A distribuição cronológica dos astros da Via Láctea

Usando cores para identificar as idades aproximadas de milhares de estrelas no halo da Via Láctea, astrônomos produziram a imagem mais nítida de como a nossa galáxia se formou a 13,5 bilhões de anos atrás.

© IAG-USP/U. Notre Dame/V. Placco (distribuição cronológica dos astros da Via Láctea)

Um grupo de pesquisadores incluindo Rafael Miloni Santucci e Silvia Cristina Fernandes Rossi, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP), Vinicius Moris Placco, Timothy Beers e Daniela Carolloda, da University of Notre Dame e outros pesquisadores nos Estados Unidos efetuaram a pesquisa.

Num estudo anterior, publicado no The Astrophysical Journal Letters, os pesquisadores destacavam que a Via Láctea formou estrelas de dentro para fora. Depois do colapso gravitacional que produziu estrelas na região central, o processo deslocou-se paulatinamente para a periferia, chegando aos limites extremos do halo galáctico.

O novo estudo utilizou uma base de dados quase 30 vezes mais robusta do que o anterior. Em vez de 4,7 mil estrelas, cerca de 130 mil astros foram considerados. A abundância de pontos possibilitou produzir um mapa detalhado, mostrando a distribuição cronológica das estrelas da Via Láctea.

Os cerca de 130 mil astros mapeados, localizados no halo da Via Láctea, pertencem à classe das Estrelas Azuis de Ramo Horizontal (BHBs, sigla para Blue Horizontal-Branch Stars). São estrelas antigas, em etapa bastante avançada de sua evolução, na qual brilhos intensos e constantes são gerados pela fusão de hélio em carbono. O Sol do sistema que compreende a Terra, que está em uma fase muito mais jovem do ciclo evolutivo, pertence a outro conjunto, conhecido como Sequência Principal (SP), cujas estrelas transformam hidrogênio em hélio, uma etapa anterior do processo de fusão nuclear.

Deve-se ressalvar que as expressões “Sequência Principal” e “Ramo Horizontal” não têm a ver com a posição espacial das estrelas, mas com o posicionamento no chamado Diagrama de Hertzsprung–Russell, criado por volta de 1910 pelo químico e astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung e pelo astrônomo norte-americano Henry Norris Russell para classificar as estrelas segundo sua etapa evolutiva. O diagrama relaciona a luminosidade da estrela com sua cor, sendo esta um indicador da temperatura. O Ramo Horizontal corresponde a uma fase que se estende por cerca de 10% do tempo total de vida da estrela.

Uma das grandes perguntas que permaneceu por muito sem resposta entre os estudiosos da Via Láctea era se a Galáxia havia se formado de fora para dentro ou de dentro para fora. Dois cenários competiam na descrição do processo. O “cenário monolítico” afirmava que as galáxias se formam a partir do colapso gravitacional súbito de uma gigantesca nuvem gasosa, originando enorme quantidade de protoestrelas ao mesmo tempo. O “cenário hierárquico” partia de uma galáxia relativamente pequena, que crescia à medida que outras galáxias ainda menores, atraídas por sua força gravitacional, se fundiam com ela.

Este estudo não confirmou, de maneira exclusiva, um ou outro cenário. Mas sugere que houve uma formação em grande escala de objetos de dentro para fora. Ou seja, que a força gravitacional colapsou inicialmente o gás existente no centro, dando origem a uma primeira geração de estrelas, e que, ao longo de um intervalo de tempo da ordem de 3 bilhões de anos, essa formação estelar chegou às regiões mais periféricas.

A amostra utilizada, que reúne estrelas disseminadas por todas as direções do halo, foi extraída da base de dados do SDSS (Sloan Digital Sky Survey). No conjunto de estrelas registradas nessa coleção, foram selecionadas aquelas previamente identificadas como estando na fase evolutiva de interesse.

Na avaliação das distâncias e das cores dos objetos, foi verificado que as estrelas BHBs mais azuladas do halo estavam concentradas predominantemente na região central. E que a cor ficava ligeiramente avermelhada conforme a distância entre a estrela e o centro da galáxia aumentava. A variação é extremamente sutil, mas as medidas de cor com filtros especiais mostraram que ela existe.

Na tentativa de explicar essa sutilíssima variação de cor, os pesquisadores descartaram as possíveis causas para o avermelhamento descritas na literatura, como a existência de poeira no meio interestelar ou composições químicas diferentes para as estrelas, que poderiam mudar ligeiramente suas cores.

O avermelhamento também não tem a ver com o Efeito Doppler, que desvia o espectro luminoso para o azul quando o astro se aproxima do observador, e para o vermelho quando ele se afasta. Tal efeito só se torna relevante quando a velocidade de aproximação ou de afastamento é muito maior, o que ocorre apenas para estrelas situadas em outras galáxias que não a Via Láctea.

O único fator que restou para explicar a variação de cor encontrada foi a idade do objeto. Sendo que, neste caso, e somente para esta fase evolutiva, quanto mais vermelha a estrela, mais jovem ela é. Por isso, o estudo sugere uma formação de dentro para fora. Descartados todos os outros fatores, é a ilação que decorre do fato de as estrelas mais azuladas ocuparem posição central, e as mais avermelhadas, posição periférica.

É importante ressaltar que a associação entre vermelhidão e juventude vale apenas para o estágio evolutivo considerado. Normalmente, as estrelas mais vermelhas são também as mais velhas. Mas, no Ramo Horizontal, o fenômeno se apresenta de forma diferente. É o único estágio evolutivo na vida das estrelas em que a vermelhidão é indicativa de juventude. Nossa hipótese é que exista uma pequena variação na massa desses objetos ao longo do tempo. Os objetos mais jovens teriam massa um pouco maior, consequentemente emitiriam luz mais avermelhada.

Convém lembrar que o tempo de evolução das estrelas depende da massa. As mais massivas ficam menos tempo na Sequência Principal, em que se dá a fusão de hidrogênio em hélio, e passam mais rapidamente para o Ramo Horizontal, onde ocorre a fusão do hélio em carbono. Também permanecem menos tempo nessa segunda fase evolutiva, porque os processos nucleares que ocorrem em seu interior são muito mais intensos.

As estrelas de tipo BHB mais antigas, e por isso mais azuladas, cujas idades são estimadas em cerca de 12 bilhões de anos, situam-se na região central da Galáxia. E, à medida que se distanciam do centro, as estrelas BHBs vão sutilmente se avermelhando, por apresentarem idades menores que, no limite do halo, são estimadas em 9,5 bilhões de anos; estrelas de outras classes podem apresentar idades muito menores, como o próprio Sol, que possui supostamente 4,6 bilhões de anos.

Uma constatação surpreendente, é o fato de a região onde se encontram os objetos mais velhos ocupar uma vasta extensão ao redor do núcleo galáctico, chegando até mesmo ao setor do halo próximo ao Sol, que está cerca de 28 mil anos-luz distante do centro galáctico.

Essa região antiga reúne um precioso acervo de estrelas velhas, cujo estudo pode trazer informações extremamente importantes para o entendimento da composição química do Universo jovem e de sua evolução ao longo do tempo. Ela também mostra que podemos encontrar estrelas muito velhas e, por isso, pobres em metais, mesmo nas regiões próximas do Sistema Solar. Ou seja, que podemos incluir objetos brilhantes nas buscas pelos primeiros astros do Universo.

Com relação à metalicidade das estrelas, é preciso lembrar que o enriquecimento químico do Universo, isto é, a incorporação de elementos químicos de maior massa, decorre do processo de fusão nuclear que ocorre nos núcleos das estrelas.

