Descoberto exoplaneta recém-nascido em torno de estrela jovem

Astrônomos descobriram o mais novo exoplaneta totalmente formado já detectado.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do exoplaneta K2-33b)

A descoberta foi feita usando o telescópio espacial Kepler da NASA durante a sua missão estendida K2, bem como o Observatório W. M. Keck em Mauna Kea, Havaí. Os exoplanetas são planetas que orbitam estrelas para lá do Sol.

O recém-descoberto planeta, K2-33b, é um pouco maior que Netuno e completa uma órbita em torno da sua estrela progenitora a cada cinco dias. Tem apenas entre 5 e 10 milhões de anos, o que o torna um dos poucos planetas recém-nascidos encontrados até à data.

"A nossa Terra tem aproximadamente 4,5 bilhões de anos," afirma Trevor David do Caltech em Pasadena. "Em comparação, o planeta K2-33b é muito jovem. Podemos pensar nele como uma criança." David é um estudante que trabalha com a astrônoma Lynne Hillenbrand, também do Caltech.

A formação planetária é um processo complexo e tumultuoso que permanece ainda envolto em mistério. Os astrônomos já descobriram e confirmaram, até agora, cerca de 3.000 exoplanetas; no entanto, quase todos orbitam estrelas de meia-idade, com idades de bilhões de anos ou mais.

"O planeta recém-nascido ajuda-nos a melhor entender como é que os planetas se formam, o que é importante para a compreensão dos processos que levaram à formação da Terra," afirma Erik Petigura, também do Caltech.

Os primeiros sinais da existência do planeta foram obtidos pelo K2. A câmara a bordo do telescópio detectou um escurecimento periódico na luz emitida pela estrela hospedeira do planeta, um sinal de que um planeta em órbita poderia estar passando regularmente em frente da estrela e bloqueando parte da sua luz. Os dados do Observatório Keck validaram que a diminuição de luz era provocada por um planeta e também ajudaram a confirmar a sua jovem idade.

As medições infravermelhas do telescópio espacial Spitzer da NASA mostraram que a estrela do sistema está cercada por um disco fino de detritos planetários, indicando que a sua fase de formação planetária está terminando. Os planetas formam-se a partir de discos espessos de gás e poeira, chamados discos protoplanetários, que rodeiam estrelas jovens.

"Inicialmente, este material pode obscurecer quaisquer planetas em formação, mas após alguns milhões de anos, a poeira começa a dissipar-se," afirma Anne Marie Cody, pós-doutorada no Centro de Pesquisa Ames da NASA em Silicon Valley, no estado americano da Califórnia. "É durante esta janela de tempo que podemos começar a detectar as assinaturas de planetas jovens com o K2."

Uma característica surpreendente na descoberta de K2-33b, é quão perto está o recém-nascido planeta da sua estrela. O planeta está quase 10 vezes mais perto da sua estrela que Mercúrio está do nosso Sol, o que o torna bastante quente. Apesar de já terem sido descobertos vários planetas em órbitas tão íntimas, os astrônomos há muito que tentam compreender como é que estes gigantes gasosos assentam em órbitas tão pequenas. Algumas teorias propõem que são necessários centenas de milhões de anos para trazer um planeta de uma órbita mais distante para uma órbita mais pequena; e, portanto, não podem explicar K2-33b, que é bastante mais jovem.

A equipe científica diz que existem duas principais teorias que podem explicar como K2-33b acabou tão perto da sua estrela. Podia ter migrado para lá num processo chamado migração de disco, um processo que leva centenas de milhares de anos. Ou, que o planeta se formou localmente, exatamente onde está. A descoberta de K2-33b, portanto, dá aos teóricos um novo ponto de dados para ponderar.

"Após as primeiras descobertas de exoplanetas massivos em órbitas íntimas há cerca de 20 anos atrás, foi imediatamente sugerido que não podiam, absolutamente, ter-se formado aí, mas ao longo dos últimos anos, cresceu algum impulso para as teorias de formação local, pelo que a ideia não é tão selvagem quanto uma vez parecia," afirma David.

"A questão que estamos respondendo é: será que esses planetas levam muito tempo a assentar nestas órbitas quentes, ou será que podem aí estar desde muito cedo? E estamos respondendo que, pelo menos neste caso, sim, podem realmente estar aí num estágio muito inicial," conclui.

O novo estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Descoberta a primeira nebulosa de vento em torno de uma magnetar

Astrônomos descobriram pela primeira vez uma vasta nuvem de partículas de alta energia chamada nebulosa de vento em torno de uma rara estrela de nêutrons extremamente magnética, ou magnetar.

© ESA/XMM-Newton/G. Younes (imagem em raios X da emissão em torno de uma magnetar)

Esta imagem em raios X mostra a emissão prolongada em torno de uma fonte conhecida como Swift J1834.9-0846. O brilho surge a partir de uma nuvem de partículas que se movem rapidamente produzidas pela estrela de nêutrons e encurraladas em torno dela. A Cor indica energias de raios X, com 2.000 a  3.000 eV (elétrons-volt) em vermelho, 3.000 a 4.500 eV em verde, e 5.000 a 10.000 eV em azul.

A descoberta oferece uma janela única para as propriedades, meio ambiente e história das explosões de magnetares, que são os ímãs mais fortes do Universo.

A estrela de nêutrons é o núcleo esmagado de uma estrela massiva que ficou sem combustível, entrou em colapso sob seu próprio peso e explodiu como uma supernova. Cada uma delas comprime a massa equivalente a meio milhão de Terras em uma bola com apenas 20 quilômetros de diâmetro. Estrelas de nêutrons são mais comumente encontrado como pulsares, que produzem emissões de rádio, luz visível, raios X e raios gama em vários locais em seus campos magnéticos circundantes. Quando um pulsar gira, estas regiões são focalizadas em nossa direção, os astrônomos detectam pulsos de emissão.

Os campos magnéticos dos pulsares típicos podem ser de 100 bilhões a 10 trilhões de vezes mais fortes que o da Terra. Os campos das magnetares chegam a ser milhares de vezes ainda mais fortes, e os cientistas não sabem os detalhes de como elas são criadas. De cerca de 2.600 estrelas de nêutrons conhecidas, até agora, apenas 29 são classificadas como magnetares.

A nebulosa recém-descoberta rodeia a magnetar Swift J1834.9-0846, que foi descoberto pelo satélite Swift da NASA, em 07 de agosto de 2011, durante uma breve explosão de raios X. Os astrônomos suspeitam que o objeto está associado com o remanescente de supernova W41, localizado a cerca de 13.000 anos-luz de distância na constelação do Escudo, na parte central da da Via Láctea.

