Planeta Nove: Um mundo que não devia existir

No início deste ano os cientistas divulgaram evidências teóricas para um nono planeta no Sistema Solar, um planeta com a massa de Netuno numa órbita altamente elíptica com 10 vezes a distância entre Plutão e o Sol.

© Caltech/R. Hurt (Planeta Nove)

Desde então, os teóricos têm estudado como é que este Planeta Nove pode ter assentado numa órbita tão distante.

Uma nova análise efetuada por astrônomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) que examinaram uma série de cenários e descobriram que a maioria destes têm baixa probabilidade. Portanto, a presença do Planeta Nove continua sendo um pouco misteriosa.

"As evidências apontam para a existência do Planeta Nove, mas não conseguimos explicar, com certeza, como é que foi formado," afirma Gongjie Li, astrônoma do CfA.

O Planeta Nove orbita o nosso Sol a uma distância muito excêntrica entre 400 a 1.500 UA (Unidade Astronômica, é a distância média entre a Terra e o Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros). Isto coloca-o muito além de todos os planetas do nosso Sistema Solar. A questão torna-se: será que se formou aí, ou será que se formou noutro lugar e mais tarde vagueou para a sua órbita invulgar?

Li e Fred Adams (Universidade de Michigan) realizaram milhões de simulações de computador a fim de considerar três possibilidades. A primeira e mais provável envolve a passagem de uma estrela que puxa o Planeta Nove para fora. Este tipo de interação não só desloca o planeta para uma órbita mais larga, mas também torna essa órbita mais elíptica. E dado que o Sol se formou num aglomerado com vários milhares de vizinhos, estes encontros estelares eram mais comuns no início da história do nosso Sistema Solar.

No entanto, é mais provável que a passagem de uma estrela expulsasse completamente o Planeta Nove do Sistema Solar. Li e Adams calcularam uma probabilidade de 10%, na melhor das hipóteses, para que o Planeta Nove "pousasse" na sua órbita atual. Além disso, o planeta também teria de formar-se a grandes distâncias.

O astrônomo Scott Kenyon, também do CfA, acredita que pode ter a solução para esta dificuldade. Em dois artigos submetidos à revista The Astrophysical Journal, Kenyon e Benjamin Bromley (Universidade do Utah) usaram simulações para construir cenários plausíveis para a formação do Planeta Nove numa órbita tão larga.

"A solução mais simples é o Sistema Solar formar um gigante gasoso extra," afirma Kenyon.

Eles propõem que o Planeta Nove se formou muito mais perto do Sol e, mais tarde, interagiu com os outros gigantes gasosos, principalmente Júpiter e Saturno. Uma série de impulsos gravitacionais pode, em seguida, ter deslocado o planeta para uma órbita maior e mais elíptica ao longo do tempo.

Kenyon e Bromley também examinaram a possibilidade do Planeta Nove se ter formado, para começar, a grandes distâncias. Eles acham que uma combinação ideal de massa e vida útil do disco inicial poderia, potencialmente, criar o Planeta Nove no tempo que demoraria para ser empurrado pela passagem da estrela que Li estudou.

"A vantagem destes cenários é que são testáveis observacionalmente," salienta Kenyon. "Um gigante gasoso empurrado vai parecer-se com um frio Netuno, enquanto um planeta formado nesse local vai ser parecido com um Plutão gigante e sem gás."

O trabalho de Li também ajuda a restringir a data de formação ou migração do Planeta Nove. O Sol nasceu num aglomerado onde os encontros com outras estrelas eram mais frequentes. A órbita alongada do Planeta Nove iria deixá-lo vulnerável a expulsão durante tais encontros. Portanto, o Planeta Nove é provavelmente um retardatário que alcançou a sua órbita atual depois do Sol ter saído do aglomerado onde nasceu.

Finalmente, Li e Adams estudaram outras duas possibilidades mais radicais: que o Planeta Nove é um exoplaneta que foi capturado a partir de um sistema estelar de passagem, ou um planeta que flutuava livremente e que foi capturado quando passou demasiado perto do nosso Sistema Solar. No entanto, eles concluem que as probabilidades destes cenários são inferiores a 2%.

Um artigo foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O trânsito de Mercúrio

Na próxima segunda-feira, 9 de maio de 2016, o planeta Mercúrio irá cruzar a face do Sol para os observadores aqui do planeta Terra.

© Dominique Dierick (trânsito de Mercúrio)

A sequência composta de fotos na imagem em destaque, superpostas em um único quadro, mostra o evento do trânsito de Mercúrio integral ocorrido em 7 de maio de 2003. Mercúrio cruzou o Sol por um período de mais de 5 horas, assim, as 23 imagens empilhadas foram capturadas em intervalos de cerca de 15 minutos. O polo norte do Sol, a órbita da Terra e a órbita de Mercúrio, embora diferentes, todas ocorrem em direções ligeiramente acima da parte superior da imagem. Perto do centro do quadro e na borda inferior do Sol são visíveis manchas solares.

Esse notável e raro fenômeno é chamado de trânsito de Mercúrio e a última vez que ocorreu foi em 2006. Uma vez que o plano orbital de Mercúrio não é exatamente coincidente com o plano da órbita terrestre, Mercúrio usualmente parece passar sobre ou sob o Sol nos céus.

Os trânsitos de Mercúrio com relação à Terra são muito mais frequentes que os trânsitos de Vênus, ocorrendo cerca de 13 ou 14 vezes a cada século, sempre nos meses de maio ou novembro. Uma das razões para esta frequência maior é o fato que o período da órbita de Mercúrio é mais curta que o de Vênus.

O trânsito de Mercúrio no dia 9 de maio será total na América do Sul (Brasil), no leste da América do Norte e na Europa Ocidental; um trânsito parcial de Mercúrio poderá ser observado em todo resto do mundo, exceto na Austrália e Ásia Oriental.