Em geral, as estrelas passam cerca de 90% de seu tempo total de vida fundindo hidrogênio em hélio. Depois que o hidrogênio se exaure no núcleo, a estrela se rearranja para fundir hélio em carbono. E esse novo estágio se prolonga por quase todo o resto de vida do astro. Porém, dependendo da massa da estrela, elementos ainda mais pesados que o carbono (nitrogênio, oxigênio, silício e ferro) podem ser fundidos em etapas avançadas do ciclo. E são ejetados ao meio exterior quando as estrelas muito massivas explodem como supernovas.

Esses elementos são incorporados por estelas de gerações posteriores. O Sol é considerado uma estrela de terceira geração. Todos os elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio existentes no Sistema Solar, inclusive no corpo humano, foram herdados dos processos nucleares de estrelas das gerações anteriores.

As estrelas BHBs estão presentes em todos os ambientes e em todas as direções do céu. Novos levantamentos de dados, como o projeto S-PLUS, um importante mapeamento realizado pelo telescópio brasileiro situado em Cerro Tololo, no Chile, fornecerá informações sobre dezenas de milhares de BHBs situadas no céu do hemisfério Sul da Terra, que o SDSS não consegue observar. Estruturas ainda desconhecidas de nossa galáxia poderão ser reveladas.

Atualmente, só é possível usar estas técnicas na nossa própria Galáxia e nas galáxias satélites e anãs que a rodeiam. No entanto, espera-se que o James Webb Space Telescope (JWST), com lançamento previsto para 2018, recolha muitos mais dados sobre galáxias distantes, incluindo os primeiros brilhos do Big Bang.

A imagem no topo mostra o plano XY contendo o disco da Via Láctea (onde se situa o Sistema Solar) e o eixo Z representando a distância das estrelas até o plano. As distâncias são computadas em kiloparsecs (kpc), sendo que 1kpc corresponde a aproximadamente a 3,26 mil anos-luz e 1 ano-luz vale cerca de 10 trilhões de quilômetros. A posição do Sol não está destacada na animação, mas corresponde às coordenadas (X, Y, Z) = (8,5; 0; 0). A variação de cor descrita pela variável (g-r) possui um equivalente de idade entre parênteses, em unidades de bilhões de anos. Nota-se, portanto, que as regiões centrais da Galáxia são mais velhas (~12 bilhões de anos) e os objetos vão ficando mais jovens conforme aumenta a distância em relação ao centro, até atingir ~9.5 bilhões de anos de idade. Para construir este mapa de idade, os pesquisadores usaram a média da cor das estrelas em pequenos espaços. Cada ponto colorido visto dentro do cubo transparente revela a média de cor em um volume menor que 1kpc cúbico, onde existem ao menos três estrelas. As projeções vistas nas faces do cubo, cujas variações de cor foram suavizadas para destacar o fenômeno, representam visões em 2D nos diferentes planos de visada.

Fonte: Nature Physics

A larga e profunda Nebulosa da Lagoa

Cumes de gás interestelar brilhante e as nuvens de poeira escuras habitam as turbulentas profundezas cósmicas da Nebulosa da Lagoa.

© M. Miller/J. Walker (M8)

A Nebulosa da Lagoa, também conhecida como M8, é a região de formação de estrelas brilhante que está a cerca de 5.000 anos-luz de distância da Terra. Mas ela é uma parada muito popular quando se faz uma turnê telescópica pela constelação do Sagitário em direção ao centro da Via Láctea.

Dominada pela reveladora avermelhada dos átomos ionizados de hidrogênio recombinando com elétrons arrancados, esta deslumbrante e profunda visão da Nebulosa da Lagoa tem quase 100 anos-luz de diâmetro.

À direita do centro da imagem, a brilhante e compacta forma de ampulheta está o gás ionizado, esculpido por radiação energética e ventos estelares extremos vindos de uma jovem estrela massiva.

De fato, as muitas estrelas brilhantes do aglomerado estelar aberto NGC 6530, situado dentro da nebulosa, se formaram na Nebulosa da Lagoa a poucos milhões de anos atrás.

Fonte: NASA

O mais lento pulsar já detectado

Usando o observatório de raios X Chandra da NASA e outros observatórios de raios X, astrônomos encontraram evidências de um dos pulsares mais extremos já detectado.

© Chandra/DSS (RCW 103)

A fonte exibe propriedades de uma estrela de nêutrons altamente magnetizada, ou magnetar, mas o seu período de rotação deduzido é milhares de vezes maior do que qualquer pulsar já observado.

Durante décadas, os astrônomos sabem que existe, uma fonte compacta densa no centro de RCW 103, os restos de uma explosão de supernova localizado a cerca de 9.000 anos-luz da Terra. Esta imagem composta mostra RCW 103 e sua fonte central, conhecida oficialmente como 1E 161.348-5055, ou simplesmente IE 1613, em três faixas de luz de raios X detectadas pelo Chandra. Nesta imagem, os raios X de energia mais baixos estão em vermelho, os raios X intermediários estão em verde, e os raios X de energia mais elevadas estão em azul. A fonte de raios X azul brilhante no meio do RCW 103 é 1E 1613. Os dados de raios X foram combinadas com uma imagem óptica do Digitized Sky Survey (DSS).

Observadores tinham previamente acordado que 1E 1613 é uma estrela de nêutrons, uma estrela extremamente densa criada pela supernova que produziu RCW 103. No entanto, a variação regular no brilho de raios X da fonte, com um período de cerca de seis horas e meia, apresentou um quebra-cabeça. Todos os modelos propostos tiveram problemas para explicar esta periodicidade lenta, mas as principais ideias eram que qualquer estrela de nêutrons que gira muito lentamente por causa de um mecanismo inexplicável, ou uma estrela de nêutrons mais rápida que está em órbita com uma estrela normal num sistema binário.

Em 22 de junho, 2016, um instrumento a bordo do telescópio Swift da NASA captou o lançamento de uma breve explosão de raios X de 1E 1613. A detecção do Swift chamou a atenção dos astrônomos, porque a fonte exibiu flutuações extremamente rápidas em uma escala de tempo de milissegundos, semelhante a outros magnetars conhecidos. Esses objetos exóticos possuem os mais poderosos campos magnéticos no Universo, trilhões de vezes maiores que os observados no Sol, e pode entrar em erupção com enormes quantidades de energia.

Uma equipe de astrônomos liderados por Nanda Rea, da Universidade de Amsterdam utilizou rapidamente outros dois telescópios em órbita, o Chandra e NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) para acompanhar as observações.

Novos dados deste trio de telescópios de alta energia, e os dados de arquivo de Chandra, Swift e XMM-Newton da ESA, confirmou que 1E 1613 tem as propriedades de um magnetar, tornando-se apenas o 30º conhecido. Estas propriedades incluem as quantidades relativas de raios X produzidos em diferentes energias e a forma como a estrela de nêutrons se esfriou após a explosão em 2016 e outra explosão vista em 1999. A explicação do sistema binário é considerada improvável porque os novos dados mostram que a resistência da variação periódica em raios x muda dramaticamente tanto com a energia dos raios X quanto com o tempo. No entanto, este comportamento é típico em magnetares.

Mas o mistério da rotação lenta permaneceu. A fonte está girando uma vez a cada 24.000 segundos (6,67 horas), muito mais lenta do que os magnetares mais lentos conhecidos até agora, que giram em torno de uma vez a cada 10 segundos. Isso tornaria a mais lent estrela de nêutrons já detectada.

Os astrônomos esperam que uma única estrela de nêutrons estará girando rapidamente após o seu nascimento na explosão de supernova e, então, diminui ao longo do tempo, uma vez que perde energia. No entanto, os pesquisadores estimam que a estrela magnética dentro de RCW 103 tem cerca de 2.000 anos de idade, não havendo tempo suficiente para o pulsar abrandar o seu período por meios convencionais.