“Neste momento, nós não sabemos como J1834.9 desenvolveu e continua a manter uma nebulosa de vento, que até agora era uma estrutura vista apenas cercando jovens pulsares”, disse o pesquisador George Younes, pesquisador de pós-doutorado na Universidade George Washington. “Se o processo aqui for semelhante, então cerca de 10% da perda de energia de rotação da magnetar está alimentando o brilho da nebulosa, o que seria a mais alta eficiência já medida num sistema semelhante”.

Um mês após a descoberta do Swift, uma equipe liderada por Younes fez outra observação do J1834.9 usando o observatório XMM-Newton de raios X da ESA, que revelou um brilho assimétrico incomum cerca de 15 anos-luz de diâmetro do centro da magnetar. Novas observações do XMM-Newton em março e outubro de 2014, juntamente com dados arquivados do XMM-Newton e do Swift, confirmaram este brilho prolongado como a primeira nebulosa de vento já identificada em torno de uma magnetar.

Um artigo descrevendo a análise será publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Primeiras observações do centro da Via Láctea obtidas com o GRAVITY

Uma equipe europeia de astrônomos usou o novo instrumento GRAVITY montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO para obter observações do centro da Via Láctea, combinando pela primeira vez radiação coletada pelos quatro telescópios principais de 8,2 metros.

© ESO/L. Calçada (ilustração da estrela S2 passando muito perto do buraco negro supermassivo)

Estes resultados já fornecem uma ideia da ciência inovadora que o GRAVITY irá fazer, ao sondar os campos gravitacionais extremamente fortes existentes próximo do buraco negro central supermassivo.

O GRAVITY faz parte do interferômetro do VLT. Ao combinar a radiação coletada pelos quatro telescópios, consegue atingir a mesma resolução espacial e precisão na medição de posições que um telescópio com 130 metros de diâmetro. O ganho correspondente em poder de resolução e precisão nas posições, um fator de 15 superior aos telescópios principais individuais do VLT, permitirá ao GRAVITY fazer medições extremamente precisas de objetos astronômicos.

Um dos principais objetivos do GRAVITY é fazer observações detalhadas do meio que rodeia o buraco negro de 4 milhões de massas solares que se encontra no centro da Via Láctea. O centro da Via Láctea situa-se no céu na constelação do Sagitário, a cerca de 25 mil anos-luz de distância da Terra. Embora a posição e massa do buraco negro sejam conhecidas desde 2002, ao executar medições precisas dos movimentos das estrelas que o orbitam, o GRAVITY permitirá aos astrônomos sondar o campo gravitacional que rodeia o buraco negro com um detalhe sem precedentes, fornecendo um teste único à teoria da relatividade geral de Einstein.

Nesta perspectiva, as primeiras observações do GRAVITY são já bastante entusiasmantes. A equipe do GRAVITY usou o instrumento para observar uma estrela conhecida por S2, que orbita o buraco negro no centro da nossa Galáxia num período de apenas 16 anos. Estes testes demonstraram de modo impressionante a sensibilidade do GRAVITY, uma vez que o instrumento foi capaz de ver esta fraca estrela em apenas alguns minutos de observação.

A equipe será brevemente capaz de obter posições extremamente precisas da estrela, que equivalerão a medir a posição de um objeto na Lua com a precisão de um centímetro. Esta precisão irá permitir determinar se o movimento em torno do buraco negro segue, ou não, as previsões da relatividade geral de Einstein. As novas observações mostram que o Centro Galáctico é um laboratório ideal para este tipo de testes.

“Toda a equipe desfrutou de um momento fantástico quando a radiação emitida pela estrela interferiu pela primeira vez, após 8 anos de trabalho árduo,” disse o cientista líder do GRAVITY, Frank Eisenhauer do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre situado em Garching, na Alemanha. “Primeiro estabilizamos a interferência de forma ativa numa estrela brilhante próxima e depois, após apenas alguns minutos, conseguimos ver de fato a interferência da estrela mais fraca. À primeira vista parece que nem a estrela de referência nem a estrela em órbita do buraco negro têm companheiras massivas que poderão complicar as observações e análise,” explica Eisenhauer.

Esta indicação de sucesso preliminar chega na hora certa. Em 2018, a estrela S2 estará na sua posição mais próxima do buraco negro, a apenas 17 horas-luz de distância e viajando a quase 30 milhões de quilômetros por hora, o que corresponde a 2,5% da velocidade da luz. A esta distância, os efeitos devidos à relatividade geral serão mais pronunciados e as observações obtidas pelo GRAVITY darão os seus resultados mais importantes. Esta oportunidade só se repetirá 16 anos depois.

A equipe será capaz, pela primeira vez, de medir dois efeitos relativísticos numa estrela orbitando um buraco negro supermassivo, o desvio para o vermelho gravitacional e a precessão do pericentro. O desvio para o vermelho ocorre porque a radiação emitida pela estrela tem que se deslocar no sentido contrário ao forte campo gravitacional do buraco negro massivo de modo a escapar para o Universo. Ao fazê-lo, perde energia, o que se manifesta por um desvio para o vermelho da radiação. O segundo efeito aplica-se à órbita da estrela e leva a um desvio da elipse perfeita. A orientação da elipse roda de cerca de meio grau no plano orbital quando a estrela passa perto do buraco negro. O mesmo efeito foi observado na órbita de Mercúrio em torno do Sol, mas cerca de 6.500 vezes mais fraco por órbita do que na vizinhança extrema do buraco negro. No entanto, as maiores distâncias envolvidas tornam-no muito mais difícil de observar no Centro Galáctico do que no Sistema Solar.

Fonte: ESO

As estrelas da Grande Nuvem de Magalhães

Essa imagem do telescópio espacial Hubble da NASA e ESA mostra o aglomerado globular NGC 1854, um conjunto de estrelas azuis e brancas na porção sul da constelação de Dorado.

© Hubble (NGC 1854)

O NGC 1854 está localizado a cerca de 135.000 anos-luz de distância, na Grande Nuvem de Magalhães, uma das vizinhas cósmicas  mais próximas e uma galáxia satélite da Via Láctea.

A Grande Nuvem de Magalhães passa por uma vigorosa formação de estrelas. Rica em gás interestelar e poeira, a galáxia é o lar de aproximadamente 60 aglomerados globulares e 700 aglomerados abertos. Esses aglomerados estão frequentemente sujeitos à pesquisa astronômica, como a Grande Nuvem de Magalhães, sua irmã mais nova, a Pequena Nuvem de Magalhães, são os únicos sistemas conhecidos que contêm aglomerados em todos os estágios de evolução. O Hubble é muito usado para estudar esses aglomerados, graças à extrema resolução das suas câmeras que possuem resolução das estrelas de forma individual, mesmo em aglomerados lotados, revelando sua massa, tamanho e grau de evolução.