O trânsito de Mercúrio começará às 8:12 hs, horário de Brasília. Após 7 horas cruzando o disco solar, Mercúrio sai do trânsito às 15:42 hs, horário de Brasília, com o Sol começando a baixar no horizonte oeste. Mercúrio estará a 83 milhões de km da Terra.

Depois deste trânsito de Mercúrio, o próximo trânsito está previsto para ocorrer em 11 de novembro de 2019.

Fonte: NASA

Três mundos potencialmente habitáveis em torno de uma estrela anã fria

Astrônomos utilizaram o telescópio TRAPPIST instalado no Observatório La Silla do ESO para descobrir três planetas em órbita de uma estrela anã muito fria situada a apenas 40 anos-luz da Terra.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da estrela anã vista de muito perto de um dos seus planetas)

Estes mundos têm tamanhos e temperaturas semelhantes às de Vênus e da Terra e são os melhores alvos descobertos até hoje para procurar vida fora do Sistema Solar. Estes são os primeiros planetas descobertos em torno de uma estrela extremamente fraca e pequena.

Uma equipe de astrônomos liderada por Michaël Gillon do Institut d´Astrophysique et Géophysique da Universidade de Liège, na Bélgica, utilizou o telescópio TRAPPIST para observar a estrela 2MASS J23062928-0502285, agora conhecida por TRAPPIST-1. A equipe constatou que esta estrela fria e tênue diminuía ligeiramente de brilho a intervalos regulares, indicando que vários objetos estavam passando entre a estrela e a Terra. Uma análise detalhada mostrou a existência de três planetas com tamanhos semelhantes ao da Terra.
TRAPPIST-1 é uma estrela anã muito fria, com cerca de 0,05% da luminosidade do Sol e uma massa de cerca de 8% da massa solar, é muito mais fria e vermelha que o Sol e pouco maior que Júpiter. Tais estrelas são bastante comuns na Via Láctea e vivem durante muito tempo, mas esta é a primeira vez que se descobriram planetas em torno de uma delas. Apesar de se encontrar bastante próxima da Terra, esta estrela é muito fraca e avermelhada para poder ser observada a olho nu ou mesmo através de um telescópio amador grande. Situa-se na constelação de Aquário.
Emmanuël Jehin, co-autor do novo estudo, está muito entusiasmado: “Esta é realmente uma mudança de paradigma relativamente à população de planetas e ao caminho a ser seguido no sentido de encontrar vida no Universo. Até agora, a existência de tais “mundos vermelhos” em órbita de estrelas anãs muito frias era puramente teórica, mas nós descobrimos não apenas um único planeta isolado em torno de uma estrela vermelha fraca, mas um sistema completo de três planetas!”
Michaël Gillon, autor principal do artigo que descreve estes resultados, explica o significado da nova descoberta: “Porque é que estamos tentando detectar planetas do tipo da Terra em torno das estrelas pequenas e frias da vizinhança solar? A razão é simples: os sistemas em torno destas estrelas minúsculas são os únicos locais onde conseguimos detectar vida num exoplaneta do tipo terrestre com a atual tecnologia. Por isso, se quisermos encontrar vida em outros lugares do Universo, é aqui que devemos começar a procurar.”
Os astrônomos irão procurar sinais de vida ao estudar o efeito que a atmosfera de um planeta em trânsito tem na luz que chega à Terra. Para planetas do tamanho da Terra em órbita da maioria das estrelas, este efeito desaparece no enorme brilho da estrela. Apenas no caso de estrelas vermelhas fracas e muito frias, como TRAPPIST-1, é que este efeito é suficientemente grande para poder ser detectado.
Observações posteriores feitas com telescópios maiores, incluindo com o instrumento HAWK-1 montado no Very Large Telescope (VLT) de 8 metros do ESO, no Chile, mostraram que os planetas que orbitam a estrela TRAPPIST-1 têm tamanhos muito semelhantes ao da Terra. Dois dos planetas têm períodos orbitais de cerca de 1,5 dias e 2,4 dias respectivamente, e o terceiro planeta tem um período menos bem determinado que pode ir de 4,5 a 7,3 dias.
“Com períodos orbitais curtos, os planetas encontram-se entre 20 a 100 vezes mais próximos da sua estrela do que a Terra se encontra do Sol. A estrutura deste sistema planetário é muito mais semelhante em escala ao sistema das luas de Júpiter do que ao Sistema Solar,” explica Michaël Gillon.
Embora orbitem muito próximos da sua estrela anã hospedeira, os dois planetas internos recebem apenas quatro e duas vezes, respectivamente, a quantidade de radiação que a Terra recebe do Sol, uma vez que a sua estrela é muito menos luminosa que o nosso Sol. Este fato coloca-os mais próximo da estrela do que a zona de habitabilidade para este sistema, embora seja no entanto possível que possuam regiões habitáveis nas suas superfícies. A órbita do terceiro planeta, o mais externo, não é ainda bem conhecida, mas provavelmente receberá menos radiação do que a Terra, embora talvez ainda a suficiente para se encontrar na zona de habitabilidade do sistema.
“Graças a vários grandes telescópios atualmente em construção, incluindo o E-ELT do ESO e o Telescópio Espacial James Webb da NASA/ESA/CSA, com lançamento previsto para 2018, logo poderemos estudar a composição atmosférica destes planetas e ver primeiro se possuem água e depois se apresentam traços de atividade biológica. Trata-se de um enorme passo em frente na procura de vida no Universo,” conclui Julien de Wit, do Massachusetts Institute of Technology (MIT) nos EUA, um dos co-autores do trabalho.
Este trabalho abre novas janelas na procura de exoplanetas, já que cerca de 15% das estrelas próximo do Sol são estrelas anãs muito frias, e serve igualmente para destacar o fato de que a procura de exoplanetas entrou agora no reino dos “primos” da Terra potencialmente habitáveis. O rastreio TRAPPIST é um protótipo de um projeto muito mais ambicioso chamado SPECULOOS, que será instalado no Observatório Paranal do ESO.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Temperate Earth-sized planets transiting a nearby ultracool dwarf star”, de M. Gillon et al., que foi publicado hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

Fortes ventos oriundos de misteriosas fontes binárias de raios X

No comprimento de onda dos raios X, pode-se dizer que o céu é dominado por dois tipos de objetos astronômicos: buracos negros supermassivos, localizados no centro de grandes galáxias, ferozmente devorando o material ao redor; e sistemas binários, consistindo de um remanescente estelar, uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, se abastecendo de gás de sua companheira.