Enquanto ainda não está claro por que 1E 1613 está girando muito lentamente, os cientistas têm algumas ideias. Um cenário principal é que os restos da estrela que explodiu colapsou para linhas do campo magnético em torno da estrela de nêutrons, fazendo-a girar mais lentamente com o tempo. Pesquisas estão sendo feitas para outros magnetares girando muito lentamente para estudar esta ideia com mais detalhes.

Outro grupo, liderado por Antonino D'Aì no Instituto Nacional de Astrofísica (INAF) em Palermo, Itália, monitorou 1E 1613 em raios X usando o Swift e à luz do infravermelho próximo e visível usando o telescópio de 2,2 metros no Europeu Southern Observatory (ESO) em La Silla, Chile, para procurar qualquer contrapartida de baixa energia à explosão de raios X. Eles também concluíram que 1E 1613 é um magnetar com um período de rotação muito lento.

Um artigo descrevendo os resultados da equipe de Rea aparece no periódico Astrophysical Journal Letters. Um artigo descrevendo os resultados da equipe de D'Aì foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: NASA

Marte e Antares nas nuvens

Navegando através desta impressionante paisagem celeste, Marte está realmente à frente destas coloridas nuvens cósmicas.

© Sebastian Voltmer (Marte e Antares nas nuvens Rho Ophiuchi)

Este mosaico foi construído através de imagens telescópicas cobrindo uma área equivalente a 5 graus (10 luas cheias) de diâmetro.

O planeta vermelho foi captado nesta posição em 26 de agosto de 2016, quando estava distante a 7 minutos-luz da Terra e bem próximo da linha de visão da brilhante estrela Antares e do complexo de nuvens Rho Ophiuchi.

Na exposição Marte aparece amarelado, acima e à esquerda, e quase coincidente com Antares, também conhecida como Alpha Scorpii, abaixo do centro da imagem.

O aglomerado globular M4 resplandece logo à direita de Antares, mas M4 fica a cerca de 7.000 anos-luz comparada com a distância de 500 anos-luz de Antares.

Ligeiramente mais perto que Antares, o brilho azulado da estrela Rho Ophiuchi aparece refletido pelas poeirentas nuvens moleculares perto da parte superior da imagem.

Fonte: NASA

Descoberta relíquia fóssil rara da Via Láctea primordial

Com auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO e outros telescópios, uma equipe internacional de astrônomos descobriu um resto fossilizado da Via Láctea primordial, que contém estrelas com idades muito diferentes.

© ESO/F. Ferraro (Terzan 5)

Este sistema estelar é parecido com um aglomerado globular, mas ao mesmo tempo diferente dos outros aglomerados já conhecidos, pois contém estrelas muito similares às estrelas mais antigas da Via Láctea, ajudando-nos a fazer a ponte entre o passado e o presente da nossa Galáxia.

Terzan 5, situado a 19 mil anos-luz de distância na constelação de Sagitário em direção ao centro galáctico, tem sido classificado como um aglomerado globular desde há cerca de 40 anos, quando foi descoberto. No entanto, uma equipe liderada por astrônomos italianos acaba de descobrir que Terzan 5 é diferente de todos os outros aglomerados globulares conhecidos.

A equipe obteve dados com o instrumento Multi-conjugate Adaptive Optics Demonstrator (MAD) instalado no VLT, assim como com uma série de outros telescópios colocados tanto no solo como no espaço. Foram utilizados também dados da Wide Field Camera 3 instalada a bordo do telescópio espacial Hubble e Near-Infrared Camera 2 montada no telescópio W. M. Keck. Os pesquisadores encontraram fortes evidências da existência de dois tipos distintos de estrelas em Terzan 5, as quais não diferem apenas nos elementos que contêm, mas apresentam também uma diferença de idades de cerca de 7 bilhões de anos. As duas populações estelares detectadas têm idades de 12 e 4,5 bilhões de anos, respectivamente.

As idades das duas populações indicam que o processo de formação estelar em Terzan 5 não se processou de forma contínua, tendo sido dominado por dois períodos distintos de formação estelar. “Esta hipótese requer que o antecessor de Terzan 5 tenha tido enormes quantidades de gás para uma segunda geração de estrelas e tenha sido muito massivo, com pelo menos 100 milhões de vezes a massa do Sol,” explica Davide Massari, do Italian National Institute for Astrophysics (INAF), na Itália e da Universidade de Groningen, Holanda.

A suas propriedades incomuns fazem de Terzan 5 o candidato ideal a um fóssil vivo dos primeiros dias da Via Láctea. Teorias atuais de formação galática assumem que vastos acúmulos de gás e estrelas interagiram para formar o bojo primordial da Via Láctea, fundindo-se e dissolvendo-se no processo.

“Pensamos que alguns restos destes acúmulos gasosos poderão ter permanecido relativamente imperturbados e que continuam existindo em nossa Galáxia,” explica Francesco Ferraro da Universidade de Bolonha, Itália, e autor principal do estudo. “Tais fósseis galáticos permitem aos astrônomos reconstruir uma parte importante da história da nossa Via Láctea.”

Apesar das propriedades de Terzan 5 serem incomuns para um aglomerado globular, são no entanto muito semelhantes à população estelar que se encontra no bojo galáctico, a região central altamente compacta da Via Láctea. Estas semelhanças poderão fazer de Terzan 5 uma relíquia fossilizada de formação galáctica, representando um dos mais antigos blocos constituintes da Via Láctea.

Esta suposição é reforçada pela massa original de Terzan 5 necessária à criação de duas populações estelares: uma massa semelhante à dos enormes acúmulos que se pensa terem formado o bojo durante a formação da Galáxia há cerca de 12 bilhões de anos atrás. De algum modo Terzan 5 conseguiu escapar de ser desfigurado por bilhões de anos, tendo sido preservado como um resto do passado distante da Via Láctea.

“Algumas das características apresentadas por Terzan 5 assemelham-se às detectadas nos acúmulos gigantes que observamos em galáxias com formação estelar a elevados desvios para o vermelho, sugerindo que semelhantes processos de formação ocorreram tanto no Universo local como no longínquo durante a época de formação galáctica,” continua Ferraro.

Esta descoberta abre assim o caminho para uma melhor e mais completa compreensão da formação de galáxias. “Terzan 5 poderá representar um elo intrigante entre o Universo local e o longínquo, uma testemunha que sobreviveu ao processo de formação do bojo galáctico,” explica Ferraro ao comentar a importância da descoberta. Este trabalho fornece um possível caminho para que os astrônomos possam deslindar os mistérios da formação galáctica e oferece uma vista sem precedentes da complicada história da Via Láctea.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “The age of the young bulge-like population in the stellar system Terzan 5: linking the Galactic bulge to the high-z Universe” de F. R. Ferraro et al., que será publicado na revista especializada The Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Os polos de Júpiter

A sonda Juno da NASA transmitiu as primeiras imagens do polo norte de Júpiter, obtidas durante o primeiro voo rasante pelo planeta com os seus instrumentos ligados.

© NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Juno (polo norte de Júpiter)

As imagens mostram sistemas de tempestades e atividade meteorológica diferente de tudo visto anteriormente em qualquer outro dos gigantes gasosos do Sistema Solar.

A Juno executou com sucesso o primeiro de 36 voos rasantes no dia 27 de agosto, quando a nave espacial passou a 4.200 km das rodopiantes nuvens de Júpiter. O download dos seis megabytes de dados, recolhidos durante o trânsito de seis horas, que cobrem desde o polo norte de Júpiter até ao polo sul, levou dia e meio. Embora a análise desta primeira obtenção de dados esteja ainda em curso, já se fizeram algumas descobertas únicas.