Fonte: NASA

Descoberto um novo asteroide quase-satélite da Terra

Astrônomos da NASA identificaram um novo objeto orbitando temporariamente a Terra.

© Mark A. Garlick (ilustração de um asteroide orbitando o Sol)

Designado provisoriamente de 2016 HO₃, o pequeno asteroide parece seguir uma trajetória elíptica ao redor do nosso planeta, contudo, como se mantém fora do domínio gravitacional da Terra, não é considerado um verdadeiro satélite terrestre.

“Uma vez que 2016 HO₃ dá voltas em torno do nosso planeta sem nunca se aventurar para muito longe à medida que ambos orbitam o Sol, referimo-nos a este objeto como um quase-satélite da Terra”, disse Paul Chodas, responsável do Center for Near-Earth Object (NEO) da NASA. “Outro asteroide, designad] 2003 YN₁₀₇, seguiu um padrão orbital semelhante durante algum tempo, há aproximadamente 10 anos, mas afastou-se desde então da nossa vizinhança. Este novo asteroide está muito mais ‘agarrado’ a nós. Os nossos cálculos indicam que o 2016 HO₃ tem sido um quase-satélite estável da Terra há quase um século, e deverá continuar a seguir este padrão como companheiro da Terra por mais alguns séculos.”

© NASA/JPL-Caltech (orbita do asteroide 2016 HO₃ ao redor da Terra)

Realmente, o asteroide 2016 HO₃ é o melhor e mais estável exemplo até hoje conhecido de um quase-satélite da Terra. Com uma órbita com um período de 365,9 dias e uma excentricidade de 0,104, o pequeno asteroide executa uma espécie de dança orbital com o nosso planeta, acelerando ou abrandando a sua velocidade relativamente à Terra consoante se encontra ligeiramente mais próximo ou mais longe do Sol que o nosso planeta. A sua órbita encontra-se também ligeiramente inclinada, pelo que atravessa duas vezes por ano o plano orbital da Terra.

A trajetória do 2016 HO₃ tende ainda a oscilar relativamente ao nosso planeta, ao longo de várias décadas. “De ano para ano, as voltas do asteroide ao redor da Terra deslocam-se ligeiramente para a frente ou para trás”, acrescentou Chodas. “No entanto, quando esta oscilação é demasiado intensa, a gravidade da Terra é suficientemente forte para a reverter e segurar o asteroide de forma a que este nunca se afaste mais do que cerca 100 vezes a distância da Lua. O mesmo efeito impede o asteroide de se aproximar mais que cerca de 38 vezes a distância da Lua. Com efeito, este pequeno asteroide encontra-se preso numa pequena dança com a Terra.”

O 2016 HO₃ foi descoberto pelo programa PanSTARRS no dia 27 de abril de 2016 e o seu diâmetro deverá situar-se entre 40 e 100 metros.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A primeira vida do Universo poderia ter nascida de planetas com carbono

Nossa Terra é composta por rochas de silicato e um núcleo de ferro com uma fina camada de água e vida.

© NASA/SDO/CfA/Christine Pulliam (planeta de carbono orbitando uma estrela parecida com o Sol)

Mas os primeiros mundos potencialmente habitáveis ​​poderiam ter sido muito diferentes. Novas pesquisas sugerem que a formação de planetas no início do Universo poderia ter criado planetas de carbono que consistem em grafite, carbonetos e diamante. Esses mundos de diamante podem ser encontrados através de uma classe rara de estrelas.

"Este trabalho mostra que mesmo as estrelas com uma pequena fração do carbono em nosso Sistema Solar pode hospedar planetas", diz  o estudante de graduação Natalie Mashian Universidade de Harvard.

"Temos boas razões para acreditar que a vida extraterrestre será à base de carbono, como a vida na Terra, de modo que este também é um bom augúrio para a possibilidade de vida no início do Universo", acrescenta ela.

O Universo primordial consistia principalmente de hidrogênio e hélio, e carecia de elementos químicos, como o carbono e o oxigênio, necessários para a vida como a conhecemos. Somente após as primeiras estrelas explodirem como supernovas, semeando a segunda geração que propiciou a formação de planetas, a vida tornou-se possível.

Mashian e seu orientador de tese de doutoramento Avi Loeb, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, examinaram uma classe particular de estrelas velhas conhecidas como estrelas enriquecidas de carbono e pobres em metais, ou estrelas CEMP. Estas estrelas anêmicas contêm apenas um centésimo de milésimo a mais de ferro do que o nosso Sol, ou seja, elas se formaram antes de o espaço interestelar ter sido amplamente semeado com elementos pesados.

"Essas estrelas são fósseis do Universo jovem", explica Loeb. "Ao estudá-los, podemos observar como os planetas surgiram e, possivelmente, a vida no Universo começou."

Embora falta de ferro e outros elementos pesados ​​em comparação com o nosso Sol, as estrelas CEMP têm mais carbono do que seria de esperar devido a sua idade. Esta abundância relativa iria influenciar na formação de planetas como grãos de poeira de carbono macios se aglutinam para formar mundos escuros como breu.

Esses planetas de carbono seriam difíceis de serem distinguidos de mundos como a Terra. Suas massas e tamanhos físicos seriam semelhantes. Os astrônomos teriam de analisar suas atmosferas para obter sinais de sua verdadeira natureza. Esses mundos incomuns seriam envoltos por gases como o monóxido de carbono e metano.

Mashian e Loeb argumentam que uma pesquisa dedicada aos planetas em torno de estrelas CEMP pode ser feita usando a técnica de trânsito. "Este é um método prático para descobrir o quão cedo planetas podem ter se formado no Universo primordial", diz Loeb.

Esta pesquisa foi aceita para publicação no periódico Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Excesso inesperado de planetas gigantes em aglomerado de estrelas

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu que existem muito mais planetas do tipo de Júpiter quente do que o esperado num aglomerado estelar chamado Messier 67 (M67).

© ESO/L. Calçada (ilustração de um exoplaneta do tipo Júpiter quente)

Este resultado surpreendente foi obtido com vários telescópios e instrumentos, entre os quais o espectrógrafo HARPS no Observatório de La Silla do ESO. O meio denso do aglomerado originaria interações mais frequentes entre planetas e estrelas próximas, o que poderia explicar o excesso deste tipo de exoplanetas.

Uma equipe chilena, brasileira e europeia liderada por Roberto Saglia do Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik, em Garching, Alemanha, e Luca Pasquini do ESO, passou vários anos fazendo medições de alta precisão de 88 estrelas pertencentes ao aglomerado M67. Este aglomerado estelar aberto tem cerca da mesma idade do Sol, e acredita-se que o Sistema Solar teve origem num ambiente similarmente denso. Enquanto o aglomerado M67 ainda se mantém coeso, o aglomerado que pode ter rodeado o Sol nos seus primeiros dias já teria se dissipado há muito tempo, deixando o Sol entregue a si próprio.

