, do INAF - Observatório Astrofísico de Catania.
A equipe concluiu que as variações observadas podem ser devidas à presença de substâncias voláteis que se evaporam sob a ação da radiação solar. Foi sugerido que o material altamente reflexivo nas manchas de Ceres pode ser gelo de água exposto recentemente ou sulfatos de magnésio hidratado. Quando as manchas no interior da cratera Occator estão no lado iluminado pelo Sol, formam plumas que refletem a radiação solar de modo muito eficaz. Estas plumas evaporam-se depois rapidamente, perdem refletividade e produzem as variações observadas. Este efeito, no entanto, varia de noite para noite, dando origem a padrões aleatórios adicionais, tanto para escalas de tempo curtas como para escalas de tempo mais longas.
Se esta interpretação se confirmar, Ceres parece ser muito diferente de Vesta e de outros asteroides do cinturão principal de asteroides. Apesar de estar relativamente isolado, o objeto parece ser internamente ativo. Muitos dos corpos internamente ativos do Sistema Solar, tais como os grandes satélites de Júpiter ou Saturno, estão sujeitos a fortes efeitos de maré devido à sua proximidade aos planetas massivos. Sabe-se que Ceres é rico em água, mas não é claro se este fato está relacionado com as manchas brilhantes. A fonte de energia que origina esta perda contínua de material da superfície também é desconhecida.
A sonda Dawn continua estudando Ceres e o comportamento das suas misteriosas manchas. Observações feitas a partir do solo com o HARPS e outros instrumentos poderão continuar mesmo após o final da missão espacial.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “Daily variability of Ceres’ Albedo detected by means of radial velocities changes of the reflected sunlight”, de P. Molaro et al., que foi publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Detectado disco de gás ao redor de uma estrela bebê

Pesquisadores usando o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) fizeram as primeiras observações diretas delineando o disco de gás ao redor de uma estrela bebê do envelope de gás em queda.

© ESO/NAOJ/NRAO/ALMA (gás denso em torno da estrela)

Essa descoberta preenche uma importante lacuna no nosso entendimento sobre as fases iniciais da evolução estelar.

A equipe de pesquisa, liderada por Yusuke Aso (um estudante da Universidade de Tóquio) e Nagayoshi Ohashi (um professor no Subaru Telescope, National Astronomical Observatory do Japão) observou a estrela bebê conhecida como TMC-1A localizada a cerca de 450 anos-luz de distância da Terra, na constelação de Touro. A TMC-1A é uma protoestrela, uma estrela que ainda está no seu processo de formação. Desse modo, uma grande quantidade de gás ainda está presente em torno da TMC-1A.

As estrelas se formam em densas nuvens de gás. Estrelas bebês crescem se alimentando do gás ao redor, como se fosse um feto que se alimenta da placenta da mãe. Nesse processo, o gás não pode fluir diretamente para a estrela. Ao invés disso, ele primeiro se acumula e forma um disco ao redor da estrela, e então, o disco alimenta a estrela. Contudo, ainda é desconhecido quando no processo de formação de estrelas, esse disco aparece e como ele desenvolve. A falta de sensibilidade e de resolução em observações feitas no comprimento de onda de rádio dificulta observar esse fenômeno.

“Os discos ao redor das estrelas jovens, são locais onde os planetas irão se formar”, disse Aso. “Para entender o mecanismo de formação do disco, nós precisamos diferenciar o disco do envelope externo precisamente e apontar o local dessa borda”.

Usando então o ALMA, a equipe observou diretamente a fronteira entre o disco interno em rotação e o envelope externo em queda com grande precisão pela primeira vez. Como o gás do envelope externo está caindo continuamente no disco, é difícil identificar a região de transição nos estudos anteriores. Em particular, o gás tênue em alta velocidade nos discos em rotação não é fácil de ser observado. Mas o ALMA tem sensibilidade suficiente para destacar esse componente e ilustrar a velocidade e a distribuição do gás no disco com muita precisão. Isso permitiu que a equipe pudesse distinguir o disco do envelope em queda.

A equipe descobriu que a fronteira entre o disco e o envelope está localizada a 90 UA (unidades astronômicas) da estrela bebê central. A distância é três vezes maior do que a órbita de Netuno, o planeta mais externo do Sistema Solar. O disco observado obedece a chamada rotação Kepleriana, ou seja, o material orbitando próximo da estrela central gira mais rápido do que o material externo.

A alta sensibilidade das observações forneceram outra importante informação sobre o objeto. A partir de detalhadas medidas da velocidade de rotação, o grupo de pesquisa calculou que a massa da estrela bebê é de 0,68 vezes a massa do Sol. A equipe também determinou que o gás cai a uma taxa de um milionésimo da massa do Sol por ano, com uma velocidade de 1 km/s. A gravidade faz com que o gás caia em direção a estrela bebê central, mas a velocidade medida é muito menor do que a velocidade de queda livre. Algo então está diminuindo a velocidade do gás. Os pesquisadores suspeitam que um campo magnético ao redor da estrela bebê, possa estar reduzindo a velocidade do gás.

Estes resultados foram publicados com o título "ALMA Observations of the Transition from Infall Motion to Keplerian Rotation around the Late-phase Protostar TMC-1A" no Astrophysical Journal.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Nebulosas escuras na constelação do Touro

Às vezes até mesmo a poeira escura do espaço interestelar tem uma beleza serena.

© Oliver Czernetz/DSS (nebulosas escuras na constelação do Touro)

Um tal lugar ocorre na direção da constelação de Touro. Os filamentos vistos na imagem acima podem ser encontrados no céu entre o aglomerado estelar das Plêiades e a nebulosa Califórnia. Essas nuvens de poeira são conhecidas não pelo seu brilho, mas sim pelo seu grau de absorção e opacidade.

Diversas estrelas brilhantes são visíveis com sua luz azulada sendo observada refletidas na opaca poeira marrom. Outras estrelas parecem incomumente avermelhadas a medida que sua luz fracamente atravessa as colunas de poeira escura, sendo a cor vermelha a luz remanescente depois que os tons de azul são dispersos.

Além disso, mais estrelas estão atrás dos pilares de poeira tão densos que suas luzes não são observáveis nessa imagem telescópica, no espectro visível.

Apesar de parecer sereno, o cenário retratado apresenta na realidade um contínuo tumulto e renascimento. Isso é causado pelos massivos nós de gases e poeira que gravitacionalmente colapsam para formar novas estrelas, que não só criam mais poeira em suas atmosferas como também destroem as nuvens antigas com sua luz energética e seus ventos.

Fonte: NASA

A Grande Muralha!

A Lua é um lugar escarpado, onde algumas montanhas tem altitude de mais de 8 km!

© NASA/GSFC/ASU (cratera Antoniadi)

A imagem cima foi captada recentemente pela sonda Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) quando estava a 40 km da superfície lunar, e mostra parte do anel de picos de Antoniadi, enquadrado com a vertente leste da cratera, uma impressionante muralha com 4 km de altura. Junto ao anel de picos podemos ver uma outra cratera, com aproximadamente 12 km de diâmetro. Esta estrutura é relativamente recente e contém no seu interior o local mais profundo da Lua, um ponto situado mais de 9 km abaixo do raio médio lunar.

© NASA/GSFC/DLR/ASU (localização da cratera Antoniadi)

A topografia vista acima foi calculada a partir de observações da câmera LROC Wide Angle.

Antoniadi é uma cratera lunar com cerca de 144 km de diâmetro, localizada no interior da gigantesca bacia de impacto de South Pole–Aitken (SPA), no hemisfério lunar mais distante da Terra. Formada entre duas antigas crateras (Numerov e Minneart), esta estrutura é particularmente interessante por diversas razões. Em primeiro lugar, o seu interior exibe um pequeno pico central rodeado por um anel de picos, o que a coloca, do ponto de vista morfológico, numa posição de transição entre as crateras complexas e as bacias com múltiplos anéis de picos centrais. Em segundo lugar, o solo de Antoniadi contém materiais de origem vulcânica, provavelmente escavados das camadas mais profundas da crosta lunar. Por último, o manto ao seu redor encontra-se crivado de numerosas crateras secundárias, possivelmente criadas por impactos subsequentes ao de Antoniadi.

Uma incrível coincidência entre a Terra e a Lua é a existência de praticamente o mesmo relevo; perto de 20 km a partir do ponto mais alto ao ponto mais baixo. O relevo lunar total é ainda mais surpreendente quando se considera o diâmetro da Lua sendo apenas um quarto que o da Terra.

Fonte: Arizona State University

Um elemento raro no início do Sistema Solar

Cientistas encontraram evidências num meteorito de que um elemento raro, o cúrio, estava presente durante a formação do Sistema Solar.

© François Tissot (meteorito carbonáceo Allende)

O meteorito carbonáceo Allende, salpicado com inclusões que têm uma química parecida com cerâmica (nesta imagem a cores falsas, vermelho para o cálcio, azul para o alumínio, verde para o magnésio).

A descoberta termina um debate de 35 anos sobre a sua possível presença no início do Sistema Solar, e desempenha um papel crucial na reavaliação dos modelos de evolução estelar e de síntese de elementos nas estrelas.

"O cúrio é um elemento elusivo. É um dos elementos mais pesados conhecidos, no entanto, não ocorre naturalmente porque todos os seus isótopos são radioativos e decaem rapidamente numa escala de tempo geológico," afirma François Tissot, autor principal do estudo e pós-doutorado do Instituto de Tecnologia de Massachusetts.

Tissot e os pesquisadores Nicolas Dauphas e Lawrence Grossman, da Universidade de Chicago, encontraram evidências de cúrio numa inclusão cerâmica invulgar a que chamam "Marie Curiosa", retirada de um meteorito carbonáceo. O cúrio tornou-se incorporado na inclusão quando se condensou a partir da nuvem gasosa que formou o Sol no início do Sistema Solar.

Marie Curiosa e o cúrio têm o nome de Marie Curie, cujo trabalho pioneiro estabeleceu as bases da teoria da radioatividade. O cúrio só foi descoberto em 1944, por Glenn Seaborg e colaboradores na Universidade da Califórnia, Berkeley, que bombardearam átomos de plutônio com partículas alfa (núcleos de átomos de hélio) para sintetizar um novo elemento muito radioativo.

Para identificar quimicamente este novo elemento, Seaborg e colaboradores estudaram a energia das partículas emitidas durante o seu decaimento no Laboratório de Metalurgia da Universidade de Chicago, que mais tarde se tornou no Laboratório Nacional Argonne. O isótopo que sintetizaram era o muito instável cúrio-242, que se decompõe numa vida média de 162 dias. A vida média é o tempo médio que um isótopo instável leva para decair ou desintegrar. Não confundir com meia-vida, que é o tempo necessário para que caia pela metade, por desintegração, uma determinada massa de um radioisótopo.

Na Terra, hoje, o cúrio só existe quando fabricado em laboratórios ou como subproduto de explosões nucleares. O cúrio pode ter estado presente no início do Sistema Solar como produto de explosões estelares massivas que tiveram lugar antes do nascimento do Sistema Solar.

"A possível presença do cúrio no início do Sistema Solar tem sido emocionante para os cosmoquímicos, porque muitas vezes eles podem usar elementos radioativos como cronômetros para datar as idades relativas dos meteoritos e planetas," afirma Dauphas, professor de Ciências Geofísicas.

O isótopo de cúrio (Cm-247) possui uma vida média de 15 milhões de anos e decai, ao longo do tempo, para um isótopo de urânio (U-235). Portanto, um mineral ou rocha formada no início do Sistema Solar teria incorporado mais Cm-247 do que um mineral ou rocha formada mais tarde, depois de Cm-247 ter decaído. Se os cientistas analisassem estes dois minerais hipotéticos hoje, iriam descobrir que o mineral mais antigo contém mais U-235 (o produto de decaimento de Cm-247 do que o mineral mais jovem).

"A ideia é bastante simples, mas, durante quase 35 anos, os cientistas têm debatido sobre a presença de Cm-247 no início do Sistema Solar," acrescenta Tissot.

Os primeiros estudos, na década de 1980, encontraram grandes excessos de U-235 em todas as inclusões meteoríticas que analisaram, e concluíram que o cúrio era muito abundante durante a formação do Sistema Solar. Experiências mais refinadas realizadas por James Chen e Gerald Wasserburg, no Instituto de Tecnologia da Califórnia, mostraram que estes resultados iniciais eram falsos, e que se o cúrio estava realmente presente no início do Sistema Solar, a sua abundância era tão baixa que nem os instrumentos mais avançados seriam incapazes de o detectar.

Os cientistas tiveram que esperar até 2010, quando foi desenvolvido um novo espectrômetro de massa de alto desempenho, para identificar, com sucesso, que os pequenos excessos de U-235 podiam ser a prova cabal para a presença de Cm-247 no início do Sistema Solar.

"Foi um passo importante, mas o problema é que esses excessos eram tão pequenos que podiam ter sido produzidos por outros processos," explica Tissot.

Os modelos preveem que o cúrio, se presente, estava em baixa abundância no início do Sistema Solar. Portanto, o excesso de U-235 produzido pelo decaimento de Cm-247 não pode ser visto em minerais ou inclusões que contêm quantidades grandes ou até quantidades médias de urânio natural. Um dos desafios foi, assim, encontrar um mineral ou uma inclusão que, provavelmente, tenha incorporado muito cúrio, mas contendo pouco urânio.

Com a ajuda de Grossman, a equipe foi capaz de identificar um tipo específico de inclusão meteorítica rica em cálcio e alumínio. Sabe-se que estas inclusões ricas em cálcio e alumínio têm uma baixa abundância de urânio e provavelmente uma alta abundância de cúrio. Uma destas inclusões, a Marie Curiosa, continha uma quantidade extremamente baixa de urânio.

"É nesta mesma amostra que fomos capazes de resolver um excesso sem precedentes de U-235," afirma Tissot. "Todas as amostras naturais têm uma composição isotópica semelhante de urânio, mas o urânio na amostra Marie Curiosa tem 6% mais U-235, um achado que só pode ser explicado pela presença de Cm-247 no início do Sistema Solar."

Graças a esta amostra, a equipe de pesquisa foi capaz de calcular a quantidade de cúrio presente no início do Sistema Solar e compará-la com outros elementos radioativos pesados, como o iodo-129 e o plutónio-244. Eles descobriram que todos estes isótopos podem ter sido produzidos em conjunto por um único processo nas estrelas.

"Isto é particularmente importante porque indica que, à medida que gerações sucessivas de estrelas morrem e expelem os elementos que produziram para a Galáxia, os elementos mais pesados são produzidos juntos, enquanto os trabalhos anteriores haviam sugerido que este não era o caso," explicou Dauphas.

A descoberta da ocorrência natural de cúrio fecha o ciclo aberto há 70 anos atrás pela descoberta de cúrio sintético, e fornece agora uma nova restrição para ser incorporada nos modelos complexos da nucleossíntese estelar e da evolução química galáctica para melhor compreender como elementos como o ouro foram produzidos nas estrelas.

Os detalhes da descoberta aparecem na revista Science Advances.

Fonte: University of Chicago

Descoberto disco de poeira em torno de uma estrela velha

O Interferômetro do Very Large Telescope (VLT) instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, obteve a imagem mais nítida até hoje de um disco de poeira em torno de uma estrela envelhecida.

© ESO/DSS 2/Davide De Martin (anel de poeira em torno de estrela dupla envelhecida)

Pela primeira vez estas estruturas podem ser comparadas aos discos que se situam em torno de estrelas jovens, e o fato é que são surpreendentemente similares. É até possível que um disco que apareça no final da vida de uma estrela possa ainda dar origem uma segunda geração de planetas.

À medida que se aproximam do final das suas vidas, muitas estrelas desenvolvem discos estáveis de gás e poeira à sua volta. Este material é ejetado por ventos estelares na época em que a estrela se encontra na fase evolutiva de gigante vermelha. Estes discos parecem-se com os que formam planetas em torno de estrelas jovens. Mas, até agora, os astrônomos nunca tinham conseguido comparar os dois tipos de discos, ou seja, os que se formam no início e os que se formam no final do ciclo de vida das estrelas.
Embora existam muitos discos associados a estrelas jovens que estão suficientemente perto de nós para poderem ser estudados em detalhe, não existem estrelas velhas com discos suficientemente perto da Terra para que possamos obter imagens detalhadas.
Mas isso agora mudou. Uma equipe de astrônomos liderada por Michel Hillen e Hans Van Winckel do Instituut voor Sterrenkunde de Leuven, na Bélgica, utilizou todo o poder do Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, com o instrumento PIONIER e o recentemente atualizado detector RAPID.
O alvo da equipe foi uma estrela dupla velha, IRAS 08544-4431, que se situa a cerca de 4.000 anos-luz de distância da Terra na constelação austral da Vela. O nome do objeto indica que se trata de uma fonte de radiação infravermelha que foi detectada e catalogada pelo satélite IRAS nos anos 1980. Esta estrela dupla consiste numa gigante vermelha, que expeliu o seu material para um disco de poeira à sua volta, e uma estrela menos evoluída mais normal que orbita próximo da gigante vermelha.
Jacques Kluska, um membro da equipe da Universidade Exeter, no Reino Unido, explica: “Ao combinar a radiação coletada pelos vários telescópios do Interferômetro do VLT, obtivemos uma imagem com nitidez surpreendente, o equivalente ao que um telescópio com um diâmetro de 150 metros conseguiria ver. A resolução é tão elevada que, em termos de comparação, poderíamos determinar o tamanho e a forma de uma moeda de 1 euro vista a uma distância de 2.000 quilômetros!”
Graças à nitidez sem precedentes das imagens] obtidas pelo VLTI e a uma técnica nova que consegue remover as estrelas centrais da imagem de modo a vermos o que está ao seu redor, a equipe pôde obter pela primeira vez todos os blocos constituintes do sistema IRAS 08544-4431. A resolução do VLTI, quando usado com os quatro telescópios auxiliares, foi cerca de um milisegundo de arco (um milésimo de 1/3.600 de grau).
A estrutura mais proeminente da imagem é claramente o disco resolvido. O limite interior do disco, observado pela primeira vez nestas imagens, corresponde muito bem ao que se espera do começo de um disco de poeira: a poeira próxima da estrela evapora-se devido à violenta radiação emitida por estes objetos.
“Ficamos surpresos ao descobrir um brilho mais fraco que vem muito provavelmente de um pequeno disco de acreção que se encontra em torno da estrela companheira. Sabíamos que esta estrela era dupla, mas não esperávamos ver a companheira de forma direta. É realmente graças ao imenso salto em desempenho fornecido pelo novo detector PIONIER que conseguimos ver as regiões mais internas deste sistema distante,” acrescenta o autor principal Michel Hillen.
A equipe descobriu que os discos em torno das estrelas velhas são na realidade muito semelhantes aos discos que formam planetas em torno de estrelas jovens. Teremos ainda que determinar se realmente se poderá formar uma segunda geração de planetas em torno destas estrelas velhas, no entanto esta possibilidade é claramente intrigante.
“As nossas observações e modelos abrem uma nova janela no estudo da física destes discos, assim como na evolução estelar de estrelas duplas. Pela primeira vez as complexas interações entre sistemas binários próximos e o meio empoeirado ao seu redor podem ser resolvidas no espaço e no tempo,” conclui Hans Van Winckel.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Imaging the dust sublimation front of a circumbinary disk”, de M. Hillen et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics Letters.

Fonte: ESO

A galáxia NGC 5866 vista de perfil

Por que esta galáxia é tão fina?

© Hubble/Hunter Wilson (NGC 5866)

A maioria dos discos galácticos são justamente tão finos como da galáxia NGC 5866, vista na imagem acima, mas são vistos de perfil do nosso ponto de vista. Uma galáxia que está situada de perfial é a nossa própria galáxia, a Via Láctea.

A NGC 5866 é classificada como uma galáxia lenticular, possuindo inúmeras e complexas faixas de poeira que aparecem escuras e em tons de vermelho, enquanto que as estrelas brilhantes do seu disco fornecem um tom subjacente mais azul.

O disco azulado de estrelas jovens pode ser visto se estendendo além da poeira no extremamente fino plano galáctico, enquanto que o bojo no centro do disco aparece tingido em tons mais alaranjado pelas estrelas vermelhas mais velhas que provavelmente existem lá.

Embora, a NGC 5866 tenha massa similar da Via Láctea, a luz leva cerca de 60.000 anos para atravessá-la, cerca de 30% menos do que a luz leva para atravessar a nossa Galáxia.

Em geral, os discos galácticos são usualmente muito finos porque o gás que os formou coalesceu a medida que gira em torno do seu centro gravitacional.

A galáxia NGC 5866 está localizada a 50 milhões de anos luz na direção da constelação do Dragão (Draco).

Fonte: NASA

Revelada a misteriosa “escuridão” de Mercúrio

Os cientistas há muito que se perguntam sobre o que torna a superfície de Mercúrio tão escura.

© NASA/JHUAPL/Carnegie Science (halo escuro na cratera Basho)

A imagem oblíqua acima mostra o halo escuro que rodeia a cratera Basho. O halo é composto pelo denominado Low Reflectance Material (LRM), que foi escavado das profundezas quando a cratera foi formada. A região é também conhecida pelas suas crateras com raios brilhantes, que tornam a área facilmente visível mesmo de longe.

O planeta mais interior do Sistema Solar reflete muito menos luz solar do que a Lua, um corpo cuja escuridão superficial é controlada pela abundância de minerais ricos em ferro. Sabe-se que estes são raros à superfície de Mercúrio. Então qual é o "agente de escurecimento"?

Há cerca de um ano atrás, os cientistas propuseram que o tom escuro de Mercúrio era devido a carbono gradualmente acumulado pelo impacto de cometas que viajavam até ao Sistema Solar interior. Agora, os cientistas liderados por Patrick Peplowski do Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins usaram dados da missão MESSENGER para confirmar uma alta abundância de carbono à superfície de Mercúrio. No entanto, também descobriram que, em vez de ser entregue por cometas, o carbono é provavelmente originário das profundezas do planeta, na forma de uma crosta agora perturbada e enterrada rica em grafite, alguma da qual foi mais tarde trazida até à superfície por processos de impacto depois da formação da maioria da crosta atual de Mercúrio.

“A proposta inicial da entrega de carbono pelos cometas tinha por base modelos e simulações. Apesar de termos sugestões anteriores de que o carbono pudesse ser o agente de escurecimento, não tínhamos evidências diretas. Nós usamos o espectrômetro de nêutrons da MESSENGER para resolver espacialmente a distribuição do material mais escuro em Mercúrio e este material é provavelmente originário das profundezas da crosta. Além disso, usamos nêutrons e raios X para confirmar que o material escuro não é enriquecido em ferro, em contraste com a Lua onde os minerais ricos em ferro escurecem a superfície,” explicou Larry Nittler, pesquisador da missão MESSENGER, da Universidade de Carnegie.

A MESSENGER obteve os seus dados estatisticamente robustos através de muitas órbitas em que a nave espacial passava a menos de 100 km da superfície do planeta durante o seu último ano de operações. Os dados usados para identificar o carbono incluíram medições recolhidas dias antes do impacto da MESSENGER em Mercúrio em abril de 2015. Medições repetidas pelo espectrômetro de nêutrons mostraram quantidades mais elevadas de nêutrons de baixa energia, uma assinatura consistente com a presença de carbono elevado, proveniente da superfície quando a sonda passava por cima de concentrações do material mais escuro. A determinação da quantidade de carbono presente necessitou da combinação das medições dos nêutrons com outros conjuntos de dados da MESSENGER, incluindo medições em raios X e espectros de refletância. Em conjunto, os dados indicam que as rochas à superfície de Mercúrio são constituídas por uma baixa porcentagem [em massa] de carbono grafítico, que é muito mais elevada do que em outros planetas. A grafite tem o melhor ajuste com os espectros de refletância, a comprimentos de onda visíveis, e as condições suscetíveis para produzir o material.

"Quando Mercúrio era muito jovem, grande parte do planeta era provavelmente tão quente que havia um 'oceano' de magma derretido. A partir de experiências laboratoriais e modelos, os cientistas sugeriram que à medida que este magma arrefecia, a maioria dos materiais que solidificava afundava. Uma exceção notável é a grafite, que teria conseguido flutuar para formar a crosta original de Mercúrio.

“A descoberta de carbono abundante à superfície sugere que podemos estar vendo remanescentes da antiga crosta original de Mercúrio misturada com rochas vulcânicas e material expelido por impactos que formam a superfície que vemos hoje. Este resultado é uma prova do sucesso fenomenal da missão MESSENGER e contribui para uma longa lista de maneiras pelas quais o planeta mais perto do Sol difere dos seus vizinhos planetários e fornece pistas adicionais sobre a origem e evolução inicial do Sistema Solar interior,” concluiu Nittler.

Um artigo foi publicado ontem na revista Nature Geoscience.

Fonte: Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

Uma forte atividade óptica do blazar OJ287

O quasar OJ 287, situado a 3.5 mil milhões de anos-luz na direcção da constelação do Caranguejo, foi descoberto em meados dos anos 60 como uma fonte intensa de ondas de rádio.

© Caltech (ilustração de um quasar)

Um estudo subsequente de registos fotográficos desde 1887, mostrou que o objecto produz regularmente erupções durante as quais o seu brilho aparente atinge a magnitude 13, correspondente a uma magnitude absoluta de -27, ou uma luminosidade real 400 vezes superior à da Via Láctea inteira! Durante estas erupções o OJ287 pode ser observado com um telescópio de tamanho mediano, de 20 ou 25 cm de abertura.

Este tipo de erupções no espectro visível é invulgar entre os quasares e despertou o interesse dos astrónomos. Observações recentes indicam que o buraco negro super-maciço no centro do quasar é enorme, com uma massa estimada de 18 mil milhões de massas solares! Curiosamente, poderá não estar sozinho. As variações regulares no brilho sugerem que é orbitado por um outro buraco negro, mais pequeno, com “apenas” 100 milhões de massas solares, semelhante ao buraco negro central da Via Láctea, com uma periodicidade de 12 anos.

Observar visualmente estes objectos longínquos tem algo de mágico. Ao vê-los estamos a captar nas nossas retinas fotões que iniciaram a sua viagem de 3.5 mil milhões de anos pelo espaço inter-galáctico nas imediações do buraco negro central. É o mais próximo que conseguimos estar deles. No caso do OJ 287, a sua observação é bem simples pois é fácil de encontrar e está em erupção. Se quiser tentar, a sua viagem começa junto ao enxame de estrelas da Colmeia ou Messier 44.

Um quasar é composto por um buraco negro super-maciço e a sua região circundante, normalmente localizado no núcleo de uma galáxia. Quando um quasar está activo, o gás da galáxia (ou de outra galáxia durante uma colisão) é capturado pelo campo gravitacional do buraco negro e forma um disco de acreção em torno dele. O gás nesse disco orbita o buraco negro a alta velocidade e a fricção e o intenso campo electromagnético aquecem-no a temperaturas muito elevadas, provocando a emissão de radiação muito energética como raios gama, raios-X e raios ultravioleta.

Os quasares activos são os objectos mais luminosos do Universo. A radiação é emitida de forma particularmente intensa na direcção perpendicular ao disco. Nas outras direcções é absorvida por um toro de gás e poeiras na periferia do disco de acreção. De facto, crê-se que todas as galáxias activas têm quasares nos seus centros e que as suas diferenças de aspecto, quando observadas a partir da Terra, se devem ao facto de observarmos os seus quasares segundo diferentes perspectivas. Os quasares mais luminosos, como o OJ 287, são designados por blazars, e têm a particularidade do eixo perpendicular ao disco de acreção estar quase perfeitamente alinhado com a linha de visão da Terra e, por esse motivo, vemos o disco de acreção ultra-luminoso com uma obstrução mínima.

Fonte: Astronomical Observatory of the Jagiellonian University

A passagem do asteroide 2013 TX68

Um pequeno asteroide da família dos Apollos com um diâmetro estimado em 30 metros que passou pela Terra a uma distância confortável de 2 milhões de quilômetros em 13 de Outubro de 2013, irá novamente passar pelo nosso planeta.

© ESA (ilustração de um asteroide passando próximo da Terra)

Conhecido como 2013 TX68, o objeto foi descoberto pelo Catalina Sky Survey no dia 6 de Outubro de 2013. Inicialmente, as previsões eram que ele passasse pela Terra no seu ponto de máxima aproximação, em 5 de Março de 2016, porém observações adicionais feitas do asteroide, fizeram com que fosse possível refinar seus parâmetros orbitais e a data de maior aproximação com a Terra será 8 de Março de 2016.

As observações das imagens de arquivo fornecidas pelo Pan-STARRS Asteroid Survey, um programa financiado pela NASA, permitiu que os cientistas do Center for Near-Earth Object Studies (CNEOS) no Jet Propulsion Laboratory da NASA, em Pasadena, na Califórnia, pudesse refinar as previsões anteriores de distância, e confirmar que o asteroide não causa nenhum tipo de ameaça para a Terra.

“Nós já sabíamos que o asteroide 2013 TX68 passaria com segurança, sem se chocar com a Terra no início de Março, mas os dados adicionais permitem que se possa agora ter uma melhor ideia da sua trajetória. Os dados indicam que o pequeno asteroide passará mais distante da Terra do que se imaginava anteriormente,” disse Paul Chodas, diretor do CNEOS.

Marco Micheli do NEO Coordination Centre (NEOCC/SpaceDys) da ESA, em Frascati, na Itália, foi o astrônomo que identificou o objeto nas imagens de arquivo, mediu sua posição, e forneceu essas observações para o Minor Planet Center em Cambridge, Massachussetts.

A nova previsão feita pelo CNEO é que o asteroide 2013 TX68 irá passar a aproximadamente a 5 milhões de quilômetros de distância da Terra, ou algo em torno de 13 vezes a distância da Terra a Lua, às 9:06 da manhã (horário de Brasília), do dia 8 de Março de 2016. Existe a possibilidade de que ele possa passar um pouco mais próximo, mas não tão próximo que 24.000 km acima da superfície da Terra. As novas observações também servirão para melhor restringir a trajetória do 2013 TX68 nos próximos anos, o CNEOS determinou que o 2013 TX68 não irá se chocar com a Terra durante o próximo século.

"Não há nenhuma preocupação com relação a este asteroide, a menos que você estava interessado em vê-lo com um telescópio," disse Chodas. As perspectivas para observar este asteroide não são favoráveis, pois possui tamanho muito pequeno e estará muito distante, cuja magnitude não excederá +20 no seu limite.

Os cálculos das órbitas dos asteroides mudam constantemente, e são sempre atualizados, com base nas observações que são relatadas para o Minor Planet Center. Isso resulta em projeções das distâncias nominais mínima e máxima que o asteroide passará da Terra, e as vezes existe uma grande incerteza nessas distâncias devido à falta de observações. Ao longo do tempo, com observações adicionais a determinação dos parâmetros orbitais do asteroide reduzirá as incertezas da órbita.
A NASA exibe uma lista completa de aproximações recentes e futuras dos próximos asteroides que passarão perto da Terra, que pode ser vista no site CNEOS.

Fonte: Astronomy Now

Hubble quebra recorde de distância cósmica

Levando o telescópio espacial Hubble da NASA e ESA aos seus limites, uma equipe internacional de astrônomos quebrou o recorde de distância cósmica ao medir a galáxia mais longínqua já vista no Universo.

© Hubble/P. Oesch (a galáxia remota GN-z11)

Esta galáxia surpreendentemente brilhante, chamada GN-z11, é vista como era há 13,4 bilhões de anos atrás, apenas 400 milhões de anos após o Big Bang. A galáxia GN-z11 está localizada na direção da constelação de Ursa Maior.

"Demos um grande passo para trás no tempo, para além do que esperávamos ser capazes de ver com o Hubble. Observamos a GN-z11 num momento em que o Universo tinha apenas 3% da sua idade atual," explicou Pascal Oesch, pesquisador principal que pertence à Universidade de Yale. A equipe inclui cientistas dessa universidade, do Space Telescope Science Institute (STScI) e da Universidade da Califórnia.

Os astrônomos estão aproximando-se das primeiras galáxias formadas no Universo. As novas observações do Hubble conduz para um reino que se pensava ser apenas acessível com o futuro telescópio espacial James Webb da NASA, ESA e CSA.

Esta medição fornece fortes evidências de que algumas galáxias invulgares e inesperadamente brilhantes, encontradas anteriormente em imagens do Hubble, estão na realidade a estas distâncias extraordinárias. Antes, a equipe tinha estimado a distância até a GN-z11 determinando a sua cor através de imagens com o Hubble e com o Spitzer. Agora, pela primeira vez para uma galáxia a uma distância tão extrema, foi utilizado o instrumento Wide Field Camera 3 (WFC3) para medir com precisão a distância até a GN-z11, espectroscopicamente, dividindo a luz nas suas cores componentes.

As grandes distâncias são medidas através da determinação do desvio para o vermelho (redshift) de uma galáxia. Este fenômeno é o resultado da expansão do Universo; cada objeto distante no Universo parece estar afastando-se de nós porque a sua luz é esticada para comprimentos de onda mais longos à medida que viaja através do espaço em expansão para alcançar os nossos telescópios. Quanto maior o desvio para o vermelho, mais longe está a galáxia.

"As nossas observações espectroscópicas revelam que a galáxia está ainda mais distante do que inicialmente tínhamos pensado, mesmo no limite de distância que o Hubble pode observar," afirma Gabriel Brammer do STScI.

Antes dos astrônomos determinarem a distância de GN-z11, a galáxia mais distante cuja distância tinha sido determinada espectroscopicamente tinha um desvio para o vermelho de 8,68 (13,2 bilhões de anos no passado). Agora, a GN-z11 tem um desvio para o vermelho de 11,1 (quase 200 milhões de anos mais perto do Big Bang). "Este é um feito extraordinário para o Hubble. Conseguiu bater todos os recordes de distância anteriores, detidos durante anos por telescópios terrestres muito maiores," afirma Pieter van Dokkum, pesquisador da Universidade de Yale. "Este novo recorde provavelmente vai ficar até ao lançamento do telescópio espacial James Webb."

A combinação das imagens do Hubble e do Spitzer revela que a GN-z11 é 25 vezes mais pequena que a Via Láctea e tem apenas 1% da massa da nossa Galáxia em estrelas. No entanto, a recém-nascida GN-z11 está crescendo rapidamente, formando estrelas a um ritmo cerca de 20 vezes maior do que a nossa Galáxia atualmente. Isto torna a galáxia remota brilhante o suficiente para que os astrônomos a encontrassem e realizassem observações com o Hubble e com o Spitzer.

Os resultados revelam novas pistas surpreendentes sobre a natureza do Universo primitivo. "É incrível que uma galáxia tão massiva exista apenas 200 a 300 milhões de anos após a formação das primeiras estrelas. É preciso um crescimento muito rápido, uma produção estelar a uma velocidade enorme, para formar uma galáxia com bilhões de massas solares tão cedo," explicou Garth Illingworth, pesquisador da Universidade da Califórnia em Santa Cruz.

Estes resultados fornecem uma visualização tentadora das observações que o telescópio espacial James Webb irá executar depois de ser lançado para o espaço em 2018. "O Hubble e o Spitzer já estão chegando ao território do Webb," comenta Oesch.

"Esta nova descoberta mostra que o telescópio Webb vai certamente encontrar muitas destas galáxias jovens que remontam à formação das primeiras galáxias," acrescenta Illingworth.

Esta descoberta também tem consequências importantes para o Wide-Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) da NASA, que terá a capacidade de encontrar milhares de galáxias brilhantes e muito distantes.

Os resultados foram aceitos para publicação numa edição futura da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Uma galáxia espiral na constelação do Escultor

A NGC 134 certamente não é a galáxia espiral mais conhecida na constelação do Escultor. No entanto esta magnifica galáxia é claramente um tesouro telescópico nos céus meridionais.

© Volker Wendel (NGC 134 e NGC 131)

A NGC 134 compartilha um núcleo brilhante, faixas de poeira acumulada e braços espirais, vagamente misturados com estrelas pontiagudas da Via Láctea no primeiro plano, além da diminuta galáxia NGC 131, à esquerda, nesta nítida visão cósmica.

A NGC 134 está localizada a cerca de 60 milhões de anos luz da Terra e é vista de forma parcialmente perfilada. Com um diâmetro de 150.000 anos luz, é cerca 50% mais larga que Via Láctea. O disco torcido da NGC 134 e suas tênues extensões mostram sinais de passadas interações gravitacionais com galáxias vizinhas.

Assim como a mais próxima e a mais brilhante da galáxia  da constelação do Escultor, a NGC 253, elos de poeira parecem escalar o disco galáctico polvilhado de aglomerados de estrelas azuis e regiões rosadas de formação estelar.

Fonte: NASA

O reino das gigantes enterradas

Nesta imagem abaixo vemos nuvens de gás vermelhas iluminadas por estrelas massivas raras que começaram a brilhar há pouco tempo e por isso ainda se encontram profundamente enterradas em espessas nuvens de poeira.

© ESO/VLT Survey Telescope (o céu em torno da região de formação estelar RCW 106)

Estas estrelas muito jovens e extremamente quentes são apenas personagens passageiras no palco cósmico, e a sua origem permanece um mistério. A enorme nebulosa onde estas gigantes se formaram, juntamente com o meio rico e fascinante que as envolve, foi captada em grande detalhe pelo VLT Survey Telescope (VST) do ESO no Observatório do Paranal, no Chile.

A RCW 106 é uma extensa nuvem de gás e poeira situada a cerca de 12.000 anos-luz de distância na constelação da Régua. O nome da região foi assim definido por se tratar da entrada nº 106 num catálogo de regiões H II da Via Láctea austral. O catálogo foi compilado em 1960 por três astrônomos do Observatório do Monte Stromlo na Austrália, cujos sobrenomes eram Rodgers, Campbell e Whiteoak, daí o prefixo RCW. As regiões H II como a RCW 106 são constituídas por nuvens de hidrogênio gasoso que está sendo ionizado pela intensa radiação estelar de estrelas jovens muito quentes, fazendo com que as nuvens brilhem e apresentem formas estranhas e maravilhosas.
A RCW 106 propriamente dita é uma nuvem vermelha situada acima do centro nesta nova imagem, embora uma grande parte desta enorme região H II se encontre escondida pela poeira e seja muito mais extensa do que a parte que é observada no visível. Podemos ainda observar nesta imagem de grande angular do VST muitos outros objetos sem qualquer relação com a região H II. Por exemplo, os filamentos que se vêem à direita da imagem são restos de uma supernova antiga e os filamentos brilhantes vermelhos em baixo e à esquerda rodeiam uma estrela incomum muito quente. O resto de supernova é o SNR G332.4-00.4, também conhecido por RCW 103. Este objeto tem cerca de 2.000 anos. Os filamentos mais abaixo são RCW 104, que rodeiam a estrela Wolf-Rayet WR 75. Embora estes objetos tenham números RCW, investigação posterior detalhada revelou que nenhum deles era uma região H II.Também podemos observar um pouco por toda a paisagem cósmica áreas de poeira escura obscurante.
Os astrônomos já estudam a RCW 106 há algum tempo, embora não sejam as nuvens vermelhas que lhes chamem a atenção, mas sim a misteriosa origem das estrelas poderosas e massivas que estão enterradas no seu interior. Embora sejam muito brilhantes, estas estrelas não podem ser observadas em imagens no visível, como é o caso desta imagem, pois a poeira à sua volta é muito espessa, mas tornam a sua presença conhecida em imagens da região obtidas em comprimentos de onda maiores.
No caso de estrelas menos massivas como o Sol, compreendemos bem o processo que lhes dá origem, à medida que nuvens de gás se atraem mutuamente pela força da gravidade, a temperatura e densidade aumentam originando assim a fusão nuclear. No entanto, para estrelas mais massivas enterradas em regiões como RCW 106, esta explicação é não totalmente adequada. Estas estrelas de tipo O podem ter massas de muitas dezenas de vezes a massa do Sol e não é claro como é que conseguem juntar e manter gás suficiente para se formarem.
As estrelas do tipo O formam-se muito provavelmente das zonas mais densas das nebulosas como RCW 106 e são notoriamente difíceis de estudar. Além do obscurecimento provocado pela poeira, outra dificuldade deve-se ao fato das suas vidas serem muito breves. Estas estrelas queimam o seu combustível nuclear em meras dezenas de milhões de anos, enquanto as estrelas mais leves têm vidas que duram muitas dezenas de bilhões de anos. A dificuldade em formar estrelas com esta massa e a brevidade das suas vidas, faz com que estes objetos sejam muito raros, apenas uma em cada três milhões de estrelas na nossa vizinhança cósmica é uma estrela do tipo O. Nenhuma delas se encontra suficientemente próximo de nós para que a possamos estudar com todo o detalhe e por isso a formação destas gigantes estelares passageiras permanece um mistério, embora a sua enorme influência seja inconfundível em regiões H II brilhantes como esta.

Fonte: ESO

A fronteira do campo magnético interestelar

Imediatamente depois do seu lançamento em 2008, o IBEX (Interstellar Boundary Explorer) da NASA avistou algo curioso numa fatia fina do espaço: que mais partículas corriam por uma faixa longa mas estreita do céu do que em qualquer outro lugar.

© NASA/IBEX/Adler Planetarium (ilustração da heliosfera)

A origem desta faixa obtida pelo IBEX era desconhecida, mas a sua própria existência abriu portas para observar o que está fora do nosso Sistema Solar, do mesmo modo que gotas de chuva numa janela nos dizem mais sobre o tempo lá fora.

Agora, um novo estudo usa dados do IBEX e simulações da fronteira interestelar, situada na orla da bolha magnética gigante que rodeia o nosso Sistema Solar chamada heliosfera, para melhor descrever o espaço na nossa vizinhança galáctica. O estudo determina com precisão a força e a direção do campo magnético fora da heliosfera. Esta informação dá-nos um olhar sobre as forças magnéticas que dominam a galáxia, ensinando-nos mais sobre a nossa casa no espaço.

O estudo é baseado numa teoria particular da origem da faixa obtida pelo IBEX, na qual as partículas oriundas da faixa são na realidade material solar refletido de volta para nós depois de uma longa viagem até aos limites magnéticos do Sol. Em torno do Sol existe uma bolha gigante, a heliosfera, e esta está preenchida com o que é chamado vento solar, o fluxo constante de gás ionizado do Sol conhecido como plasma. Quando estas partículas alcançam a fronteira da heliosfera, o seu movimento torna-se mais complicado.

"A teoria diz que alguns prótons do vento solar são enviados de volta na direção do Sol como átomos neutros depois de uma série complexa de trocas de carga, criando a faixa IBEX," afirma Eric Zirnstein, cientista espacial do Southwest Research Institute (SwRI) em San Antonio, Texas, EUA, e autor principal do estudo. "As simulações e as observações do IBEX identificam este processo, que leva em algum lugar entre 3 e 6 anos, em média, como a causa mais provável da faixa IBEX."

Fora da heliosfera encontra-se o meio interestelar, que tem plasma com velocidades, densidades e temperaturas diferentes das do plasma do vento solar, bem como gases neutros. Estes materiais interagem com a borda da heliosfera para criar uma região chamada heliosfera interna, delimitada no interior pelo choque de terminação, que está duas vezes mais longe de nós do que a órbita de Plutão, e no exterior pela heliopausa, o limite entre o vento solar e o meio interestelar comparativamente denso.

Alguns prótons do vento solar que fluem para fora do Sol e para esta região fronteiriça ganham um elétron, tornando-os neutros e permitindo-lhes atravessar a heliopausa. Uma vez no meio interestelar, podem perder esse elétron novamente, fazendo-os girar em torno do campo magnético interestelar. Se essas partículas apanham outro elétron, no local e momento ideais, podem ser disparadas de volta para a heliosfera, viajando todo o caminho de volta até à Terra, onde colidem com o detetor do IBEX. As partículas transportam informações sobre toda aquela interação com o campo magnético interestelar e, quando atingem o detector, dão-nos uma visão sem precedentes sobre as características dessa região no espaço.

"A Voyager 1 é a única sonda que efetua observações diretas do campo magnético interestelar, e essas estão perto da heliopausa, onde é distorcido," comenta Zirnstein. "Mas esta análise fornece uma boa determinação da sua força e direção para mais longe."

As direções das diferentes partículas da faixa que são disparadas de volta para a Terra são determinadas pelas características do campo magnético interestelar. Por exemplo, as simulações mostram que a maioria das partículas energéticas vêm de uma região do espaço diferente da região das partículas menos energéticas, o que fornece pistas do modo como o campo magnético interestelar interage com a heliosfera.

Nesse estudo recente, tais observações foram usadas para semear simulações da origem da faixa. Não só essas simulações preveem corretamente as localizações das partículas neutras da faixa a diferentes energias, como o campo magnético interestelar deduzido concorda com as medições da Voyager 1, com o desvio dos gases neutros interestelares e com as observações de luz estelar polarizada distante.

No entanto, algumas simulações iniciais do campo magnético interestelar não chegam a alinhar. Essas estimativas pré-IBEX foram largamente baseadas em dois pontos de dados, as distâncias a que as Voyager 1 e 2 cruzaram o choque de terminação.

"A Voyager 1 cruzou o choque de terminação às 94 UA (unidades astronômicas) do Sol, e a Voyager 2 às 84 UA," comenta Zirnstein. Uma unidade astronômica é equivalente a cerca de 150 milhões de quilômetros, a distância média entre a Terra e o Sol. "Essa diferença de 1,5 bilhões de quilômetros foi explicada principalmente por um campo magnético forte e muito inclinado que empurra a heliosfera."

Mas essa diferença pode ser explicada se tivermos em consideração uma influência mais forte do ciclo do vento solar, que pode levar a mudanças na força do vento solar e assim alterar a distância ao choque de terminação nas direções das Voyager 1 e 2. As duas sondas Voyager fizeram as suas medições quase com três anos de intervalo, dando tempo suficiente ao vento solar variável para mudar a distância do choque de terminação.

"Os cientistas de campo estão desenvolvendo modelos mais sofisticados do vento solar dependente do tempo," afirma Zirnstein. As simulações geralmente combinam bem com os dados das Voyager.

"As novas descobertas podem ser usadas para melhor compreender como o nosso ambiente espacial interage com o ambiente interestelar além da heliopausa," comenta Eric Christian, cientista do programa IBEX no Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, no estado americano de Maryland, que não esteve envolvido neste estudo. "Por sua vez, a compreensão dessa interação pode ajudar a explicar, de uma vez por todas, o mistério do que provoca a faixa IBEX."

Um artigo sobre o estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center