"O primeiro vislumbre do polo norte de Júpiter e é diferente de tudo o que já vimos ou fotografamos antes," afirma Scott Bolton, pesquisador principal da Juno no SwRI (Southwest Research Institute), San Antonio, Texas, EUA. "É mais azulado do que outras partes do planeta e existem muitas tempestades. Não há nenhum sinal de bandas latitudinais nem das faixas a que estamos habituados, esta imagem é dificilmente reconhecível como Júpiter. Vemos sinais de que as nuvens têm sombras, possivelmente indicando que estão a uma altitude superior a outras características."

Uma das descobertas mais notáveis destas primeiras imagens dos polos norte e sul de Júpiter, é algo que a câmara JunoCam não viu.

"Saturno tem um hexágono no polo norte," comenta Bolton. "Não há nada em Júpiter que se assemelhe a isso. O maior planeta do Sistema Solar é verdadeiramente único."

Além das fotografias da JunoCam durante a passagem rasante, todos os oito instrumentos científicos recolheram dados. O JIRAM (Jovian Infrared Auroral Mapper), fornecido pela Agência Espacial Italiana, obteve algumas espetaculares imagens infravermelhas das regiões polares norte e sul de Júpiter.

© NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Juno (imagem infravermelha da aurora austral de Júpiter)

"O JIRAM observa por baixo da 'pele' de Júpiter, dando-nos os nossos primeiros vislumbres infravermelhos do planeta," comenta Alberto Adriani, do Instituto de Astrofísica e Planetologia Espacial, em Roma. "Estas primeiras imagens infravermelhas das regiões polares norte e sul de Júpiter estão revelando pontos amenos e quentes nunca antes vistos. E apesar de já sabermos que as primeiras imagens infravermelhas do polo sul de Júpiter iam revelar a aurora austral do planeta, ficamos espantados ao vê-la pela primeira vez. Nenhum outro instrumento, na Terra ou no espaço, foi capaz de ver as auroras no sul do planeta. Agora, com o JIRAM, vemos que parece ser muito brilhante e bem estruturada. O alto nível de detalhe nas imagens vai dizer-nos mais sobre a morfologia e dinâmica das auroras."

Entre os conjuntos de dados recolhidos pela Juno durante a sua primeira "varredura" científica por Júpiter, estavam os obtidos pela Radio and Plasma Wave Sensor (Waves), que registou transmissões fantasmagóricas emanadas acima do planeta. Estas emissões de rádio de Júpiter já são conhecidas desde a década de 1950, mas nunca tinham sido analisadas a partir de um ponto de vista tão íntimo.

A experiência detectou a assinatura da emissão de partículas energéticas que geram as auroras enormes que circundam o polo norte de Júpiter. Estas emissões são as mais fortes do Sistema Solar. O próximo objetivo é descobrir a origem dos elétrons que as geram.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Por que tão azul?

Apesar da cor azul ter muitas associações na vida cotidiana como, por exemplo, frio, tristeza, serenidade, a verdade é que para os astrônomos esta cor tem um significado muito diferente, como é demonstrado por esta galáxia espiral vista de perfil, a Messier 98 (M98).

© ESO/NTT (NGC 4192)

A M98, também conhecida por NGC 4192, situa-se aproximadamente a 50 milhões de anos-luz de distância na constelação de Coma Berenices. Nesta bela imagem obtida pelo New Technology Telescope (NTT) do ESO, a periferia da galáxia, cheia de gás e poeira, encontra-se pontilhada de bolsas de luz azulada.

Estas regiões estão repletas de estrelas muito jovens, tão quentes que resplandecem num tom azul brilhante. Estas estrelas jovens têm temperaturas tão elevadas que emitem intensa radiação, queimando parte do material denso que as rodeia. Acredita-se que, no total, a M98 contenha cerca de um trilhão de estrelas!

O NTT é um telescópio de 3,58 metros instalado no Observatório de La Silla, pioneiro no uso da óptica ativa e o primeiro telescópio do mundo a ter o espelho primário controlado por computador.

Fonte: ESO

O passado explosivo da Via Láctea

Uma bolha gigante em torno do centro da Via Láctea mostra que há seis milhões de anos atrás o buraco negro supermassivo da nossa Galáxia estava em chamas com uma energia furiosa. Ela também emite uma luz sobre o esconderijo da chamada matéria "em falta" da Galáxia.

© Mark A. Garlick/ESA (ilustração da bolha laranja e gás ao redor da Via Láctea)

Enquanto a misteriosa matéria escura agarra a maioria das primeiras páginas de jornal, os astrônomos sabem que ainda lhes falta encontrar toda a matéria normal da Galáxia, denominada bariônica. Isso agora mudou, graças ao trabalho do observatório de raios X XMM-Newton da ESA.

Uma análise detalhada das observações de arquivo mostrou que há uma grande quantidade de matéria bariônica espalhado pela Galáxia. O XMM-Newton encontrou-a na forma de gás a uma temperatura de um milhão de graus que permeia tanto o disco da Galáxia, onde a maioria das estrelas se encontram, e um volume esférico que rodeia toda a Galáxia.

A nuvem esférica é vasta. Considerando que o Sol está apenas a 26.000 anos-luz do centro da Galáxia, a nuvem estende-se a uma distância de pelo menos de 200.000 a 650.000 anos-luz.

Fabrizio Nicastro, do Instituto Nacional de Astrofísica, Observatório Astronômico de Roma, na Itália, e seus colegas foram no rastro dos bárions perdidos há mais de 15 anos. A sua mais recente descoberta com o XMM-Newton mostra que há suficiente gás quente, a milhões de graus, na Galáxia para explicar isto tudo.

Permaneceu despercebido por tanto tempo porque não emite luz visível. Em vez disso, os astrônomos descobriram-no porque o oxigênio na nuvem absorveu os raios X em comprimentos de onda muito específicos de luz sendo emitida por objetos celestes mais distantes.

E esta não foi a única descoberta para a equipe à espera nos dados. Quando chegou o momento de modelar os dados com simulações de computador, para compreender a maneira pela qual o gás foi distribuído ao redor da galáxia, a equipe não obteve a resposta de que estava à espera.

"De acordo com a física gravitacional simples, espera-se que a densidade do gás diminua a partir do centro para fora," diz Nicastro. Neste quadro, a densidade do gás atingiria o seu pico no centro da Galáxia e seria menor nas arestas exteriores. Mas havia um problema. "Passei três meses a tentar combinar os dados com esse modelo e simplesmente não conseguia," diz Nicastro.

Depois de tentar tudo, ele mudou o pico da densidade para fora do centro da Galáxia. A uma distância de cerca de 20.000 anos-luz do centro da galáxia o modelo encaixava melhor. Foi intrigante o porquê de isto melhorar as coisas até se lembrar que esta distância é também o tamanho de dois grandes "balões" de raios gama encontrados em 2010 pelo observatório de raios gama Fermi, da NASA, que se estendem dezenas de milhares de anos-luz acima e abaixo do centro de nossa Galáxia.

Então Nicastro construiu um modelo de densidade diferente, no qual havia uma bolha central de gás de baixa densidade que se estende para o exterior a 20.000 anos-luz. Quando ele aplicou esse modelo nos seus dados de raios X, descobriu que se encaixava perfeitamente. Isso significa que algo empurrou o gás para fora do centro da Galáxia, criando uma bolha gigante.

É conhecido que existe um buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia. Encontra-se em silêncio e escuridão nos dias de hoje, mas a bolha indica que há seis milhões de anos atrás as coisas eram muito diferentes.

O buraco negro supermassivo estava despedaçando estrelas e nuvens de gás e engolindo o conteúdo. No caminho para a aniquilação, a matéria condenada estava aquecendo e liberando grandes quantidades de energia que abria caminho através do halo de gás, abrindo a bolha.