A equipe utilizou o HARPS, entre outros instrumentos, para procurar assinaturas de planetas gigantes em órbitas de período curto, esperando ver a oscilação de uma estrela causada pela presença de um objeto massivo numa órbita próxima, um tipo de planeta conhecido por Júpiter quente. A assinatura deste tipo de exoplanetas foi encontrada em três estrelas do aglomerado, juntando-se a anteriores evidências da existência de vários outros planetas.

Um Júpiter quente é um exoplaneta gigante com uma massa de mais de 1/3 da massa de Júpiter. Estes planetas estão “quentes” porque orbitam muito próximo da sua estrela progenitora, como indicado pelo seu período orbital que dura menos de dez dias. São muito diferentes do Júpiter ao qual estamos habituados no nosso Sistema Solar, que tem um "ano" que dura cerca de 12 anos terrestres e é muito mais frio do que a Terra. O primeiro exoplaneta encontrado em torno de uma estrela semelhante ao Sol, 51 Pesagi b, também se tratava de um Júpiter quente. No momento, este fato revelou-se surpreendente, uma vez que muitos astrônomos tinham assumido que outros sistemas planetários seriam provavelmente parecidos com o Sistema Solar e por isso teriam os seus planetas mais massivos mais afastados da sua estrela progenitora.

“Usamos um aglomerado estelar aberto como se fosse um laboratório para explorar as propriedades dos exoplanetas e as teorias de formação planetária,” explica Roberto Saglia. “Isto porque nestes locais encontramos não só muitas estrelas que possivelmente abrigam planetas, mas também temos um meio denso, no qual os planetas se devem ter formado.”

O estudo mostrou que os exoplanetas do tipo de Júpiter quente são mais comuns em torno das estrelas do M67 do que no caso de estrelas fora de aglomerados. “Este é verdadeiramente um resultado surpreendente,” diz Anna Brucalassi, que realizou a análise. “Os novos resultados significam que existem planetas do tipo de Júpiter quente em torno de cerca de 5% das estrelas estudadas do M67, muitos mais do que os encontrados em estudos comparáveis de estrelas que não se encontram em aglomerados, onde esta taxa é cerca de 1%.”

Os astrônomos pensam que é bastante improvável que estes gigantes exóticos se tenham formado onde os encontramos agora, uma vez que as condições do meio próximo da estrela progenitora não seriam inicialmente as adequadas para a formação de planetas do tipo de Júpiter. É por isso que se pensa que estes planetas se formaram mais afastados, tal como provavelmente também aconteceu com Júpiter, e só depois se aproximaram da estrela progenitora. O que seriam antes planetas gigantes, distantes e frios são agora objetos muito mais quentes. A questão que se põe é então: o que é que fez com que estes planetas migrassem para perto da sua estrela?

Existe um número de possíveis respostas a esta questão, mas os autores concluem que o mais provável é que esta migração seja o resultado de encontros próximos entre estrelas vizinhas, ou até entre planetas em sistemas solares vizinhos, e que o meio próximo de um sistema solar possa ter um impacto significativo no modo como este evolui.

Num aglomerado como M67, onde as estrelas se encontram muito mais próximas do que a média, tais encontros poderão ser muito mais comuns, o que explicaria o enorme número de exoplanetas do tipo de Júpiter quente encontrado.

O pesquisador Luca Pasquini do ESO reflete sobre a notável história recente do estudo de planetas em aglomerados: “Até há alguns anos atrás nunca tínhamos encontrado exoplanetas do tipo de Júpiter quente em aglomerados abertos. Em três anos o paradigma mudou da total ausência destes planetas para seu excesso!”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Search for giant planets in M67 III: excess of Hot Jupiters in dense open clusters”, de A. Brucalassi et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

ALMA detecta o oxigênio mais distante observado até hoje

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), uma equipe de astrônomos conseguiu detectar oxigênio brilhante numa galáxia distante observada apenas 700 milhões de anos depois do Big Bang.

© NAOJ (imagem de cores compostas do rastreio de campo profundo Subaru e XMM-Newton)

Trata-se da galáxia mais longínqua na qual foi detectado oxigênio de forma inequívoca, que está certamente sendo ionizado pela forte radiação emitida por estrelas gigantes jovens. Esta galáxia pode bem ser um exemplo de um dos tipos de fontes responsáveis pela reionização cósmica na história primordial do Universo.

Astrônomos do Japão, Suécia, Reino Unido e ESO utilizaram o ALMA para observar uma das mais distantes galáxias conhecidas. A galáxia SXDF-NB1006-2 tem um desvio para o vermelho de 7,2, o que significa que a observamos apenas 700 milhões de anos após o Big Bang.

A equipe esperava investigar os elementos químicos pesados presentes na galáxia, uma vez que estes elementos nos informam sobre o nível de formação estelar existente, fornecendo assim pistas sobre a reionização cósmica.

“Procurar elementos pesados no Universo primordial é um passo essencial para explorar a formação estelar neste período,” disse Akio Inoue da Universidade de Osaka Sangyo, Japão. “Estudar elementos pesados também fornece pistas para compreender como é que as galáxias se formaram e o que é que causou a reionização cósmica,” acrescentou.

Na época anterior à formação dos objetos, o Universo encontrava-se cheio de gás eletricamente neutro. No entanto, quando os primeiros objetos começaram a brilhar, algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang, emitiram forte radiação que começou a quebrar os átomos neutros, ionizando o gás. Durante esta fase, conhecida por reionização cósmica, todo o Universo se modificou de forma drástica. No entanto, não há consenso sobre quais os tipos de objetos que causaram a reionização. Estudar as condições existentes em galáxias muito distantes pode ajudar a responder a esta questão.

Antes de observarem esta galáxia distante, os astrônomos fizeram simulações de computador para prever quão facilmente se poderia observar evidências de oxigênio ionizado com o ALMA. Levaram também em conta observações de galáxias semelhantes mas que se encontram muito mais próximas da Terra e concluíram que a emissão do oxigênio poderia ser detectada, mesmo a grandes distâncias. O satélite astronômico infravermelho japonês AKARI tinha já descoberto que esta emissão de oxigênio é muito brilhante na Grande Nuvem de Magalhães, a qual apresenta um meio semelhante ao do Universo primordial.

Em seguida a equipe realizou observações de elevada sensibilidade com o ALMA e descobriu radiação emitida por oxigênio ionizado na galáxia SXDF-NB1006-2, sendo esta a detecção inequívoca de oxigênio mais distante obtida até hoje. Trata-se assim de evidência sólida da presença de oxigênio no Universo primordial, apenas 700 milhões de anos após o Big Bang.

O comprimento de onda original da radiação do oxigênio duplamente ionizado é 0,088 milímetros. O comprimento de onda da radiação emitida por SXDF-NB1006-2 está esticado até aos 0,725 milímetros devido à expansão do Universo, fazendo com que esta radiação possa ser observada pelo ALMA.

Descobriu-se que o oxigênio em SXDF-NB1006-2 é dez vezes menos abundante do que no Sol. “A baixa abundância encontrada é esperada, uma vez que o Universo era ainda jovem, apresentando uma curta história de formação estelar nesse momento,” comentou Naoki Yoshida da Universidade de Tóquio. “As nossas simulações previram efetivamente uma abundância dez vezes menor que a do Sol. No entanto, temos outro resultado que é inesperado: uma pequena quantidade de poeira.”

A equipe não conseguiu detectar nenhuma emissão de carbono vinda da galáxia, sugerindo que esta jovem galáxia contém muito pouco hidrogênio gasoso não ionizado. Os astrônomos descobriram ainda que a galáxia contém apenas uma pequena quantidade de poeira, constituída por elementos pesados. “Algo estranho se passa nesta galáxia,” disse Inoue. “Penso que quase todo o gás se encontra altamente ionizado.”

A detecção de oxigênio ionizado indica que muitas estrelas muito brilhantes, dezenas de vezes mais massivas que o Sol, se formaram na galáxia e se encontram emitindo radiação ultravioleta intensa, necessária à ionização dos átomos de oxigênio.

A falta de poeira na galáxia permite que a radiação ultravioleta escape e ionize enormes quantidades de gás fora da galáxia. "SXDF-NB1006-2 poderá ser um protótipo das fontes de radiação responsáveis pela reionização cósmica,” disse Inoue.

“Este é um passo importante no sentido de compreendermos que tipo de objetos causaram a reionização cósmica,” explicou Yoichi Tamura da Universidade de Tóquio. “As nossas próximas observações com o ALMA já começaram. Observações de mais alta resolução permitirão ver a distribuição e os movimentos do oxigênio ionizado na galáxia, fornecendo-nos assim informações vitais que nos ajudarão a compreender as propriedades desta galáxia.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Detection of an oxygen emission line from a high redshift galaxy in the reionization epoch” de Inoue et al., publicado na revista Science.

Fonte: ESO

Primeira detecção de metanol num disco de formação planetária

O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) detectou a molécula orgânica de álcool metílico (metanol) no disco protoplanetário da TW Hydrae.

© ESO/M. Kornmesser (concepção artística do disco em torno da estrela jovem TW Hydrae)

Esta é a primeira vez que se detecta tal composto num disco de formação planetária jovem. O metanol é a única molécula orgânica complexa detectada até agora em discos, que deriva inequivocamente de uma forma gelada. A sua detecção ajuda os astrônomos a compreender os processos químicos que ocorrem durante a formação de sistemas planetários e que, em última instância, levam à criação dos ingredientes necessários à vida.

O disco protoplanetário em torno da jovem estrela TW Hydrae é o disco mais próximo da Terra que se conhece, situando-se a uma distância de apenas 170 anos-luz. Como tal é um alvo ideal para os astrônomos estudarem este tipo de objetos. O sistema assemelha-se bastante ao que os astrônomos pensam que terá sido o Sistema Solar durante a sua formação, há mais de 4 bilhões de anos atrás.

O ALMA é o mais poderoso observatório que existe atualmente para mapear a composição química e a distribuição de gás frio em discos próximos. Estas capacidades únicas foram utilizadas por um grupo de astrônomos liderados por Catherine Walsh (Observatório de Leiden, Holanda) para investigar a química do disco protoplanetário da TW Hydrae.

As observações ALMA revelaram pela primeira vez as impressões digitais do álcool metílico gasoso, ou metanol (CH₃OH), num disco protoplanetário. O metanol, um derivado do metano, é uma das maiores moléculas orgânicas complexas detectadas em discos até hoje. Identificar a sua presença em objetos protoplanetários representa um marco importante para compreender como é que as moléculas orgânicas são incorporadas nos planetas em nascimento.

Adicionalmente, o metanol é ele próprio um bloco constituinte de espécies mais complexas de importância prebiótica fundamental, como os compostos dos aminoácidos. Por tudo isto, o metanol desempenha um papel vital na criação da química orgânica rica necessária à vida.

Catherine Walsh, autora principal deste estudo, explica: “Encontrar metanol num disco protoplanetário mostra a capacidade única do ALMA em investigar o complexo reservatório orgânico gelado dos discos, permitindo-nos pela primeira vez olhar para trás no tempo, para a origem da complexidade química numa maternidade planetária em torno de uma estrela jovem do tipo do Sol.”

A existência de metanol gasoso num disco protoplanetário tem uma importância única em astroquímica. Enquanto outras espécies detectadas no espaço são formadas apenas pela química de fase gasosa, ou então por uma combinação das fases gasosa e sólida, o metanol é um composto orgânico complexo, que é formado apenas na fase gelada através de reações na superfície de grãos de poeira.

A visão apurada do ALMA permitiu igualmente aos astrônomos mapear o metanol gasoso no disco de TW Hydrae, revelando um padrão em forma de anel, para além da emissão significativa com origem próximo da estrela central. Um anel de metanol entre 30 e 100 UA (unidades astronômicas) reproduz o padrão de metanol observado pelo ALMA. A estrutura identificada apoia a hipótese de que o grosso do reservatório de gelo do disco encontra-se principalmente nos grãos de poeira maiores (com tamanhos até de milímetro), grãos estes situados nas 50 UA interiores, que se separaram do gás e vaguearam radialmente para o interior, em direção à estrela.

A observação do metanol na fase gasosa, combinada com informação sobre a sua distribuição, sugere que o metanol se terá formado nos grãos gelados do disco, tendo sido subsequentemente liberado sob a forma gasosa. Esta primeira observação ajuda a desvendar o mistério da transição gelo-gás do metanol e, mais geralmente, os processos químicos em ambientes astrofísicos. Neste estudo, em vez de desorção térmica (com o metanol liberado a temperaturas mais elevadas do que a sua temperatura de sublimação), outros mecanismos parecem atuar e foram avaliados pela equipe, incluindo a fotodesorção por fótons ultravioletas e a desorção reativa. Observações ALMA mais detalhadas ajudariam a definir um destes cenários.

A variação radial de espécies químicas na composição do meio-plano do disco, e especificamente a localização de linhas de neve, é crucial para a compreensão da química dos planetas em formação. As linhas de neve marcam a fronteira para além da qual uma determinada espécie química volátil congela nos grãos de poeira. A detecção de metanol também nas regiões exteriores mais frias do disco mostra que esta molécula é capaz de escapar dos grãos a temperaturas muito mais baixas do que a sua temperatura de sublimação, o que é necessário para dar origem à desorção térmica.

A existência de metanol gasoso no disco é um indicador inequívoco de processos químicos orgânicos ricos numa fase inicial de formação estelar e planetária. Este resultado é importante no sentido de compreendermos como é que a matéria orgânica se acumula em sistemas planetários muito jovens.

Esta primeira detecção de sucesso do metanol gasoso frio num disco protoplanetário significa que a produção de química gelada pode agora ser explorada nos discos, abrindo caminho para futuros estudos de química orgânica complexa em locais de formação planetária. Os astrônomos têm agora acesso a uma nova e poderosa ferramenta na busca de exoplanetas que possam abrigar vida.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “First detection of gas-phase methanol in a protoplanetary disk”, de Catherine Walsh et al., publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Provável novo exoplaneta poderá estar em lenta espiral da morte

Astrónomos que procuravam os exoplanetas mais jovens da Galáxia descobriram evidências convincentes da existência de um planeta diferente de qualquer outro, um recém-nascido "Júpiter quente" cujas camadas exteriores estão sendo arrancadas pela estrela que orbita a cada 11 horas.

© Wikimedia (ilustração da atmosfera exterior de um exoplaneta sendo arrancada)

"Um punhado de planetas conhecidos estão em semelhantes órbitas pequenas mas, dado que esta estrela tem apenas 2 milhões de anos, é um dos exemplos mais extremos," afirma Christopher Johns-Krull, astrônomo da Universidade Rice e autor principal de um novo estudo que divulga o caso de um gigante gasoso em torno da estrela PTFO8-8695 na constelação de Órion.

"Nós ainda não temos provas absolutas de que é um planeta porque ainda não temos um valor firme da massa, mas as nossas observações ajudam à verificação," afirma Johns-Krull. "Nós comparamos as nossas evidências contra qualquer outro cenário que podíamos imaginar e a comparação sugere que é um dos planetas mais jovens já observados."

Apelidado de "PTFO8-8695 b", o planeta suspeito orbita uma estrela a cerca de 1.100 anos-luz de distância da Terra e tem quase o dobro da massa de Júpiter.

"Ainda não sabemos o destino final deste planeta," comenta Johns-Krull. "Provavelmente formou-se mais longe da estrela e migrou para dentro, até um ponto onde está sendo destruído. Nós sabemos que existem planetas com órbitas íntimas ao redor de estrelas de meia-idade e presumivelmente em órbitas estáveis. O que não sabemos é a rapidez com que este jovem planeta vai perder a sua massa e se vai sobreviver."

Os astrônomos já descobriram mais de 3.300 exoplanetas, mas quase todos orbitam estrelas de meia-idade como o Sol. No dia 26 de maio, os pesquisadores anunciaram a descoberta de "CI Tau b", o primeiro exoplaneta ao redor de uma estrela tão jovem que ainda mantém um disco circunstelar de gás. A descoberta de exoplanetas tão jovens é um desafio porque existem relativamente poucos candidatos estelares jovens e brilhantes o suficiente para ver em detalhe com telescópios existentes. A pesquisa é ainda mais complicada pelo motivo de que as estrelas jovens são muitas vezes ativas, com explosões visuais e diminuições de brilho, fortes campos magnéticos e enormes manchas estelares que podem imitar a existência de planetas onde estes não existem.

O PTFO8-8695 b foi identificado como um candidato a exoplaneta em 2012 pelo levantamento PTF (Palomar Transit Factory) em Órion. A órbita do planeta, por vezes, faz com que passe entre a sua estrela e a linha de visão da Terra, possibilitando aplicar a técnica de trânsito para determinar tanto a presença como o raio aproximado do planeta tendo por base a porcentagem de diminuição de brilho estelar durante o trânsito exoplanetário.

"Em 2012, não havia nenhuma evidência sólida para planetas em torno de estrelas com 2 milhões de anos," comenta Lisa Prato, astrônoma do Observatório Lowell. "As curvas de luz e as variações desta estrela forneceram uma técnica intrigante para confirmar ou refutar tal planeta. A outra coisa que era também muito interessante, era o período orbital de apenas 11 horas."

A análise espectroscópica da luz proveniente da estrela revelou excesso de emissão na linha espectral H-alfa, um tipo de luz emitida pelos átomos altamente energizados de hidrogênio. A equipe descobriu que a luz H-alfa é emitida por dois componentes, um que corresponde ao muito pequeno movimento da estrela e outro que parece orbitá-la.

"Vimos um componente da emissão de hidrogênio começar num lado da estrela e, em seguida, passar para o outro lado," explica Prato. "Quando um planeta transita uma estrela, podemos determinar o período orbital do planeta e quão rápido se desloca na nossa direção ou na direção oposta. Então pensámos: 'Se o planeta é real, qual é a velocidade do planeta em relação à estrela?' E descobriu-se que a velocidade do planeta era exatamente onde esta informação extra da emissão H-alfa se movia para trás e para a frente."

Johns-Krull disse que as observações dos trânsitos revelaram que o planeta tem apenas 3 a 4% o tamanho da estrela, mas que a emissão H-alfa do planeta parece ser quase tão brilhante quanto a emissão proveniente da estrela.

"Não existe nada confinado à superfície do planeta que possa produzir tal efeito," afirma. "O gás tem de estar preenchendo uma região muito maior onde a gravidade do planeta já não é forte o suficiente para a segurar. A gravidade da estrela soma-se à gravidade do planeta e, eventualmente, o gás cai sobre a estrela."

A equipe observou a estrela PTFO8-8695 dúzias de vezes no Observatório McDonald da Universidade do Texas e com o telescópio de 4 metros do Observatório Nacional Kitt Peak no estado americano do Arizona.

O estudo revisto por pares será publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Rice University

O maior exoplaneta num sistema estelar binário

Se você lançar os olhos na direção da constelação do Cisne, você estará olhando na direção do maior planeta já descoberto em torno de um sistema estelar duplo.

© Lynette Cook (ilustração de um eclipse estelar e um trânsito planetário simultâneo)

É muito fraco para ser visto a olho nu, mas uma equipe liderada por astrônomos do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland, e da Universidade Estadual de San Diego (SDSU) na Califórnia, usaram o telescópio espacial Kepler da NASA para identificar o novo exoplaneta, o Kepler-1647b.

O Kepler-1647 está a 3.700 anos-luz de distância da Terra e possui cerca de 4,4 bilhões de anos, quase a mesma idade que a Terra. As estrelas deste sistema são semelhantes ao Sol, com uma delas um pouco maior do que o Sol e a outra um pouco menor. O exoplaneta tem uma massa e raio quase idênticos à de Júpiter, tornando-se o maior planeta em trânsito circumbinário já encontrado.