© ESA/C. Carreau (ilustração de ventos rápidos emanados do binário de raios X)

Em ambos os casos, o gás forma um disco espiralado em torno do objeto compacto e muito denso: o atrito no disco, faz com que o gás aqueça e emita luz em muitos comprimentos de onda, com um pico nos raios X.

Contudo, nem todo o gás é engolido pelo objeto central, e parte dele pode ser empurrado para longe por poderosos ventos e jatos.

“Algumas dessas fontes podem abrigar estrelas de nêutrons altamente magnetizadas, enquanto outras podem possuir buracos negros de massa intermediária de cerca de 1.000 vezes a massa do Sol. Mas na maioria dos casos, a razão para o comportamento extremo dessas fontes não é totalmente claro,” explica Ciro Pinto do Institute of Astronomy em Cambridge, Inglaterra.

Ciro e seus colegas vasculharam os arquivos do XMM-Newton e coletaram alguns dias de observações de três fontes ultra luminosas de raios X, todas elas em galáxias próximas localizadas a menos de 22 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Os dados foram obtidos durante alguns anos de observações feitas com o Reflection Grating Spectrometer, um instrumento altamente sensível que permite registar aspectos muitos sutis no espectro de raios X de suas fontes.

Nas três fontes, os cientistas foram capazes de identificar a emissão de raios X do gás em porções externas do disco ao redor do objeto compacto central, fluindo vagarosamente para longe dele.

© Hubble (NGC 1313)

Mas em duas das três fontes, conhecidas como NGC 1313 X-1 e NGC 5408 X-1, foi possível ver claramente sinais de raios X sendo absorvidos pelo gás que é expelido da fonte central a uma velocidade extrema de 70.000 km/s, ou seja, um quarto da velocidade da luz.

© Hubble (NGC 5408)

Existe um limite teórico de quanta matéria pode ser acrescida por um objeto de uma determinada massa, denominado Limite de Eddington. Esse limite foi calculado pela primeira vez para estrelas pelo astrônomo britânico Arthur Stanley Eddington, mas ele também pode ser aplicado a objetos compactos como os buracos negros e as estrelas de nêutrons. O Limite de Eddington representa a maior luminosidade que uma estrela pode ter e ainda estar em equilíbrio hidrostático. Em estrelas de altíssima massa a pressão de radiação domina. O limite nesse sentido é que a pressão da radiação não pode ser maior do que a gravidade local; caso for maior não haverá equilíbrio hidrostático, causando perda de massa. O cálculo de Eddington se refere a um caso ideal onde tanto a matéria está sendo acrescida no objeto central como a radiação está sendo emitida por ele igualmente em todas as direções.

Mas as fontes estudadas por Ciro e seus colegas estão sendo alimentadas através de um disco de acreção que está provavelmente sendo inchado pela pressão interna do gás fluindo a grande velocidade em direção ao objeto central.

A natureza dos objetos compactos abrigados no centro das fontes observadas nesse estudo é ainda incerta, embora os cientistas suspeitam que possam ser buracos negros de massa estelar, com massas de algumas dezenas de vezes a massa do Sol.

A equipe está investigando mais dados de arquivos do XMM-Newton, buscando por mais fontes desse tipo e estão também planejando futuras observações em raios X, bem como nos comprimentos de onda do óptico e das ondas de rádio.

“Com mais amostras de fontes e com observações em múltiplos comprimentos de onda, nós esperamos finalmente descobrir a natureza física desses poderosos e peculiares objetos”, concluiu Ciro.

Fonte: ESA

Hubble vê galáxia se escondendo no céu noturno

Esta imagem impressionante do telescópio espacial Hubble capta a galáxia UGC 477, localizada a mais de 110 milhões de anos-luz de distância na constelação de Peixes.

© Hubble (UGC 477)

A UGC 477 é uma galáxia de brilho superficial baixo (LSB). Proposto pela primeira vez em 1976 por Mike Disney, a existência de galáxias LSB foi confirmada apenas em 1986 com a descoberta de Malin 1. As galáxias LSB como a UGC 477 são mais difusamente distribuídas do que as galáxias de Andrômeda e a Via Láctea. Com brilhos de superfície até 250 vezes mais fracas do que o céu noturno, estas galáxias podem ser muito difíceis de serem detectadas.

A maior parte da matéria presente nas galáxias LSB está na forma de hidrogênio gasoso, em vez de estrelas. Ao contrário das protuberâncias de galáxias espirais normais, os centros das galáxias LSB não contêm um grande número de estrelas. Os astrônomos suspeitam que isso é porque as galáxias LSB são encontradas principalmente em regiões desprovidas de outras galáxias, e, portanto, têm experimentado menos interações galácticas e fusões capazes de desencadear altas taxas de formação de estrelas.

As galáxias LSB como a UGC 477 parece serem dominadas pela matéria escura, tornando-as excelentes objetos para serem estudados e propiciar nossa compreensão desta substância indescritível. No entanto, devido a uma baixas representação nas inspeções galácticas, causada por sua baixa luminosidade característica, a sua importância só foi reconhecida há relativamente pouco tempo.

Fonte: ESA

Fragmento da Nuvem de Oort traz pistas sobre a origem do Sistema Solar

Astrônomos descobriram um objeto peculiar que parece ser formado de matéria do Sistema Solar interior originária da época da formação da Terra, e que estava preservado na Nuvem de Oort há bilhões de anos.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do cometa rochoso C2014 S3 PANSTARRS)

Observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO e com o Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) mostram que o C/2014 S3 (PANSTARRS) é o primeiro objeto a ser descoberto numa órbita cometária de longo período, com as características imaculadas de um asteroide do Sistema Solar interior. Seu estudo pode dar pistas importantes sobre a formação do Sistema Solar.