Quando os astrônomos olham para o Universo mais amplo, veem que uma pequena porcentagem de galáxias contém um núcleo extremamente brilhante. Estes núcleos são denominados núcleos ativos de galáxias e, como resultado deste estudo, os astrônomos sabem agora que a Via Láctea teve alguma vez um deles.

Seis milhões de anos mais tarde, a onda de choque criada por esta atividade atravessou 20.000 anos-luz no espaço, criando a bolha que o XMM-Newton observou. Entretanto, o buraco negro supermassivo ficou sem 'alimento' nas proximidades, ficando tranquilo novamente.

"Penso que a evidência da Via Láctea ter sido mais ativa no passado é agora forte," diz Nicastro.

"Demos um grande passo em frente com este resultado," diz Norbert Schartel, cientista do projeto da ESA para o XMM-Newton. "Isso significa que a próxima geração de telescópios de raios X, tais como a missão ATHENA da ESA, terá muito que estudar após o seu lançamento em 2028."

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Novos objetos extremamente distantes no Sistema Solar

Na corrida para descobrir o nono planeta proposto no nosso Sistema Solar, Scott Sheppard (Instituto Carnegie) e Chadwick Trujillo (Universidade do Norte do Arizona) observaram vários objetos nunca antes vistos a distâncias extremas do Sol no nosso Sistema Solar.

© Robin Dienel (ilustração do Planeta Nove)

Sheppard e Trujillo já apresentaram as suas descobertas mais recentes ao Centro de Planetas Menores da União Astronômica Internacional para denominações oficiais.

Quantos mais objetos forem encontrados a distâncias extremas, melhores as hipóteses de restringir a localização do novo planeta que Sheppard e Trujillo previram existir bem além do planeta anão Plutão em 2014. A colocação e órbitas destes pequenos e denominados objetos transnetunianos extremos poderá ajudar a determinar o tamanho e a distância ao Sol, porque a gravidade do planeta influencia os movimentos de objetos menores muito além de Netuno. Os objetos são chamados transnetunianos porque as suas órbitas em torno do Sol são muito maiores do que a de Netuno.

Em 2014, Sheppard e Trujillo anunciaram a descoberta de 2012 VP113 (com a alcunha de "Biden"), que tem a órbita mais distante conhecida no nosso Sistema Solar. Neste momento, Sheppard e Trujillo também notaram que o punhado de objetos transnetunianos extremos conhecidos estão agrupados com ângulos orbitais semelhantes. Isto levou-os a prever a existência de um planeta a mais de 200 vezes a distância da Terra ao Sol. A sua massa, que possivelmente varia entre várias Terras até ao equivalente a Netuno, está orientando estes objetos menores em tipos similares de órbitas.

Há quem já o tenha chamado de Planeta X ou Planeta Nove. Trabalhos posteriores a 2014 mostraram que este nono planeta massivo provavelmente existe restringindo as suas possíveis propriedades. A análise de órbitas de corpos pequenos "vizinhos" sugere que é várias vezes mais massivo que a Terra, possivelmente até 15 vezes e, no seu ponto orbital mais próximo, está pelo menos 200 vezes mais longe do Sol que a Terra (mais de 5 vezes mais distante que Plutão).

"Os objetos encontrados muito além de Netuno têm a chave para desbloquear as origens e a evolução do Sistema Solar," explicou Sheppard. "Apesar de pensarmos que existem milhares destes objetos pequenos, ainda não encontramos muitos porque estão tão longe. Os objetos menores podem levar-nos ao muito maior planeta que pensamos existir. Quantos mais descobrirmos, mais seremos capazes de compreender o que se passa no Sistema Solar exterior."

© Robin Dienel (ilustração das órbitas dos objetos extremamente distantes do Sistema Solar)

Sheppard e Trujillo, juntamente com David Tholen da Universidade do Havaí, estão realizando o maior e mais profundo levantamento de objetos para além de Netuno e do Cinturão de Kuiper e já percorreram quase 10% do céu, até à data, usando alguns dos maiores e mais avançados telescópios e câmaras do mundo, como a DEC (Dark Energy Camera) acoplada ao telescópio Blanco de 4 metros do NOAO no Chile e a japonesa HSC (Hyper Suprime Camera) acoplada ao telescópio Subaru de 8 metros no Havaí. À medida que encontram e confirmam objetos extremamente distantes, analisam se as suas descobertas encaixam nas teorias maiores sobre como as interações com um planeta massivo distante podem ajudar a moldar o Sistema Solar exterior.

"Neste momento, estamos lidando com estatísticas de números muito baixos, assim que não compreendemos bem o que se passa no Sistema Solar exterior," afirma Sheppard. "Terá que ser encontrado um maior número de objetos transnetunianos a fim de determinar totalmente a estrutura do nosso Sistema Solar exterior."

Segundo Sheppard, "estamos agora numa situação semelhante à que Alexis Bouvard sofreu, em meados do século XIX, quando notou que o movimento orbital de Urano era peculiar, o que eventualmente levou à descoberta de Netuno."

Os novos objetos que submeteram para designação ao Centro de Planetas Menores incluem 2014 SR349, o que aumenta a classe de objetos transnetunianos extremos e raros. Exibe características orbitais parecidas com os corpos extremos previamente conhecidos cujas posições e movimentos levaram Sheppard e Trujillo a propor, inicialmente, a influência do Planeta Nove.

Outro novo objeto extremo que encontraram, 2013 FT28, tem algumas características parecidas com outros objetos extremos, mas também algumas diferenças. A órbita de um objeto é definida por seis parâmetros. O agrupamento de vários destes parâmetros é o argumento principal para a existência de um nono planeta no Sistema Solar exterior. O 2013 FT28 mostra um agrupamento semelhante em alguns desses parâmetros (o seu semieixo maior, excentricidade, inclinação e argumento do ângulo periélico) mas um destes parâmetros, um ângulo chamado longitude do periélio, é diferente dos outros objetos extremos, o que torna esta particular tendência à aglomeração menos forte.

Outra descoberta, o 2014 FE72, é o primeiro objeto da distante Nuvem de Oort encontrado com uma órbita totalmente fora da de Netuno. Tem uma órbita que leva o objeto para tão longe do Sol (cerca de 3.000 vezes mais longe que a Terra) que provavelmente é influenciado por forças da gravidade externas ao Sistema Solar, como outras estrelas e a maré galáctica. É o primeiro objeto observado a uma distância tão grande.

Um artigo sobre as descobertas foi aceito para publicação na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Os jovens sóis da NGC 7129

Jovens sóis ainda se localizam dentro da empoeirada NGC 7129, uma nebulosa de reflexão localizada a aproximadamente 3.000 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação real de Cepheus.

© R. Gendler/R. Colombari/E. Recurt/A. Block (NGC 7129)

Como estas estrelas estão numa idade relativamente nova, com somente alguns milhões de anos de vida, provavelmente o nosso próprio Sol se formou em um berçário estelar similar a aproximadamente cinco bilhões de anos atrás.

O que é mais notável da imagem nítida e de alta resolução acima são as nuvens de poeira azuladas que refletem a luz das estrelas jovens. Mas as formas compactas de coloração vermelha profunda crescente servem também como marcadores desses objetos estelares jovens e energéticos.

Conhecidos como objetos Herbig-Haro, suas formas e cores são características do gás hidrogênio brilhante que recebe o choque de jatos emitidos pelas estrelas recém-nascidas.

Filamentos pálidos e estendidos de emissão avermelhada que se misturam com as nuvens azuladas são gerados pelos grãos de poeira que efetivamente convertem a radiação invisível ultravioleta emitida pelas estrelas em radiação visível na cor vermelha, por meio do processo conhecido como fotoluminescência.