Planetas que orbitam duas estrelas são conhecidos como planetas circumbinários, ou às vezes planetas "Tatooine", o mundo de Luke Skywalker em "Star Wars".

Usando dados do Kepler, foram observadas pequenas quedas de brilho que sugerem a possibilidade de um planeta estar passando ou que transitam na frente de uma estrela, bloqueando uma pequena quantidade de luz da estrela.

"Mas encontrar planeta circumbinário é muito mais difícil do que encontrar planetas em torno de estrelas individuais", disse o astrônomo William Welsh, da SDSU. "Os trânsitos não são regularmente espaçados no tempo e eles podem variar em duração e até mesmo profundidade."

© Lynette Cook (comparação dos tamanhos relativos de vários planetas circumbinários)

O exoplaneta leva 1.107 dias para orbitar suas estrelas hospedeiras, o período mais longo de qualquer trânsito de um exoplaneta encontrado até agora. O exoplaneta também está muito mais longe de suas estrelas do que qualquer outro planeta circumbinário, rompendo com a tendência de que planetas circumbinários têmr órbitas próximas. Curiosamente, sua órbita coloca o exoplaneta na zona habitável.

Como Júpiter, no entanto, Kepler-1647b é um gigante gasoso, tornando o planeta improvável para hospedar vida. No entanto, se o planeta tem grandes luas, elas poderiam potencialmente ser adequadas para a vida.

O astrônomo Laurance Doyle do Instituto SETI, notou uma volta de trânsito em 2011. Mas mais dados e vários anos de análise são necessários para confirmar o trânsito causado por um planeta circumbinário. Uma rede de astrônomos amadores utilizando o telescópio Kilodegree Extremely Little ajudou os pesquisadores estimarem a massa do exoplaneta.

A descoberta foi anunciada esta semana, em San Diego em uma reunião da American Astronomical Society.

A pesquisa foi aceita para publicação no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Revelados padrões sazonais nas tempestades marcianas de areia

Após décadas de investigação para discernir padrões sazonais nas tempestades de poeira marcianas com recurso de imagens, só o padrão mais claro foi captado através da medição da temperatura na atmosfera do Planeta Vermelho.

© NASA/JPL-Caltech/MSSS (dados atmosféricos de temperatura numa tempestade em Marte)

Este gráfico mostra dados atmosféricos de temperatura como "cortinas" sobre uma imagem de Marte captada durante uma tempestade regional de poeira. Os perfis de temperatura prolongam-se desde a superfície até cerca de 80 km de altitude. As temperaturas variam em função da cor, desde -153ºC (púrpura) até -23ºC (vermelho).

Para seis anos marcianos, os registos de temperatura de satélites da NASA revelam um padrão de três tipos de grandes tempestades regionais de poeira que ocorrem em sequência às mesmas épocas a cada ano durante a primavera e o verão no hemisfério sul. Cada ano marciano dura cerca de dois anos terrestres.

"Quando olhamos para a estrutura da temperatura em vez da poeira visível, nós finalmente vemos alguma regularidade nas grandes tempestades de poeira," afirma David Kass do JPL (Jet Propulsion Laboratory) da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia. Ele é cientista do instrumento MCS (Mars Climate Sounder) a bordo da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter).

"O reconhecimento de padrões na ocorrência de tempestades regionais de poeira é um passo em frente na compreensão das propriedades atmosféricas fundamentais que as controla," explica Kass. 

A poeira levantada pelos ventos marcianos está diretamente ligada com a temperatura atmosférica: a poeira absorve luz solar, assim que o Sol aquece mais o ar empoeirado do que o ar limpo. Em alguns casos, isto pode ser dramático, com uma diferença de mais de 35ºC entre o ar poeirento e o ar limpo. Este aquecimento também afeta a distribuição global do vento, que pode produzir movimentos descendentes que aquecem o ar fora das regiões aquecidas pela poeira. Assim sendo, as observações de temperatura capturam os efeitos diretos e indiretos das tempestades de areia na atmosfera.

O melhoramento da capacidade de prever tempestades de poeira potencialmente perigosas e em grande escala em Marte trará benefícios de segurança para o planejamento de missões robóticas e humanas à superfície do planeta. Além disso, através do reconhecimento de padrões e categorias das tempestades de areia, os pesquisadores avançam em direção à compreensão de como os eventos locais sazonais afetam o clima global num típico ano marciano.

A NASA opera orbitadores em Marte, continuamente, desde 1997. O MCS a bordo da MRO, que chegou a Marte em 2006, e o TES (Thermal Emission Spectrometer) a bordo da Mars Global Surveyor, que estudou Marte entre 1997 e 2006, usaram observações infravermelhas para avaliar a temperatura atmosférica. Os pesquisadores analisaram dados de temperatura representativos de uma camada ampla centrada a cerca de 25 km acima da superfície marciana, alta o suficiente para ser mais afetada por tempestades regionais do que por tempestades locais.

A maioria das tempestades de poeira de Marte são localizadas, com tamanhos inferiores a mais ou menos 2.000 km de diâmetro e que se dissipam em poucos dias. Algumas tornam-se regionais, afetando até 1/3 do planeta e persistindo até três semanas. Algumas rodeiam Marte, cobrindo o hemisfério sul mas não todo o planeta. Desde 1997, duas tempestades globais de poeira cobriram Marte completamente. O comportamento de grandes tempestades regionais de areia durante anos marcianos que incluem tempestades globais é atualmente incerto, e os anos com uma tempestade global não foram incluídos na nova análise.

Três grandes tempestades regionais, apelidadas de tipo A, B e C, apareceram em cada dos seis anos marcianos investigados.

Pequenas tempestades múltiplas formam-se sequencialmente perto do polo norte do planeta durante o outono, semelhantes às tempestades árticas da Terra que surgem sequencialmente na América do Norte.

"Em Marte, algumas deslocam-se mais para sul ao longo de caminhos favoráveis," comenta Kass. "Se cruzam até ao hemisfério sul, onde é primavera, ficam mais quentes e podem explodir para tempestades de poeira muito maiores do Tipo A."

A primavera e verão no hemisfério sul de Marte, na atualidade, são muito mais quentes do que a primavera e verão no hemisfério norte, porque a excentricidade da órbita de Marte coloca o planeta mais próximo do Sol perto do final da primavera austral. A primavera e verão no sul há muito que são reconhecidas como as épocas mais poeirentas do ano marciano e a estação de tempestades globais de poeira, embora o padrão mais detalhado documentado no novo estudo não tenha sido descrito anteriormente.

Quando uma tempestade do Tipo A, ao norte, se move para a primavera no hemisfério sul, a luz solar, sobre a poeira, faz aquecer a atmosfera. Essa energia aumenta a velocidade dos ventos. Ventos mais fortes levantam mais poeira, ampliando ainda mais a área e o alcance vertical da tempestade.

Em contraste, uma tempestade do Tipo B começa perto do polo sul antes do início do verão. Pode ter origem nos ventos gerados na borda da calota de dióxido de carbono gelado. Tempestades múltiplas podem contribuir para uma névoa regional.

A tempestade do Tipo C começa após o fim da tempestade do Tipo B. Tem origem no norte, durante o inverno (verão no sul) e move-se para o hemisfério sul como a tempestade do Tipo A. De um ano para o outro, a tempestade do Tipo C varia mais em força, em termos de pico de temperatura e duração, em comparação com os Tipos A e B.

A longevidade da MRO da NASA permitiu estudos dos padrões sazonais de Marte como este.

Um artigo foi publicado na semana passada na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

O VLT fotografa um exoplaneta exótico

Os astrônomos procuram exoplanetas em órbita de outras estrelas através de uma variedade de métodos.

© ESO/VLT (o exoplaneta exótico CVSO 30c ao redor de sua estrela)

Um desses métodos é a imagem direta, o qual se revela particularmente eficaz para planetas que se encontram em órbitas largas em torno de estrelas jovens, uma vez que a luz do planeta não é ofuscada pela luz emitida pela estrela hospedeira, sendo por isso mais fácil de detectar.

Esta imagem demonstra esta técnica. Nela podemos ver a estrela T-Tauri chamada CVSO 30, situada a aproximadamente 1.200 anos-luz de distância da Terra no grupo 25 Orionis (ligeiramente a noroeste do famoso cinturão de Órion). Em 2012, astrônomos descobriram que a CVSO 30 abriga um exoplaneta (CVSO 30b), usando um método de detecção conhecido por fotometria de trânsito, no qual a luz emitida pela estrela apresenta uma diminuição observável quando o planeta passa à sua frente.

Agora, os astrônomos voltaram a observar este sistema com vários telescópios. O estudo combinou observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile, o observatório W. M. Keck no Havaí e o observatório de Calar Alto na Espanha.

Usando estes dados foi possível obter uma imagem do que é provavelmente um segundo planeta!

Para criar a imagem foi explorada a astrometria fornecida pelos instrumentos NACO e SINFONI montados no VLT.

O novo exoplaneta agora descoberto, chamado CVSO 30c, é o pequeno ponto em cima e à esquerda na imagem (a mancha maior é a estrela propriamente dita). Apesar do planeta anteriormente detectado (CVSO 30b) orbitar muito próximo da estrela, completando uma volta em torno da CVSO 30 em pouco menos de 11 horas, a uma distância orbital de 0,008 UA, CVSO 30c orbita significativamente mais longe, a uma distância de 660 UA e demorando uns longos 27.000 anos para completar uma única órbita. Para referência e em termos de comparação, o planeta Mercúrio orbita o Sol a uma distância média de 0,39 UA, enquanto Netuno se situa a cerca de 30 UA do Sol.

Se for confirmado que o CVSO 30c orbita de fato a CVSO 30, então este pode ser o primeiro sistema estelar que abriga tanto um exoplaneta próximo detectado pelo método de trânsito, como um exoplaneta muito afastado detectado por imagem direta.

Os astrônomos ainda estão explorando como é que um sistema tão exótico se formou numa escala de tempo tão curta, já que a estrela tem apenas 2,5 milhões de anos de idade; é possível que os dois planetas tenham interagido em algum momento no passado, afastando-se depois um do outro e terminando nas suas atuais órbitas extremas.

Fonte: ESO

Chandra vê eclipse notável de buraco negro

Observações efetuadas pelo observatório de raios X Chandra da galáxia NGC 1365 captou um eclipse notável do buraco negro supermassivo em seu centro.

© Chandra/VLT (NGC 1365)

Uma densa nuvem de gás passou na frente do buraco negro, que bloqueou os raios X de alta energia próximo ao material do buraco negro. Este alinhamento acidental permitiu aos astrônomos medir o tamanho do disco de material ao redor do buraco negro, uma estrutura relativamente pequena em escalas galácticas. A imagem do Chandra (representada na inserção) contém uma fonte de raios X brilhante no meio, o que revela a posição do buraco negro. Uma visão óptica da galáxia foi efetuada pelo Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO) mostrando o contexto dos dados do Chandra.

A NGC 1365 contém um núcleo galáctico ativo (AGN). Os cientistas acreditam que o buraco negro no centro do AGN é abastecido por um fluxo constante de material, presumivelmente sob a forma de um disco. Material prestes a cair no buraco negro deve ser aquecido a milhões de graus antes de passar ao longo do horizonte de eventos, um local de não retorno. O processo faz com que o disco de gás ao redor do buraco negro central na NGC 1365 produza raios X abundantes, mas a estrutura é muito pequena para ter resolução diretamente com um telescópio. No entanto, os astrônomos foram capazes de medir o tamanho do disco, observando o tempo que levou o buraco negro para entrar e sair do eclipse. Isto foi revelado durante uma série de observações da NGC 1365 obtidas de dois em dois dias ao longo de um período de duas semanas em Abril de 2006. Durante cinco das observações, os raios X de alta energia a partir da fonte de raios X central eram visíveis, mas durante o eclipse não eram.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

NGC 6888: a Nebulosa Crescente

A Nebulosa Crescente (NGC 6888) é uma bolha cósmica de 25 anos-luz de diâmetro, insuflada por ventos emanados pela sua massiva e energética estrela central.

© Michael Miller/Jimmy Walker (NGC 6888)

Este preciso retrato telescópico utiliza dados em banda estreita que isola a luz irradiada pelos átomos de hidrogênio e oxigênio presentes na nebulosa soprada pelo vento estelar. Os átomos de oxigênio produzem a tonalidade azul-esverdeado que parece encobrir as dobras detalhadas e os filamentos da nebulosa.

Visível dentro da nuvem cósmica a estrela central da NGC 6888 é classificada como uma estrela de Wolf-Rayet (WR 136).

A WR 136 está expulsando suas camadas externas gerando um fortíssimo vento estelar, ejetando para o espaço o equivalente a massa do nosso Sol a cada 10.000 anos.

As estruturas complexas de nebulosa são provavelmente o resultado da violenta interação entre o vento estelar com o material previamente ejetado em eras anteriores.

Queimando seu combustível através dos processos de nucleossíntese em uma velocidade prodigiosa, a estrela WR 136 se encontra próxima do fim de sua vida como uma estrela e se aproxima do seu glorioso epílogo para gerar uma espetacular explosão de supernova.

Encontrada na constelação rica em nebulosas de Cygnus (o Cisne), a NGC 6888 dista cerca de 5.000 anos-luz da Terra.

Fonte: NASA