A pesquisadora Karen Meech, do Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí, e colegas concluem que o C/2014 S3 (PANSTARRS) se formou no Sistema Solar interior na mesma época que a própria Terra, mas que foi ejetado numa fase muito inicial.
As observações indicam que se trata de um corpo rochoso antigo e não de um asteroide contemporâneo que se afastou. Como tal, é um dos potenciais blocos constituintes dos planetas rochosos (como a Terra), que foi expelido para fora do Sistema Solar interno e preservado em congelamento profundo na Nuvem de Oort durante bilhões de anos. A Nuvem de Oort é uma região enorme que rodeia o Sol como uma espessa bolha gigante. Estima-se que contenha trilhões de pequenos corpos gelados. Ocasionalmente, um destes corpos é empurrado para o Sistema Solar interno, onde o calor do Sol o transforma num cometa. Pensa-se que estes corpos gelados tenham sido ejetados a partir da região dos planetas gigantes, quando estes se estavam se formando, no início do Sistema Solar.

 

© ESO/L. Calçada (trajetória do cometa C2014 S3 PANSTARRS na Nuvem de Oort)

Karen Meech explica a observação inesperada: “Conhecemos a existência de muitos asteroides, no entanto todos eles já foram “cozidos” pelos bilhões de anos que passaram perto do Sol. Este é o primeiro asteroide “cru” que observamos, tendo sido preservado no melhor congelador que existe!”
O C/2014 S3 (PANSTARRS) foi originalmente identificado pelo telescópio Pan-STARRS1 como sendo um tênue cometa ativo, quando estava um pouco mais afastado do que duas vezes a distância da Terra ao Sol. O seu atual período orbital longo (cerca de 860 anos) sugere que a sua fonte é a Nuvem de Oort e que teria sido empurrado há relativamente pouco tempo para uma órbita que o traz próximo do Sol.
A equipe reparou imediatamente que C/2014 S3 (PANSTARRS) era diferente, uma vez que não possui a cauda característica que a maioria dos cometas de longo período desenvolvem quando se aproximam muito do Sol. Foi assim que ele ganhou o nome de cometa Manx, em homenagem ao gato sem cauda. Algumas semanas após a sua descoberta, a equipe obteve espectros do fraco objeto com o VLT.
Um estudo cuidadoso da luz refletida por C/2014 S3 (PANSTARRS) indica que se trata de um asteroide típico do tipo S, encontrado geralmente no cinturão principal interno de asteroides. Não é parecido com um cometa típico, objetos que se pensa serem formados no Sistema Solar exterior e que são gelados em vez de rochosos. O material parece ter sido pouco processado, indicando que esteve congelado durante um longo período de tempo. A atividade de tipo cometário extremamente fraca associada ao C/2014 S3 (PANSTARRS) é consistente com a sublimação do gelo d'água, e é cerca de um milhão de vezes menor que nos cometas ativos de longo período que se encontram a distâncias semelhantes do Sol.
Os pesquisadores concluem que este objeto é provavelmente constituído por material do Sistema Solar interno que esteve guardado durante muito tempo na Nuvem de Oort e que agora encontrou o seu caminho de volta ao Sistema Solar interior.
Vários modelos teóricos conseguem reproduzir a maior parte da estrutura que vemos no Sistema Solar. Uma diferença importante entre estes modelos são as previsões relativas aos objetos que constituem a Nuvem de Oort. Os diferentes modelos prevêem razões significativamente diferentes entre objetos gelados e rochosos. Por isso, esta primeira descoberta de um objeto rochoso na Nuvem de Oort é um teste importante das diferentes previsões dos modelos. Os autores estimam que serão necessárias observações de 50 a 100 destes cometas Manx para se distinguir entre os atuais modelos, abrindo assim um caminho importante no estudo das origens do Sistema Solar.
O pesquisador Olivier Hainaut (ESO, Garching, Alemanha) conclui: “Descobrimos o primeiro cometa rochoso e estamos à procura de outros. Dependendo de quantos encontrarmos, saberemos se os planetas gigantes “dançaram” ao longo do Sistema Solar quando eram jovens, ou se cresceram pacatamente sem grandes deslocamentos.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Inner Solar System Material Discovered in the Oort Cloud”, de Karen Meech et al., que foi publicado na revista especializada Science Advances.

Fonte: ESO

Ecos de luz fornecem pistas sobre disco protoplanetário

Para medir o tamanho de um quarto completamente escuro, são utilizadas ondas sonoras para conseguir discernir se o espaço é relativamente grande ou pequeno, dependendo de quanto tempo leva para ouvir o eco depois de ressaltar da parede.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de uma estrela rodeada por um disco protoplanetário)

Os astrônomos usam este princípio para estudar objetos tão distantes que não podem ser vistos como mais do que pontos. Em particular, os pesquisadores estão interessados em calcular quão longe as estrelas jovens estão dos limites internos dos discos protoplanetários ao seu redor. Estes discos de gás e poeira são locais onde os planetas se formam ao longo de milhões de anos.

"A compreensão dos discos protoplanetários ajuda-nos a perceber alguns dos mistérios dos exoplanetas, planetas em sistemas para lá do nosso," afirma Huan Meng, associado de pesquisa de pós-doutorado na Universidade do Arizona, em Tucson, EUA. "Nós queremos saber como é que os planetas se formam e porque é que encontramos planetas grandes a que chamamos 'Júpiteres quentes' tão perto das suas estrelas."

Meng usou dados do telescópio espacial Spitzer da NASA e dados de quatro telescópios terrestres para determinar a distância entre uma estrela e a orla interior do seu disco protoplanetário circundante.

A medição não foi tão simples quanto colocar uma régua por cima de uma fotografia. Seria tão impossível quanto usar uma foto de satélite da tela de um computador para medir a largura do ponto final desta frase.

Em vez disso, os pesquisadores usaram um método chamado "foto-reverberação", também conhecido como "ecos de luz". Quando a estrela central aumenta de brilho, alguma desta luz atinge o disco ao redor, provocando um "eco" atrasado. Os cientistas mediram o tempo que demorou para a luz da estrela chegar à Terra e, em seguida, esperaram que o seu eco chegasse.

Graças à teoria da relatividade especial de Albert Einstein, sabemos que a luz viaja a uma velocidade constante. Para determinar uma certa distância, os astrônomos podem multiplicar a velocidade da luz pelo tempo que esta demora para percorrer de um ponto para outro.

Para tirar partido desta fórmula, os cientistas precisavam encontrar uma estrela com uma emissão variável, isto é, uma estrela que emite radiação de forma imprevisível ou irregular. O nosso Sol tem uma emissão relativamente estável, mas uma estrela variável tem mudanças detectáveis e únicas na radiação que podem ser usadas para obter os correspondentes ecos de luz. As estrelas jovens, com emissão variável, são as melhores candidatas.

A estrela usada neste estudo tem o nome YLW 16B e está situada a cerca de 400 anos-luz da Terra. A YLW 16B tem aproximadamente a mesma massa que o nosso Sol mas, com apenas um milhão de anos, é muito jovem em comparação com os 4,6 bilhões de anos da estrela de nosso Sistema Solar.

Os dados combinados foram obtidos do Spitzer com observações de telescópios terrestres: o telescópio Mayall do Observatório Nacional Kitt Peak no Arizona; os telescópios SOAR e SMARTS no Chile; e o telescópio Harold L. Johnson no México. Durante duas noites de observação, foram vistos desfasamentos consistentes entre as emissões estelares e os seus ecos no disco ao redor. As observações terrestres detectaram a radiação infravermelha de comprimento de onda curto emitida diretamente pela estrela, e o Spitzer observou a radiação infravermelha de maior comprimento de onda do eco no disco. Devido às espessas nuvens interestelares que bloqueiam a vista da Terra, os astrônomos não puderam usar luz visível para estudar a estrela.

Os cientistas calcularam então a distância que esta luz deve ter percorrido durante o desfasamento de tempo: cerca de 0,08 UA (unidades astronômicas), aproximadamente 8% da distância entre a Terra e o Sol, ou um-quarto do diâmetro da órbita de Mercúrio. Este valor é ligeiramente inferior às estimativas anteriores com técnicas indiretas, mas consistente com as expectativas teóricas.

Embora este método não consiga medir diretamente a altura do disco, foi possível determinar que a orla interior é relativamente espessa.

Anteriormente, foi usada a técnica de eco de luz para medir o tamanho de discos de acreção de material em torno de buracos negros supermassivos. Dado que nem a luz escapa a um buraco negro, os pesquisadores comparam luz da margem interior do disco de acreção com luz da orla exterior para determinar o tamanho do disco. Esta técnica é também usada para medir a distância até outras características perto do disco de acreção, tal como poeira e gás veloz envolvente.

Enquanto os ecos de luz dos buracos negros supermassivos representam desfasamentos de dias a semanas, foi detectado que o eco de luz no disco protoplanetário deste estudo foi de uns meros 74 segundos.

O estudo do Spitzer marca a primeira vez que o método de eco de luz foi usado no contexto de discos protoplanetários.

"Esta nova abordagem pode ser usada para outras estrelas jovens com planetas no processo de formação no disco ao redor," comenta Peter Plavchan, professor assistente da Universidade Estatal do Missouri em Springfield, EUA.

O novo estudo foi publicado na revista The Astrophyical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A poeirenta Nebulosa do Anjo

As luzes combinadas das estrelas ao longo da Via Láctea são refletidas por essas nuvens de poeira cósmica que se elevam a cerca de 300 anos-luz ou mais acima do plano da nossa galáxia.

© Rogelio Bernal Andreo (Nebula do Anjo)

Apelidada de Nebula do Anjo, essa fraca aparição é parte de um complexo de nuvens moleculares fracas, difusas e relativamente inexploradas.

Comumente encontradas em altas latitudes galácticas, esses cirrus cósmicos empoeirados podem ser rastreados em grandes regiões na direção dos polos Norte e Sul da Via Láctea.

Junto com a reflexão da luz das estrelas, os estudos indicam que as nuvens de poeira produzem uma luminescência avermelhada e tênue, a medida que os grãos de poeira interestelar convertem a radiação ultravioleta opticamente invisível em luz vermelha visível.

Essa imagem de campo profundo capta também nas proximidades as estrelas da Via Láctea e uma série de distantes galáxias de fundo, cobrindo 3 x 5 graus nos céus, cerca de 10 Luas Cheias, na direção da constelação da Ursa Maior.

Fonte: NASA

Hubble descobre lua orbitando o planeta anão Makemake

Vasculhando a periferia do Sistema Solar, o telescópio espacial Hubble registrou um pequeno e escuro satélite orbitando Makemake, o segundo mais brilhante planeta anão congelado, depois de Plutão, localizado no Cinturão de Kuiper.

© NASA/ESA/A. Parker (ilustração do planeta anão Makemake e seu satélite)

O satélite, designado de S/2015 (136472) 1 e apelidado de MK 2, é cerca de 1.300 vezes mais apagado que o Makemake. O MK 2 foi visto a aproximadamente 20.000 km de distância do planeta anão, e tem um diâmetro estimado em 160 km. O Makemake tem cerca de 1.400 km de diâmetro. O planeta anão foi descoberto em 2005, e seu nome foi dado em homenagem à divindade da criação dos povos Rapa Nui da Ilha de Páscoa.

O Cinturão de Kuiper é um vasto reservatório de material congelado, resquício da formação do Sistema Solar a cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, e o lar de alguns planetas anões. Alguns desses mundos possuem satélites conhecidos, mas essa é a primeira vez que se descobre um objeto companheiro do Makemake. O Makemake é um dos cinco planetas anões reconhecidos pela União Astronômica Internacional.

As observações foram feitas em abril de 2015 pela Wide Field Camera 3 do Hubble. O Hubble tem uma capacidade única de observar objetos apagados perto de objetos mais brilhantes e uma esplêndida resolução, que permite que os astrônomos possam observar o brilho do satélite do Makemake. A descoberta foi anunciada no dia 26 de Abril de 2016 através de uma circular emitida no Minor Planet Electronic Circular.

A equipe que fez a observação usou a mesma técnica que foi utilizada para observar os pequenos satélites de Plutão em 2005, 2011 e 2012. Algumas buscas anteriores feitas no Makemake não tinham dado resposta alguma. “Nossas estimativas preliminares mostram que a órbita do satélite parece estar de lado, e isso significa que quando você observa o sistema, você pode as vezes perder o satélite de vista, pois ele mergulha no brilho muito maior do planeta anão”, disse Alex Parker, do Southwest Research Institute em Boulder, no Colorado (EUA), que é o líder da equipe que analisou as imagens das observações.

© NASA/ESA/A. Parker (localização do satélite MK 2 e do planeta anão Makemake)

A descoberta do satélite pode fornecer uma valiosa informação sobre o sistema do planeta anão. Medindo a órbita do satélite, os astrônomos podem calcular a massa do sistema e ter uma ideia sobre a sua evolução. A descoberta desse satélite também reforça a ideia de que a maior parte dos planetas anões possuem satélites.

“O Makemake é da mesma classe dos raros objetos parecidos com Plutão, então encontrar um satélite ali é muito importante”, disse Parker. “A descoberta desse satélite nos dá também a oportunidade para estudar o Makemake em maior detalhe”.

A descoberta desse satélite só aumenta cada vez mais a semelhança entre Plutão e o Makemake. Ambos os objetos já são conhecidos por serem cobertos por metano congelado. Como foi feito no caso de Plutão, ao se estudar mais a fundo o satélite, será possível revelar a densidade do Makemake, um resultado importante que indicará se a composição bruta de Plutão e do Makemake são também similares. “Essa nova descoberta abre um novo capítulo na chamada planetologia comparativa, uma maneira de se estudar a região externa do Sistema Solar”, disse Marc Buie, líder da equipe também do Southwest Research Institute.

Os pesquisadores precisarão de mais observações do Hubble para fazer medidas precisas para determinar se a órbita do satélite é elíptica ou circular. As estimativas preliminares indicam que se o satélite tem uma órbita circular, ele completa uma volta ao redor do Makemake a cada 12 dias.

Determinar a forma da órbita do satélite ajudará a responder questões sobre sua origem. Uma órbita circular e estreita do MK 2 indicará que ele foi o produto da colisão do Makemake com outro objeto do Cinturão de Kuiper. Se o satélite tiver uma órbita alongada, é mais provável que ele tenha sido capturado. Ambos os eventos teriam ocorrido a alguns bilhões de anos atrás quando o Sistema Solar era extremamente jovem.

A descoberta, pode também resolver mistérios do próprio Makemake. Estudos anteriores realizados no infravermelho, revelaram que enquanto a superfície do Makemake é inteiramente brilhante e muito fria, algumas áreas aparecem mais quentes que outras. Os astrônomos têm sugerido que essa discrepância pode ser devido ao fato do aquecimento de regiões discretas e escuras da superfície do Makemake. Contudo, a menos que o planeta anão tenha uma orientação especial, essas manchas escuras deveriam fazer o brilho do planeta anão variar substancialmente enquanto ele rotacionasse, mas essa variação no brilho nunca foi observada.

Esses estudos realizados em infravermelho anteriormente, não tinham resolução suficiente para separar o Makemake do MK 2. Uma nova análise da equipe, com base nas novas observações do Hubble, sugere que boa parte da superfície mais quente detectada anteriormente na luz infravermelha, pode ser simplesmente a superfície escura do seu companheiro, o MK 2.

Existem ainda algumas possibilidades que podem explicar por que o satélite teria uma superfície tão escura, mesmo orbitando um planeta anão que é brilhante como a neve fresca. Uma ideia é que diferente de objetos maiores, como o Makemake, o MK 2 é muito pequeno, de forma que ele não pode gravitacionalmente manter uma crosta congelada e brilhante, que sublima, mudando do sólido para o gás, quando iluminado pelo Sol. Isso faria com que o satélite fosse similar aos cometas e outros objetos do Cinturão de Kuiper, muitos dos quais são cobertos com um material muito escuro.

Quando o satélite Caronte de Plutão foi descoberto, em 1978, os astrônomos rapidamente calcularam a massa do sistema. A massa de Plutão era centenas de vezes menor do que a massa que foi originalmente estimada na época da sua descoberta em 1930. Com a descoberta de Caronte, os astrônomos repentinamente descobriram algo totalmente diferente sobre Plutão. “São esses tipos de medidas que a descoberta de um satélite permite fazer”, concluiu Parker.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Hubble enquadra um único Retângulo Vermelho

A estrela HD 44179 é circundada por uma extraordinária estrutura conhecida como o Retângulo Vermelho.

© Hubble (estrela HD 44179 e Nebulosa do Retângulo Vermelho)

Ela adquiriu esse apelido devido à sua forma e a sua cor aparente, quando vista em imagens da Terra. Essa imagem detalhada do Hubble revela como ela é quando vista do espaço, a nebulosa, ao invés de retangular, na verdade tem a forma de um X, com estruturas complexas adicionais de linhas espaçadas de gás brilhantes, que se assemelham a degraus de uma escada.

A estrela no centro é parecida com o Sol, mas está no fim da sua vida, expelindo gás e outros materiais para fora, criando assim a nebulosa, e dando a ela essa forma distinta. Parece também que a estrela é um sistema binário próximo circundado por uma densa área de poeira; ambas as indagações podem ajudar a explicar a sua forma curiosa.

O Retângulo Vermelho é um exemplo incomum do que se conhece como uma nebulosa protoplanetária. Elas são formadas por estrelas velhas que estão no caminho de se tornaram nebulosas planetárias. Uma vez que toda massa seja expelida, uma estrela do tipo anã branca muito quente permanecerá ali e sua brilhante radiação ultravioleta fará com que o gás ao redor brilhe intensamente. O Retângulo Vermelho está a cerca de 2.300 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Monoceros, o Unicórnio.

A Advanced Camera for Surveys do High Resolution Channel do telescópio espacial Hubble registrou essa bela imagem da HD 44179 e da Nebulosa do Retângulo Vermelho ao redor, a imagem mais nítida que se tem desse objeto até hoje. A luz vermelha do hidrogênio brilhante foi captada através do filtro F658N e colorida em vermelho. A luz vermelha-alaranjada captada em vários comprimentos de onda pelo filtro F625N foi colorida de azul. O campo de visão é de aproximadamente 25 por 20 arcos de segundo.

Fonte: ESA

Ômega Centauri: O mais brilhante aglomerado estelar globular

Este enorme aglomerado de estrelas antecede o nosso Sol. Muito antes do surgimento da humanidade, da existência dos dinossauros, e mesmo antes de nossa Terra existir, glóbulos antigos de estrelas se condensaram e orbitaram a jovem Via Láctea.

© Roberto Colombari (aglomerado globular Ômega Centauri)

Dos cerca de 200 aglomerados globulares que sobreviveram até hoje, Ômega Centauri é o maior, contendo mais de dez milhões de estrelas.

Ômega Centauri também é o mais brilhante aglomerado globular, com magnitude aparente de 3,9 ele é visível para os observadores dos céus do sul a olho nu.

Catalogado como NGC 5139, Ômega Centauri está a cerca de 18.000 anos-luz de distância e tem 150 anos-luz de diâmetro.

Ao contrário de muitos outros aglomerados globulares, as estrelas de Ômega Centauri mostram diversas idades e traços de abundância química distintos, indicando que o aglomerado estelar globular tem uma história complexa durante seus 12 bilhões de anos de idade.

Fonte: NASA

Quatro lasers sobre o Paranal

Ontem, o Observatório do Paranal acolheu um evento que marcou a primeira luz dos quatro poderosos lasers que formam uma parte fundamental dos sistemas de ótica adaptativa do Very Large Telescope (VLT) do ESO.

  

© ESO/F. Kamphues (sistema de estrela guia laser)

Os visitantes assistiram a uma demonstração extraordinária de tecnologia laser de vanguarda lançada nos majestosos céus do Paranal. Tratam-se das mais poderosas estrelas guia laser já utilizadas em astronomia, tendo o evento marcado a primeira utilização de estrelas guia laser múltiplas no ESO.

Funcionários do ESO estiveram presentes no evento, juntamente com os representantes principais das companhias que fabricaram os diferentes componentes do novo sistema.
A Infraestrutura de Quatro Estrelas Guia Laser (4LGSF, sigla do inglês) lança quatro raios laser de 22 W (watts) para o céu, fazendo brilhar átomos de sódio que se encontram na camada superior da atmosfera, o que faz com que estes se pareçam com estrelas verdadeiras, criando assim estrelas guia artificiais. As estrelas artificiais permitem aos sistemas de óptica adaptativa compensar os efeitos de distorção causados pela atmosfera terrestre, de modo que os telescópios possam criar imagens muito nítidas. Utilizar mais de um raio laser permite aos astrônomos mapear a turbulência atmosférica com muito mais detalhes, o que melhora significativamente a qualidade da imagem num campo de visão muito maior.
A 4LGSF é um exemplo de como o ESO leva a indústria europeia a liderar complexos projetos de pesquisa e desenvolvimento. O laser de fibra utilizado na 4LGSF é também uma das mais bem sucedidas transferências de tecnologia do ESO para a indústria.
A alemã TOPTICA, a empresa contratada principal, foi responsável pelo sistema de laser e forneceu o oscilador, o duplicador de frequência e o software de controle do sistema.

A MPBC do Canadá forneceu as bombas do laser de fibra e os amplificadores Raman, os quais são baseados numa patente registada pelo ESO.

A TNO na Holanda fabricou as montagens dos tubos ópticos, que ampliam os raios laser e os dirigem para o céu.

A 4LGSF faz parte da Infraestrutura de Ótica Adaptativa do telescópio principal 4 do VLT, concebida especificamente para fornecer aos sistemas de óptica adaptativa GALACSI/MUSE e GRAAL/HAWK-I quatro estrelas guia laser de sódio. Com esta nova infraestrutura, o Observatório do Paranal continua dispondo do maior número dos mais avançados sistemas de óptica adaptativa atualmente em operação.
Os lasers da 4LGSF foram desenvolvidos pelo ESO em colaboração com a indústria e já foram pedidos, entre outros, pelo Observatório Keck (que contribuiu para o custo do desenvolvimento do laser industrial juntamente com a Comissão Europeia) e pelo telescópio Subaru. No futuro estes lasers industriais serão também colocados nos telescópios do Observatório Gemini e serão igualmente a escolha preferida de vários outros observatórios e de projetos de telescópios extremamente grandes.
As novas técnicas desenvolvidas para a 4LGSF abrem caminho para o sistema de óptica adaptativa do European Extremely Large Telescope (E-ELT), o maior olho do mundo virado para o céu.

Fonte: ESO

NGC 6872: Uma galáxia espiral esticada

O que torna esta galáxia espiral tão alongada?

© ESO/Judy Schmidt (NGC 6872)

Medindo mais de 700.000 anos-luz de diâmetro de cima para baixo, a NGC 6872, também conhecida como a galáxia do Condor, é uma das galáxias espirais barradas mais alongados conhecidas.

A forma prolongada da galáxia provavelmente resultou da sua colisão com a galáxia menor IC 4970, visível logo acima do centro. De particular interesse é o braço espiral no canto superior esquerdo, visto na imagem acima, que exibe uma quantidade anormalmente elevada de regiões de formação de estrelas azuis. A luz que vemos hoje deixou estas galáxias antes dos dias dos dinossauros, cerca de 300 milhões de anos atrás. A NGC 6872 é visível com um pequeno telescópio na direção da constelação do Pavão.

Fonte: NASA

Faróis cósmicos revelam núcleo antigo da Via Láctea

Uma equipe internacional de astrônomos liderada pela Dra. Andrea Kunder do Instituto Leibniz de Astrofísica de Podstam, Alemanha, e pelo Dr. R. Michael Rich da Universidade da Califórnia em Los Angeles, EUA, descobriu que os 2.000 anos-luz centrais da Via Láctea abrigam uma população antiga de estrelas.

© NOAO/AURA/NSF/AIP/A. Kunder (o plano da Via Láctea, visto no infravermelho pelo satélite WISE)

Essas estrelas têm mais de 10 bilhões de anos e as suas órbitas no espaço preservam o início da história da formação da Via Láctea.

Pela primeira vez, a equipe desvendou este componente antigo da população estelar que atualmente domina a massa central da Galáxia. Os astrônomos usaram o espectrógrafo AAOmega do AAT (Anglo Australian Telescope) perto de Siding Spring, Austrália, e focaram-se numa classe  bem conhecida e antiga de estrelas, as chamadas variáveis RR Lyrae. O brilho destas estrelas pulsa mais ou menos uma vez por dia, o que as torna mais difíceis de estudar do que as suas homólogas estáticas, mas têm a vantagem de ser "velas padrão". As estrelas variáveis RR Lyrae permitem estimativas exatas de distância e podem ser encontradas apenas em populações estelares com mais de 10 bilhões de anos, por exemplo, em antigos aglomerados globulares situados no halo. As velocidades de centenas de estrelas foram registradas simultaneamente na direção da constelação de Sagitário, sobre uma área maior que a Lua Cheia. Por conseguinte, a equipe foi capaz de usar o mesmo carimbo de idade das estrelas para explorar as condições na parte central da nossa Via Láctea, quando esta foi formada.

Tal como as cidades de Londres e Paris são construídas sobre vestígios romanos, ou vestígios ainda mais antigos, a nossa Via Láctea também tem múltiplas gerações de estrelas que abrangem o tempo desde a sua formação até ao presente. Dado que os elementos pesados são formados nas estrelas, as subsequentes gerações estelares tornam-se cada vez mais ricas em metais. Portanto, espera-se que os componentes mais antigos da nossa Via Láctea sejam estrelas pobres em metais. A maioria das regiões centrais da nossa Galáxia são dominadas por estrelas ricas em metais, o que significa que têm aproximadamente o mesmo conteúdo metálico que o nosso Sol, e estão agrupadas numa estrutura barrada. Descobriu-se que estas estrelas na barra da Via Láctea orbitam mais ou menos na mesma direção em torno do Centro Galáctico. O hidrogênio na Via Láctea também segue esta rotação. Daí que se pensava que todas as estrelas no centro tinham a mesma órbita. Mas, ao contrário, as estrelas RR Lyrae não seguem estas órbitas barradas, têm grandes movimentos aleatórios mas consistentes com sua formação a grandes distâncias do centro da Via Láctea. "Nós esperávamos descobrir que estas estrelas têm órbitas iguais à do resto da barra", explica Kunder, pesquisadora principal. O coautor Juntai Shen, do Observatório Astronómico de Shanghai, acrescenta: "Elas representam apenas 1% da massa total da barra, mas esta população ainda mais antiga de estrelas parece ter uma origem completamente diferente da de outras estrelas aí presentes, consistente com a ideia de terem sido uma das primeiras partes da Via Láctea."

As estrelas RR Lyare são alvos móveis, as suas pulsações resultam em mudanças na sua velocidade aparente ao longo de um dia. A equipe foi capaz de mostrar que a dispersão de velocidade ou o movimento aleatório da população estelar RR Lyrae era muito alto em relação às outras estrelas no centro da Via Láctea. Os próximos passos serão a medição do conteúdo metálico da população de estrelas RR Lyrae, o que dará pistas adicionais da história das estrelas e melhorará por três ou quatro vezes o número de estrelas estudadas, que atualmente situa-se em quase 1.000.

Fonte: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam

Elektra: um novo asteroide triplo

Astrônomos descobriram um novo satélite em órbita do asteroide (130) Elektra no cinturão de asteroides.

© ESO (asteroide Elektra)

A equipe, liderada por Bin Yang (ESO, Santiago, Chile), obteve uma imagem deste objeto usando o instrumento de ótica adaptativa extrema, SPHERE, montado no terceiro telescópio principal do Very Large Telescope do ESO, no Cerro Paranal, Chile. Este segundo satélite recém-descoberto de (130) Elektra tem uma dimensão de cerca de 2 km e deu-se-lhe o nome provisório de S/2014 (130) 1, fazendo de (130) Elektra um sistema triplo. Ao explorar ao máximo a sensibilidade e resolução espacial sem precedentes do instrumento SPHERE, a equipe observou também outro sistema triplo de asteroides no cinturão principal, (93) Minerva.
Os asteroides são relíquias dos blocos constituintes que formaram os planetas telúricos, no início da formação do Sistema Solar. O estudo de asteroides com satélites múltiplos é crucial, uma vez que os seus mecanismos de formação podem dar informações sobre a formação e evolução dos planetas, a qual não pode ser revelada por outros métodos.
Utilizando dados do SPHERE, a equipe inferiu que tanto (130) Elektra como (93) Minerva se formaram a partir de um impacto erosivo, o qual ocorre quando dois objetos de tamanhos semelhantes colidem obliquamente. Como resultado da colisão, pedaços substanciais de matéria podem separar-se e ser lançados para o espaço, dando origem a pequenos satélites de um dos corpos originais. Neste caso, a pequena separação dos satélites relativamente aos seus asteroides progenitores, a enorme razão entre as massas e a mesma composição dos satélites e dos corpos primários apoiam esta teoria.

Fonte: ESO