No final deste processo o gás e a poeira que deram origem às estrelas se dispersarão, as estrelas então se separarão e começarão a derivar em forma de aglomerados orbitando o centro da galáxia. Na distância estimada da NGC 7129, esta imagem telescópica se espalha por aproximadamente 40 anos-luz.

Fonte: NASA

Uma galáxia que é predominantemente constituída de matéria escura

A galáxia Dragonfly 44 é muito difusa e está localizada a 300 milhões de anos-luz de distância na constelação de Coma.

© Gemini Observatory/SDSS (galáxia Dragonfly 44)

Ela foi descoberta há um ano pelo astrônomo Dr. Pieter van Dokkum e colegas, da Universidade de Yale, usando a Dragonfly Telephoto Array.

Mediante uma análise mais aprofundada, os astrônomos perceberam que a galáxia tinha tão poucas estrelas que rapidamente seria rompida, a menos que algo estava segurando-a junto.

Para determinar a quantidade de matéria escura nesta galáxia, eles usaram o instrumento DEIMOS instalado no W. M. Keck Observatory em Mauna Kea, no Havaí, para medir as velocidades das estrelas em 33,5 horas durante um período de seis noites para que pudessem determinar a massa da galáxia.

Os cientistas, em seguida, utilizaram o Gemini Multi-Object Spectrograph instalado no telescópio Gemini North de 8 metros, para revelar um halo de aglomerados esféricos de estrelas em torno do núcleo da galáxia.

Os movimentos das estrelas podem fornecer quanta matéria existe. Na galáxia Dragonfly 44 as estrelas se movem muito rápido.

Entretanto, os astrônomos notaram uma grande discrepância,  encontraram muito mais massa indicada pelos movimentos das estrelas.

A massa da Dragonfly 44 é estimada em um trilhão de vezes a massa do Sol, muito semelhante à massa da Via Láctea. No entanto, apenas um 0,01% está na forma de estrelas e matéria "normal"; o restante 99,99% está sob a forma de matéria escura.

A Via Láctea tem mais de uma centena de vezes mais estrelas do que Dragonfly 44.

Encontrar uma galáxia com a massa da Via Láctea, que é quase totalmente escura foi inesperado.

"Nós não temos nenhuma idéia de como galáxias como Dragonfly 44 poderia ter se formado," disse o Dr. Roberto Abraham, da Universidade de Toronto. "Os dados do GEMINI mostram que uma fracção relativamente grande das estrelas está sob a forma de aglomerados muito compactos, e que é provavelmente uma pista importante. Mas no momento estamos apenas supondo."

"Isto tem grandes implicações para o estudo da matéria escura," disse o Dr. van Dokkum. "Ela ajuda a ter objetos que são quase inteiramente feitos de matéria escura para que não se confunda com estrelas e todas as outras coisas que as galáxias têm."

"As únicas galáxias que foram estudadas antes eram diminutas. Esta descoberta abre uma nova classe de objetos massivos que podemos estudar," conclui o Dr. van Dokkum.

Os resultados da equipe foram aceitos para publicação no Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Astronomy

Descoberto inesperado tesouro de gás em torno de estrelas maiores

Astrônomos estudaram dúzias de estrelas jovens, algumas parecidas com o Sol e outras com quase o dobro do tamanho, e descobriram que o gênero mais massivo tem reservatórios surpreendentemente ricos de monóxido de carbono nos seus discos de detritos. Em contraste, as estrelas parecidas com o Sol, de massa inferior, têm discos de detritos praticamente livres de gás.

© NRAO/D. Berry/SkyWorks (ilustração de um disco de detritos ao redor de uma estrela)

Esta constatação contraria as expetativas dos astrônomos, que afirmam que a maior radiação das estrelas maiores deve retirar gás dos seus discos de detritos mais rapidamente do que a radiação comparativamente suave das estrelas menores. Pode também fornecer novas informações sobre a linha temporal para a formação de planetas gigantes em torno de estrelas jovens.

Os discos de detritos podem ser encontrados em estrelas que perderam os seus discos protoplanetários cheios de gás e poeira para formar planetas, asteroides, cometas e outros planetesimais. No entanto, em torno de estrelas mais jovens, muitos destes objetos recém-formados têm ainda que assentar em órbitas estáveis e colidem rotineiramente, produzindo entulho suficiente para gerar um disco de "segunda geração" de detritos.

"As anteriores medições espectroscópicas dos discos de detritos revelaram que alguns tinham uma assinatura química inesperada, sugerindo um excesso do gás monóxido de carbono," afirma Jesse Lieman-Sifry, autor principal da pesquisa. No momento das observações, Lieman-Sifry era estudante de astronomia da Universidade de Wesleyan, em Middletown, no estado americano de Connecticut. "Esta descoberta é interessante porque os astrônomos pensam que este gás há muito que devia ter desaparecido durante o aparecimento de evidências de um disco de detritos," comenta.

Em busca de pistas sobre o porquê de certas estrelas abrigarem discos ricos em gás, Lieman-Sifry e a sua equipe estudaram 24 sistemas estelares na Associação Escorpião-Centauro. Este aglomerado estelar relativamente solto, situado a algumas centenas de anos-luz da Terra, contém centenas de estrelas de massa baixa e intermediária. Para referência, o nosso Sol é uma estrela de baixa massa.

Os astrônomos refinaram a sua pesquisa para estrelas entre cinco e dez milhões de anos, idade suficiente para hospedar sistemas planetários de pleno direito e discos de detritos, e usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para examinar o "brilho" do comprimento de onda milimétrico do monóxido de carbono nos discos de detritos das estrelas.

A equipe realizou o seu estudo ao longo de um total de seis noites entre dezembro de 2013 e dezembro de 2014, observando apenas dez minutos cada noite. Durante a sua realização, esta pesquisa constituiu o mais extenso levantamento interferométrico no comprimento de onda milimétrico no que toca a discos de detritos estelares.

Armados com um conjunto incrivelmente rico de observações, os astrônomos descobriram os discos mais ricos em gás já registados num único estudo. Entre a sua amostra de duas dúzias de discos, os pesquisadores avistaram três que exibiam uma forte emissão do monóxido de carbono. Para sua surpresa, todos os três discos ricos em gás rodeavam estrelas com aproximadamente o dobro da massa do Sol. Nenhuma das 16 mais pequenas estrelas da amostra, estrelas estas parecidas com o Sol, pareciam ter discos com grandes reservatórios de monóxido de carbono. Estas observações sugerem que as estrelas maiores são mais propensas a abrigar discos com grandes reservatórios de gás do que estrelas do tipo solar.

Este achado é contraditório, uma vez que as estrelas mais massivas inundam os seus sistemas planetários com a energética radiação ultravioleta que deveria destruir o monóxido de carbono que persiste nos seus discos de detritos. Esta nova pesquisa revela, no entanto, que as estrelas maiores são, de alguma forma, capazes de ou preservar ou repor o estoque de monóxido de carbono.

"Não temos a certeza se estas estrelas estão retendo reservatórios de gás durante muito mais tempo do que o esperado, ou se há uma espécie de 'último fôlego' de gás de segunda geração sendo produzido por colisões de cometas ou pela evaporação de mantos gelados de grãos de poeira," acrescenta Meredith Hughes, astrônoma da Universidade de Wesleyan.

Segundo Hughes, a existência deste gás pode ter implicações importantes para a formação planetária. O monóxido de carbono é um dos principais constituintes das atmosferas dos planetas gigantes. A sua presença nos discos de detritos pode significar que outros gases, incluindo o hidrogênio, estão presentes, mas talvez em concentrações muito menores. Os astrônomos especulam que, caso alguns discos de detritos sejam capazes de segurar quantidades apreciáveis de gás, talvez possam empurrar para a frente o prazo previsto para a formação de planetas gigantes em torno de estrelas jovens.

"As observações de alta-resolução, no futuro, destes sistemas ricos em gás poderão permitir a determinação da localização do gás dentro do disco, o que poderá lançar luz sobre a origem do gás," comenta Antonio Hales, astrônomo do ALMA em Santiago, Chile e do NRAO (National Radio Astronomy Observatory) em Charlottesville, Virginia, EUA. "Por exemplo, caso o gás seja produzido por colisões entre planetesimais, deverá estar mais fortemente concentrado em regiões do disco onde esses impactos ocorreram. O ALMA é o único instrumento capaz de fazer este tipo de imagens de alta-resolução."

De acordo com Lieman-Sifry, estes discos de poeira são tão diversos quanto os sistemas planetários que acompanham. A descoberta de que os discos de detritos ao redor de algumas estrelas grandes retêm o monóxido de carbono durante mais tempo do que os seus homólogos tipo-Sol, poderá fornecer mais informações sobre a função que este gás desempenha no desenvolvimento de sistemas planetários.

A descoberta foi relatada num artigo publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Encontrado planeta na zona de habitabilidade da estrela mais próxima

Com o auxílio dos telescópios do ESO e outras infraestruturas, astrônomos encontraram evidências claras de um planeta orbitando a estrela mais próxima da Terra, Proxima Centauri.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do planeta que orbita Proxima Centauri)

Este mundo há muito procurado, designado por Proxima b, orbita a sua estrela progenitora, vermelha e fria, a cada 11 dias, e possui uma temperatura que permite a existência de água líquida em sua superfície. Este mundo rochoso é um pouco mais massivo que a Terra e trata-se do exoplaneta mais próximo de nós, podendo também ser o mais próximo a abrigar vida fora do Sistema Solar.

A estrela anã vermelha Proxima Centauri situa-se a pouco mais de 4 anos-luz de distância do Sistema Solar, sendo assim a estrela mais próxima da Terra depois do Sol. Esta estrela fria, localizada na constelação do Centauro, é muito fraca para poder ser vista a olho nu, situando-se perto do par de estrelas muito mais brilhante conhecido como Alfa Centauri AB.

Durante a primeira metade de 2016, Proxima Centauri foi regularmente observada com o espectrógrafo HARPS, montado no telescópio de 3,6 metros do ESO, instalado em La Silla, no Chile, e simultaneamente monitorada por outros telescópios em todo o mundo. Tratou-se da campanha Pálido Ponto Vermelho, durante a qual uma equipe de astrônomos liderada por Guillem Anglada, do Queen Mary University of London, procurou uma oscilação minúscula da estrela, que seria causada pela atração gravitacional de um possível planeta que a orbitasse. O nome Pálido Ponto Vermelho reflete a famosa referência de Carl Sagan à Terra como Pálido Ponto Azul. Como Proxima Centauri é uma estrela anã vermelha, banhará o seu planeta com um brilho vermelho pálido.

Uma vez que este é um tópico que gera muito interesse entre o público, de meados de janeiro a abril de 2016 o progresso da campanha foi compartilhado publicamente no website Pálido Ponto Vermelho e nas redes sociais. Relatórios regulares foram acompanhados por diversos artigos de divulgação escritos por especialistas de todo o mundo.

Guillem Anglada contextualiza esta busca única: “Os primeiros indícios da existência de um possível planeta em torno de Proxima Centauri foram observados em 2013, no entanto a detecção não foi convincente. Desde essa época que temos trabalhado arduamente de modo a obter mais observações a partir do solo com a ajuda do ESO e outras instituições. Preparamos a campanha Pálido Ponto Vermelho por cerca de dois anos.”

Os dados do Pálido Ponto Vermelho, quando combinados com observações anteriores obtidas nos observatórios do ESO e outros, revelaram o sinal claro de um resultado verdadeiramente excitante. Em determinadas épocas, Proxima Centauri se aproxima da Terra com uma velocidade de cerca de 5 km/hora, a velocidade normal de caminhada de um ser humano, e em outras se afasta à mesma velocidade. Este padrão regular de variação nas velocidades radiais repete-se com um período de 11,2 dias. Uma análise cuidadosa dos minúsculos desvios Doppler resultantes mostrou que estes desvios indicam a presença de um planeta com uma massa de pelo menos 1,3 vezes a massa da Terra, orbitando a cerca de 7 milhões de km de Proxima Centauri, apenas 5% da distância Terra-Sol.

As anãs vermelhas como Proxima Centauri são estrelas ativas, podendo por isso apresentar variações que reproduzem a presença de um planeta. Para excluir esta possibilidade, a equipe monitorou também de forma cuidadosa a variação do brilho da estrela durante a campanha, com o auxílio do telescópio ASH2, instalado no Observatório de Explorações Celestes de San Pedro de Atacama, no Chile, e da rede de telescópios do Observatório Las Cumbres. Os dados de velocidade radial obtidos nas épocas em que a estrela sofria erupções foram excluídos da análise final.

Embora o planeta Proxima b orbite muito mais próximo da sua estrela do que Mercúrio o faz do Sol no nosso Sistema Solar, a estrela propriamente dita é muito menos brilhante que o Sol, o que faz com que Proxima b se situe bem dentro da zona de habitabilidade da estrela, tendo uma temperatura superficial estimada que permite a presença de água líquida. Apesar da órbita temperada de Proxima b, as condições em sua superfície podem ser fortemente afetadas pelas erupções de raios ultravioleta e de raios X da estrela, que são muito mais intensas que as sentidas na Terra vindas do Sol. A possibilidade deste tipo de planeta ter água e vida do tipo da Terra é assunto de debate intenso mas essencialmente teórico. As principais preocupações contra a presença de vida estão relacionadas com a proximidade da estrela. Por exemplo, forças gravitacionais manterão muito provavelmente o mesmo lado do planeta em luz perpétua, enquanto o outro lado se manterá em noite perpétua. A atmosfera do planeta pode também estar evaporando lentamente ou pode ter uma química mais complexa que a da Terra devido a radiação ultravioleta e raios X muito fortes, principalmente durante o primeiro bilhão de anos de vida da estrela. No entanto, nenhum destes argumentos é determinante, não se podendo tirar nenhuma conclusão sem evidências observacionais diretas e caracterização da atmosfera do planeta.

Dois artigos científicos adicionais discutem a habitabilidade de Proxima b e seu clima. Estes artigos concluem que no momento a existência de água líquida na superfície deste planeta não pode ser descartada. Sendo assim, a água poderia estar presente apenas nas regiões mais iluminadas pela luz de sua estrela, que podem estar no hemisfério do planeta virado para estrela (no caso de rotação síncrona) ou na faixa tropical (no caso de uma ressonância orbital 3:2). A rotação de Proxima b, a forte radiação emitida pela estrela e a história de formação do planeta tornam seu clima bastante diferente do terrestre, e é improvável que Proxima b experimente estações do ano.

Esta descoberta marca o início de observações extensas subsequentes, tanto obtidas com os instrumentos atuais, como com a nova geração de telescópios gigantes tais como o European Extremely Large Telescope (E-ELT). Proxima b será o alvo principal para se procurar evidências de vida em outros locais do Universo. Alguns dos métodos para estudar a atmosfera de um planeta dependem desse planeta passar em frente da sua estrela e a luz estelar passar através da atmosfera no seu percurso até à Terra. Atualmente não temos evidências de que Proxima b transite em frente ao disco da sua estrela progenitora e as hipóteses disso acontecer parecem pequenas, no entanto estão em progresso mais observações para verificar esta possibilidade. Aliás, o sistema de Alfa Centauri é também o alvo da primeira tentativa da humanidade de viajar para outro sistema estelar, o projeto StarShot.

Guillem Anglada conclui: “Muitos exoplanetas já foram descobertos muitos outros ainda o serão, no entanto a procura do mais próximo potencial planeta análogo à Terra e a sua subsequente descoberta constituíram na realidade uma experiência para toda a vida para toda a equipe. A história e esforços de muitas pessoas convergiram nesta descoberta. Este resultado é por isso também um tributo a todos eles. A procura de vida em Proxima b é o passo seguinte...”

Um artigo científico descrevendo esta descoberta marcante foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Um jovem peso pesado estelar na Via Láctea

Astrônomos identificaram uma estrela jovem, localizada a quase 11.000 anos-luz de distância, que poderá ajudar-nos a entender como é que as estrelas mais extremas do Universo se formam.

© U. Cambridge/A. Smith (ilustração do disco e do fluxo ao redor da estrela massiva)

Esta estrela jovem, já com mais de 30 vezes a massa do nosso Sol, está ainda no processo de recolhimento de material da sua nuvem molecular e poderá ficar ainda mais massiva quando finalmente atingir a idade adulta.

Os ipesquisadores, liderados por uma equipe da Universidade de Cambridge, identificaram uma etapa fundamental no nascimento de estrelas muito massivas e descobriram que estas estrelas se formam de maneira semelhante às estrelas muito menores como o nosso Sol, a partir de um disco rotativo de gás e poeira.

Na nossa Galáxia, as jovens estrelas massivas, aquelas cuja massa é pelo menos oito vezes superior à do Sol, são mais difíceis de estudar do que as estrelas menores. Isto porque vivem pouco tempo e morrem jovens, o que as torna raras entre as 100 bilhões de estrelas na Via Láctea e, em média, estão muito mais longe.

"Uma estrela média como o nosso Sol é formada ao longo de alguns milhões de anos, enquanto que as estrelas massivas são formadas ordens de magnitude mais rapidamente, cerca de 100.000 anos," afirma o Dr. John Ilee do Instituto de Astronomia de Cambridge, o autor principal do estudo.

Estas estrelas massivas também queimam o seu combustível muito mais rapidamente, de modo que têm vidas mais curtas. A protoestrela reside numa nuvem escura infravermelha, uma região muito fria e densa do espaço, ideal para um berçário estelar. No entanto, esta rica região de formação estelar é difícil de observar usando telescópios convencionais, pois as jovens estrelas estão rodeadas por uma nuvem espessa e opaca de gás e poeira. Mas ao usar o SMA (Submillimeter Array) no Havaí e o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) no estado americano do Novo México, ambos os quais utilizam comprimentos de onda relativamente longos para observar o céu, foi possível observar através da nuvem e espiar o berçário estelar propriamente dito.

Ao medir a quantidade de radiação emitida pela poeira fria perto da estrela, e utilizando as impressões digitais únicas de várias moléculas diferentes no gás, os cientistas foram capazes de determinar a presença de um disco "Kepleriano", um que gira mais rapidamente no seu centro do que nas orlas. Este tipo de rotação é também observado no Sistema Solar, onde os planetas interiores giram em torno do Sol mais depressa do que os planetas exteriores. "É emocionante encontrar um disco destes ao redor de uma jovem estrela massiva, porque sugere que as estrelas massivas se formam de maneira semelhante com as estrelas mais leves, como o Sol," realça Ilee.

As fases iniciais deste trabalho fizeram parte de um projeto de pesquisa que envolvia uma exploração inicial das observações e o desenvolvimento de um software para medir a massa da estrela central.

A partir destas observações, a equipe determinou que a massa da protoestrela é superior a 30 vezes a massa do Sol. Além disso, também se descobriu que o disco que rodeia a jovem estrela é relativamente massivo, entre duas a três a massa do nosso Sol. O Dr. Duncan Forgan, também da Universidade de St. Andrews, comenta: "Os nossos cálculos teóricos sugerem que o disco pode, de fato, estar escondendo ainda mais massa sobre camadas de gás e poeira. O disco pode até ser tão massivo para quebrar-se sob a sua própria gravidade, formando uma série de protoestrelas companheiras menos massivas."

O próximo passo dos pesquisadores será o de observar a região com o ALMA (Atacama Large Millimetre Array), localizado no Chile. Este poderoso instrumento permitirá com que quaisquer potenciais companheiras sejam observadas, e com que os cientistas aprendam mais sobre este jovem e intrigante peso pesado na nossa Galáxia.

Os resultados do estudo serão apresentados esta semana na conferência Star Formation 2016 na Universidade de Exeter e serão publicados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Cambridge

Exoplaneta parecido com Vênus poderá ter atmosfera de oxigênio

O distante planeta GJ 1132b intrigou os astrônomos quando foi descoberto no ano passado. Localizado a apenas 39 anos-luz da Terra, poderá ter uma atmosfera apesar de ser cozido a uma temperatura de aproximadamente 230ºC.

© Dana Berry (ilustração do exoplaneta GJ 1132b)

Mas será que a atmosfera é espessa ou fina?

Uma nova pesquisa sugere que o segundo cenário é muito mais provável.

A astrônoma Laura Schaefer, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, e colegas examinaram a questão do que aconteceria a GJ 1132b ao longo do tempo caso começasse com uma atmosfera abafada e rica em água.

Orbitando tão perto da sua estrela, a uma distância de apenas 2,3 milhões de quilômetros, o planeta é inundado com radiação ultravioleta. A luz ultravioleta quebra as moléculas de água em hidrogênio e oxigênio, as quais, em seguida, são perdidas para o espaço. No entanto, dado que o hidrogênio é mais leve, escapa mais facilmente, enquanto o oxigênio persiste atrás.

"Em planetas mais frios, o oxigênio pode ser um sinal de vida extraterrestre e habitabilidade. Mas num planeta quente como GJ 1132b, é um sinal exatamente do oposto, um planeta que está sendo cozido e esterilizado," comenta Schaefer.

Dado que o vapor de água é um gás de efeito estufa, o planeta teria um forte efeito estufa, ampliando o já intenso calor da estrela. Como resultado, a sua superfície pode ficar derretida durante milhões de anos.

Um "oceano de magma" iria interagir com a atmosfera, absorvendo algum desse oxigênio, mas quanto? De acordo com o modelo criado por Schaefer e colegas, apenas cerca de 10%. A maioria dos restantes 90% flui para o espaço. No entanto, algum pode persistir.

"Esta poderá ser a primeira vez que detectamos oxigênio num planeta rochoso além do Sistema Solar," afirma Robin Wordsworth, da Harvard Paulson School of Engineering and Applied Sciences.

Se algum desse oxigênio ainda se apega a GJ 1132b, a próxima geração de telescópios como o GMT (Giant Magellan Telescope) ou o telescópio espacial James Webb poderá ser capaz de o detectar e analisar.

O modelo de oceano-atmosfera de magma pode ajudar os cientistas a resolver o enigma de como Vênus evoluiu ao longo do tempo. Vênus provavelmente começou com quantidades de água semelhantes às da Terra, que teriam sido quebradas pela luz solar. No entanto, mostra poucos sinais de oxigênio persistente. O problema da falta de oxigênio continua a confundindo os astrônomos.

Schaefer prevê que o seu modelo também possa fornecer informações sobre outros exoplanetas parecidos. Por exemplo, o sistema TRAPPIST-1 contém três planetas que podem estar na zona habitável. Uma vez que são mais frios do que GJ 1132b, têm mais hipóteses de reter uma atmosfera.

Este trabalho foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics