Pilares da Destruição

Com o auxílio do instrumento MUSE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, foram feitas novas observações de enormes estruturas em forma de pilares no coração da Nebulosa Carina.

© ESO/A. McLeod (região R44 na Nebulosa Carina)

Esta imagem composta mostra vários pilares no coração da Nebulosa Carina. As estrelas massivas nesta região de formação estelar estão destruindo lentamente os pilares de gás e poeira a partir dos quais se formaram. Na imagem são vistas as regiões R44, R37, R45, R18 e o aglomerado estelar Trumpler 14 na Nebulosa Carina.

Os diferentes pilares analisados por uma equipe internacional de astrônomos parecem ser pilares de destruição, contrastando com o nome dos icônicos Pilares da Criação na Nebulosa da Águia, de natureza semelhante. Os Pilares da Criação são uma imagem icônica obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, e que os transformou nas mais famosas destas estruturas. Também conhecidos por Trombas de Elefante, estes pilares podem ter vários anos-luz de comprimento.

As torres e pilares nas novas imagens da Nebulosa Carina consistem em vastas nuvens de gás e poeira situadas no coração desta região de formação estelar, a cerca de 7.500 anos-luz de distância da Terra. Os pilares na nebulosa foram observados por uma equipe liderada por Anna McLeod, uma estudante de doutoramento no ESO.

O grande poder do MUSE é ser capaz de criar milhares de imagens da nebulosa ao mesmo tempo, cada uma em um diferente comprimento de onda. Isto permite aos astrônomos mapear propriedades químicas e físicas do material em diferentes pontos da nebulosa.

Imagens de estruturas semelhantes, os famosos Pilares da Criação na Nebulosa da Águia e formações em NGC 3603, foram combinadas com as que aqui mostramos. No total, foram observados dez pilares, tendo-se detectado uma ligação clara entre a radiação emitida por estrelas massivas próximas e as estruturas dos pilares propriamente ditos.

Numa reviravolta irônica, uma das primeiras consequências da formação de uma estrela massiva é que este objeto começa a destruir a nuvem a partir da qual se formou. A ideia de que estrelas massivas têm um efeito considerável no meio que as rodeia não é nova: sabe-se que tais estrelas emitem enormes quantidades de radiação ionizante, emissão esta com energia suficiente para arrancar dos átomos seus elétrons em órbita. No entanto, é muito difícil obter evidências observacionais da interação entre estas estrelas e o meio que as envolve.

A equipe analisou o efeito desta radiação energética nos pilares: um processo conhecido por fotoevaporação, que ocorre quando o gás é ionizado e se dispersa. Ao observar os resultados da fotoevaporação, que incluiu a perda de massa dos pilares, foi possível encontrar tal efeito. Existe uma correlação clara entre a quantidade de radiação ionizante emitida pelas estrelas próximas e a dissipação dos pilares.

Este fato pode parecer uma calamidade cósmica, com as estrelas massivas "atacando” os seus progenitores. No entanto, a complexidade dos mecanismos de regeneração entre as estrelas e os pilares não é bem conhecida. Os pilares podem parecer densos, mas as nuvens de poeira e gás que compõem as nebulosas são na realidade muito difusas. É possível que a radiação e os ventos estelares das estrelas massivas ajudem efetivamente a criar caroços mais densos no interior dos pilares, os quais podem posteriormente dar origem a estrelas.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Connecting the dots: a correlation between ionising radiation and cloud mass-loss rate traced by optical integral field spectroscopy“, de A. F. McLeod et al., que foi publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

O mistério por trás do nascimento dos anéis de Saturno

Uma equipe de pesquisadores apresentou um novo modelo para a origem dos anéis de Saturno com base em resultados de simulações de computador.

© Cassini (Saturno)

Os resultados das simulações são também aplicáveis a anéis de outros planetas gigantes e explicam as diferenças composicionais entre os anéis de Saturno e Urano.

Os planetas gigantes do nosso Sistema Solar têm anéis muitos diversos. As observações mostram que os anéis de Saturno são constituídos por mais de 95% de partículas geladas, enquanto os anéis de Urano e Netuno são mais escuros e podem ter um maior conteúdo rochoso. Desde que os anéis de Saturno foram observados pela primeira vez no século XVII, a investigação dos anéis cresceu de telescópios terrestres até naves como as Voyager ou a Cassini. No entanto, a origem dos anéis ainda não era clara e os mecanismos que levaram aos diversos sistemas de anéis eram desconhecidos.

O estudo presente centrou-se no período chamado Último Grande Bombardeamento que se pensa ter ocorrido há 4 bilhões de anos atrás no nosso Sistema Solar, quando os planetas gigantes passaram por uma migração orbital. Pensa-se que existiam vários milhares de objetos com o tamanho de Plutão (um-quinto do tamanho da Terra) oriundos do Cinturão de Kuiper para além de Netuno. Primeiro, os cientistas calcularam a probabilidade de estes objetos passarem perto o suficiente dos planetas gigantes para serem destruídos pelas forças de maré durante o Último Grande Bombardeamento. Os resultados mostraram que Saturno, Urano e Netuno tiveram encontros próximos com estes corpos celestes múltiplas vezes.

Seguidamente, o grupo usou simulações de computador para pesquisar a perturbação destes objetos do Cintuãoa de Kuiper devido a forças de maré quando passaram pela vizinhança dos planetas gigantes. Os resultados das simulações variam dependendo das condições iniciais, como a rotação dos objetos em passagem e da sua aproximação mínima ao planeta. No entanto, descobriram que, em muitos casos, os fragmentos entre 0,1 e 10% da massa inicial dos objetos passageiros foram capturados em órbitas em torno do planeta. Descobriu-se que a massa combinada destes fragmentos capturados é suficiente para explicar a massa dos anéis ao redor de Saturno e Urano. Estes anéis planetários foram formados quando objetos suficientemente grandes passaram muito perto dos gigantes e foram destruídos.

Ospesquisadores também simularam a evolução a longo prazo dos fragmentos capturados, usando supercomputadores do Observatório Astronômico Nacional do Japão. A partir destas simulações, descobriram que os fragmentos capturados com um tamanho inicial de vários quilômetros devem ter sofrido colisões em alta velocidade, repetidamente, e gradualmente ter sido quebrados em pedaços pequenos. Estas colisões entre fragmentos também circularizaram as órbitas e levaram à formação dos anéis observados atualmente.

Este modelo também pode explicar as diferenças de composição entre os anéis de Saturno e de Urano. Em comparação com Saturno, Urano (e também Netuno) tem uma maior densidade (a densidade média de Urano é 1,27 g/cm³ e a de Netuno é 1,64 g/ cm³, enquanto a de Saturno é de 0,69 g/cm³). Isto significa que nos casos de Urano e Netuno, os objetos que passam muito perto da sua vizinhança podem sofrer forças de maré extremamente fortes (Saturno tem uma densidade mais baixa e uma maior relação diâmetro-massa, de modo que se os objetos passam demasiado perto colidem com o próprio planeta). Como resultado, se os objetos do Cinturão de Kuiper tiverem estruturas em camadas, como um núcleo rochoso com um manto gelado, e passarem bastante perto de Urano e Netuno, além do manto gelado, até o núcleo rochoso será destruído e capturado, formando anéis. Isto explica as diferentes composições dos anéis.

Estes resultados ilustram que os anéis dos planetas gigantes são subprodutos naturais do processo de formação planetária do nosso Sistema Solar. Isto implica que os planetas gigantes descobertos em torno de outras estrelas têm, provavelmente, anéis formados por um processo semelhante. Há pouco tempo foi divulgada a descoberta de um sistema de anéis em torno de um exoplaneta, e as descobertas adicionais de anéis e satélites ao redor de exoplanetas irá avançar a nossa compreensão da sua origem.

Os achados foram publicados na edição online da Icarus.

Fonte: Kobe University

O futuro de Alfa Centauri

Um evento muito raro de lente gravitacional, que ocorrerá em 2028, foi previsto por uma equipe de astrônomos franceses liderada por Pierre Kervella do CNRS/Universidad de Chile.

© ESO/P. Kervella (a trajetória prevista para Alfa Centauri A e B)

Este fenômeno proporcionará a oportunidade ideal para se procurar evidências de um planeta em torno de uma estrela próxima.

Utilizando dados, tanto novos como de arquivo, obtidos com os telescópios do ESO, a equipe previu a trajetória do par estelar em movimento rápido conhecido por Alfa Centauri A e B, com erro desprezível. Isto permitiu prever todos os alinhamentos próximos até 2050 entre o par Alfa Centauri e as estrelas que se situam próximo dele no céu, mas que se encontram de fato muito mais longe no espaço.

Devido às enormes distâncias envolvidas, a medição dos verdadeiros movimentos da maioria das estrelas é extremamente difícil e requer medições incrivelmente precisas e observações extensas. A equipe de astrônomos utilizou dados coletados em 2007 pelo New Technology Telescope (NTT) e observações novas feitas pelo instrumento NACO montado no Very Large Telescope (VLT). Estes dados foram complementados com dados do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para obter medições de alta precisão das posições relativas de Alfa Centauri A e B. por causa da proximidade do sistema Alfa Centauri ao plano da Via Láctea, o distante campo estelar encontra-se densamente povoado; este aspecto deu à equipe a excelente oportunidade de encontrar uma estrela de fundo que estivesse quase perfeitamente alinhada com uma das estrelas do par Alfa Centauri.

Embora seja bastante satisfatório prever o futuro com elevado grau de precisão, esta não é a principal recompensa destes resultados; estes fenômenos dão uma oportunidade única para a procura de planetas no sistema Alfa Centauri, ao permitirem a busca de eventos de lentes gravitacionais secundárias. As lentes gravitacionais ocorrem quando um objeto massivo, tal como uma estrela, deforma o espaço à sua volta.

A luz vinda de um objeto distante que passa próximo da estrela no seu trajeto até nós, segue um percurso curvo através desse espaço deformado. A estrela mais próxima atua como uma lente, curvando a luz do objeto distante. Nos casos mais impressionantes, este efeito pode dar origem a um anel de Einstein, um círculo de luz em torno da estrela mais próxima. Uma vez que a quantidade de massa da estrela próxima determina exatamente como é que a luz é defletida, desvios no efeito de lente gravitacional esperado podem ser usados para determinar a presença, e as massas, de planetas.

Um dos alinhamentos previstos por este estudo acontece entre a estrela mais massiva do par Alfa Centauri, chamada Alfa Centauri A, e uma estrela distante de fundo, provavelmente uma gigante vermelha, chamada S5. Em maio de 2028, existe a forte possibilidade da luz da S5 dar origem a um anel de Einstein em torno de Alfa Centauri A, observável através dos telescópios do ESO, o que nos dará a oportunidade única de procurar objetos planetários ou de baixa massa no sistema estelar mais próximo de nós. O evento poderá ser observado pelo instrumento GRAVITY montado no Interferômetro do VLT (VLTI), pelo ALMA e pelo futuro European Extremely Large Telescope (E-ELT), o que dará uma boa oportunidade de determinar a massa de qualquer planeta com um elevado grau de precisão.

Isto é particularmente entusiasmante no seguimento da recente descoberta do planeta Proxima b, o qual orbita a terceira estrela do mesmo sistema estelar, Proxima Centauri.

Este trabalho foi descrito num artigo científico que foi publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

A Nebulosa Cabeça de Fantasma

A imagem abaixo, efetuada pelo telescópio espacial Hubble, mostra a nebulosa NGC 2080, também chamada de "Nebulosa Cabeça de Fantasma".

© Hubble/Mohammad Heydari-Malayeri (NGC 2080)

Esta nebulosa é apenas uma de uma cadeia de regiões de formação de estrelas que estão situadas ao sul da nebulosa 30 Doradus na Grande Nuvem de Magalhães. A nebulosa 30 Doradus é o maior complexo de formação de estrelas não somente na Grande Nuvem de Magalhães mas também em todo o Grupo Local de galáxias.

As cores que aparecem nesta imagem da nebulosa são emitidas por dois elementos, o hidrogênio e o oxigênio. A luz vermelha e azul vem de regiões de gás hidrogênio aquecido por estrelas vizinhas até que ele é completamente ionizado. A luz verde no filamento à esquerda da imagem vem do oxigênio duplamente ionizado. A energia para iluminar o filamento é fornecida por um poderoso vento estelar que é originado de uma estrela massiva que está imediatamente fora da imagem.

A região branca no centro é uma combinação de todas as tres emissões e indica uma região central de estrelas massivas e quentes nesta região de formação de estrelas. A intensa emissão proveniente destas estrelas esculpiu uma cavidade em forma de bacia no gás que as circunda.

Duas regiões brilhantes, os "olhos do fantasma", chamadas de A1 (a esquerda) e A2 (a direita) são 'bolhas" brilhantes, muito quentes, de hidrog~enio e oxigênio. A bolha em A1 é produzida pela radiação intensa e quente e poderoso vento estelar proveniente de uma única estrela massiva. A região A2 tem uma aparência mais complexa devido à presença de mais poeira e ela contém várias estrelas massivas escondidas.

As estrelas massivas em A1 e A2 devem ter se formado nos últimos 10.000 anos uma vez que suas nuvens de gás primordial não foram ainda destruídas pela poderosa radiação das estrelas recentemente nascidas.

Fonte: NASA

Uma Lula Gigante dentro de um Morcego Cósmico

Embora bastante tênues, mas muito grandes para serem observadas nos céus da Terra, tanto a Nebulosa da Lula Gigante (Ou4) quanto a Nebulosa do Morcego Voador (Sh2-129) foram captadas nesta cena na direção da constelação de Cepheus.

© Rolf Geissinger (Ou4 e Sh2-129)

A imagem consiste de uma composição de quase 17 horas de dados em banda estreita. A imagem cobre um largo campo de visão equivalente a 4 graus ou 8 Luas cheias de diâmetro.

Descoberta em 2011 pelo astrofotógrafo francês Nicolas Outters, a forma bipolar sedutora da Nebulosa da Lula Gigante é distinguida aqui pela emissão azul esverdeada reveladora gerada pelos átomos de oxigênio duplamente ionizado.

Embora, apareça completamente envolvida pela emissão avermelhada do hidrogênio da Nebulosa do Morcego Voador, a verdadeira distância e natureza da Nebulosa da Lula tem sido difícil de determinar.

Uma recente investigação sugere que a Ou4 reside dentro da Sh2-129 a cerca de 2.300 anos-luz da Terra. Coerente com esse cenário, a Ou4 representaria um fluxo espetacular criado a 90.000 anos atrás pelo triplo sistema de estrelas quentes e massivas, catalogados como HR8119, observável próximo ao centro da nebulosa. Entretanto, a verdadeira Nebulosa da Lula Gigante ocupa fisicamente uma área com quase 50 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

O fantasma da labareda de Cepheus

Formas fantasmagóricas parecem assombrar esta vastidão estrelada, à deriva durante a noite na constelação real de Cepheus.

© Thomas Lelu (VDB 141)

Claro, as formas são nuvens de poeira cósmica ligeiramente visíveis na luz fracamente refletida das estrelas. Longe de sua própria vizinhança no planeta Terra, elas se escondem na borda do complexo de nuvens moleculares conhecido como Labareda de Cepheus localizado a aproximadamente 1.200 anos-luz de distância. Com mais de 2 anos-luz de diâmetro a nebulosa fantasmagórica e o relativamente isolado glóbulo de Bok, também conhecido como VDB 141 ou Sh2-136, aparece perto do campo estrelado. O núcleo da nuvem escura à direita está colapsando e é provavelmente um sistema estelar binário nos estágios iniciais de formação.

Feliz Dia das Bruxas!

Fonte: NASA

Observado sistema jovem formando estrelas múltiplas

Pela primeira vez, astrônomos observaram um disco poeirento de material em torno de uma estrela jovem se fragmentando num sistema estelar múltiplo.

© ALMA/VLA (imagem do sistema L1448 IRS3B)

Os cientistas há muito que suspeitavam da existência deste processo, provocado pela instabilidade gravitacional, mas novas observações com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e com o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) revelaram o processo em ação.

"Este novo trabalho suporta diretamente a conclusão de que existem dois mecanismos que produzem sistemas estelares múltiplos: a fragmentação de discos circunstelares, como vemos aqui, e fragmentação da maior nuvem de gás e poeira a partir da qual se formam estrelas jovens," afirma John Tobin, da Universidade de Oklahoma e do Observatório de Leiden na Holanda.

As estrelas formam-se em nuvens gigantes de gás e poeira, quando o material nas nuvens colapsa gravitacionalmente em núcleos mais densos que começam a atrair material adicional para dentro. O material em queda forma um disco ao redor de uma estrela jovem. Eventualmente, a estrela jovem reúne massa suficiente para criar temperaturas e pressões, no seu centro, que desencadeiam reações termonucleares.

Os estudos anteriores haviam indicado que os sistemas estelares múltiplos tendem a ter companheiras, ou relativamente perto, até cerca de 500 vezes a distância Terra-Sol, ou significativamente separadas, mais de 1.000 vezes essa distância. Foi verificado que as diferenças de distância resultam de diferentes mecanismos de formação. Os sistemas mais separados são formados quando os fragmentos maiores da nuvem se formam através de turbulência, e observações recentes têm apoiado essa ideia.

Pensava-se que os sistemas mais íntimos resultavam da fragmentação do disco mais pequeno em torno da jovem protoestrela, mas essa conclusão era baseada principalmente na relativa proximidade das estrelas companheiras.

"Agora, vimos esta fragmentação do disco em ação," comenta Tobin.

Tobin, Kaitlin Kratter da Universidade do Arizona, e seus colegas usaram o ALMA e o VLA para estudar um jovem sistema triplo chamado L1448 IRS3B, localizado numa nuvem de gás na direção da constelação de Perseu, a cerca de 750 anos-luz da Terra. A mais central das estrelas jovens está separada das outras duas por 61 e 183 vezes a distância Terra-Sol. Todas as três são cercadas por um disco de material que o ALMA revelou ter uma estrutura espiral, uma característica que indica instabilidade no disco.

© NRAO/Bill Saxton (evolução do sistema estelar triplo)

Ilustração de como o sistema estelar triplo se desenvolve. À esquerda, o disco de material fragmenta-se em protoestrelas separadas.

"Este sistema tem provavelmente menos de 150.000 anos," acrescenta Kratter. "A nossa análise indica que o disco é instável e a mais separada das três protoestrelas pode ter-se formado apenas nos últimos 10.000 a 20.000 anos," realça.

O sistema L1448 IRS3B fornece evidências observacionais diretas de que a fragmentação no disco pode produzir sistemas estelares múltiplos muito cedo no seu desenvolvimento.

"Nós esperamos agora encontrar outros exemplos deste processo e aprender qual a sua contribuição para a população de estrelas múltiplas," conclui Tobin.

Esta descoberta foi divulgada na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

O planeta em órbita de estrela mais próxima pode ser habitável

Um exoplaneta com uma massa parecida com a da Terra foi recentemente detectado em torno de Proxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da vista da superfície do planeta Proxima b)

Este exoplaneta, chamado Proxima b, está numa órbita que lhe permite ter água líquida à superfície, levantando assim a questão da sua habitabilidade. Uma equipe internacional liderada por pesquisadores do Laboratório de Astrofísica de Marselha determinou as dimensões do planeta e as propriedades da sua superfície, o que na verdade favorecem a sua habitabilidade.

A equipe diz que Proxima b pode ser um "planeta oceânico," com um oceano que cobre toda a sua superfície, a água talvez idêntica à dos oceanos subterrâneos detectados no interior de luas geladas de Júpiter e Saturno. Os pesquisadores também mostram que a composição de Proxima b pode ser parecida com a de Mercúrio, com um núcleo de metal que corresponde a dois-terços da massa do planeta. Estes resultados fornecem a base para estudos futuros a fim de determinar a habitabilidade de Proxima b.

Proxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol, tem um sistema planetário que consiste em, pelo menos, um planeta. O novo estudo analisa e complementa observações anteriores. Estas novas medições mostram que o exoplaneta tem uma massa parecida com a da Terra (1,3 massas terrestres) e orbita a sua estrela a uma distância de 0,05 UA (um-décimo da distância Sol-Mercúrio). Ao contrário do que se poderia pensar, esta pequena distância não implica uma alta temperatura à superfície de Proxima b porque a sua estrela hospedeira, Proxima Centauri, é uma anã vermelha com apenas um-décimo da massa e do raio do Sol e um brilho mil vezes mais fraco. Assim sendo, Proxima b está na zona habitável da sua estrela e pode abrigar água líquida à sua superfície.

No entanto, sabe-se muito pouco sobre Proxima b, particularmente o seu raio. Por isso, é impossível saber o aspeto do planeta ou a sua composição. A medição do raio de um exoplaneta é normalmente feita durante um trânsito, quando eclipsa a sua estrela. Mas Proxima b parece não transitar Proxima Centauri.

Existe outro método para estimar o raio de um planeta. Se conhecermos a sua massa, podemos simular o comportamento dos materiais constituintes. Este é o método usado por uma equipe franco-americana do Laboratório de Astrofísica de Marselha e do Departamento de Astronomia da Universidade de Cornell. Com a ajuda de um modelo de estrutura interna, exploraram as diferentes composições que podem estar associadas com Proxima b e deduziram os valores correspondentes para o raio do planeta. Eles restringiram o seu estudo para o caso de planetas potencialmente habitáveis, simulando planetas densos e sólidos, formados com o núcleo metálico e manto rochoso encontrado em planetas terrestres no nosso Sistema Solar. Também permitiram a incorporação de uma grande massa de água na sua composição.

Estes pressupostos permitem uma grande variedade de composições para Proxima b. O raio do planeta pode variar entre 0,94 e 1,40 vezes o raio da Terra (6.371 km). O estudo mostra que Proxima b tem um raio mínimo de 5.990 km, e a única maneira de obter este valor é tendo um planeta muito denso, composto por um núcleo metálico com uma massa igual a 65% do planeta, sendo o resto manto rochoso (formado por silicatos). A fronteira entre estes dois materiais está, então, localizada a uma profundidade de 1.500 km. Com uma tal composição, Proxima b é muito parecido com o planeta Mercúrio, que também tem um núcleo metálico muito sólido. Este primeiro caso não exclui a presença de água à superfície do planeta, pois na Terra o conteúdo de água não ultrapassa os 0,05% da massa do planeta. Em contraste, Proxima b também pode ter um raio de 8.920 km, desde que seja composto por 50%  de rocha rodeada por 50% de água. Neste caso, Proxima b estaria coberto por um único oceano líquido com 200 km de profundidade. Abaixo, a pressão seria tão alta que a água estaria sob a forma de gelo antes de atingir o limite do manto a 3.100 km de profundidade. Nestes casos extremos, uma fina atmosfera de gás podia cobrir o planeta, como na Terra, tornando Proxima b potencialmente habitável.

Estes resultados fornecem informações adicionais importantes para diferentes cenários de composição que foram propostos para Proxima b. Alguns envolvem um planeta completamente seco, enquanto outros permitem a presença de uma quantidade significativa de água na sua composição. O estudo incluiu o fornecimento de uma estimativa do raio do planeta para cada um destes cenários. Do mesmo modo, isto restringiria a quantidade de água disponível em Proxima b, onde a água é propensa à evaporação devido aos raios ultravioleta e raios X da estrela hospedeira, que são muito mais violentos do que os do Sol.

As observações futuras de Proxima Centauri irão aperfeiçoar este estudo. Em particular, a medição das abundâncias estelares de elementos pesados (magnésio, ferro, silício) irá diminuir o número de composições possíveis para Proxima b, permitindo a determinação mais precisa do seu raio.

O estudo será publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Laboratoire d’Astrophysique de Marseille

Preferencialmente, planetas do tamanho da Terra com muita água

Simulações de computador, por astrofísicos da Universidade de Berna, da formação de planetas em órbita na zona habitável de estrelas de baixa massa, como Proxima Centauri, mostram que são mais propensos a ser aproximadamente do tamanho da Terra e a conter grandes quantidades de água.

© STScI/MIT (ilustração de dois exoplanetas passando em frente da sua estrela hospedeira)

Em agosto de 2016, o anúncio da descoberta de um exoplaneta terrestre orbitando na zona habitável de Proxima Centauri estimulou a imaginação dos especialistas e do público em geral. Afinal de contas, esta é a estrela mais próxima do Sol apesar de ser dez vezes menos massiva e 500 vezes menos luminosa. Esta descoberta, juntamente com a de maio de 2016 de um planeta parecido em órbita de uma estrela ainda mais leve (TRAPPIST-1), convenceu os astrônomos de que as anãs vermelhas podem ser as anfitriãs de uma grande população de planetas parecidos com a Terra.

Como é que estes objetos são? Qual a sua constituição?

Yann Alibert e Willy Benz do Swiss NCCR PlanetS e do Center of Space and Habitability (CSH) da Universidade de Berna realizaram as primeiras simulações de computador da população de planetas que se espera orbitarem estrelas dez vezes menos massivas que o Sol.

"Os nossos modelos conseguem reproduzir planetas semelhantes com os observados recentemente em termos de massa e período," explica Yann Alibert. "Curiosamente, descobrimos que os planetas em órbitas íntimas em torno deste tipo de estrelas são de pequeno tamanho. Normalmente, variam entre 0,5 e 1,5 raios terrestres com um pico próximo do raio da Terra. As descobertas futuras vão dizer-nos se estamos corretos!" comenta o pesquisador.

Além disso, os astrofísicos determinaram o teor de água dos planetas em órbita da sua pequena hospedeira na zona habitável. Descobriram que, considerando todos os casos, cerca de 90% dos planetas contêm mais do que 10% de água. Em comparação: a água corresponde a apenas 0,02% da massa total da Terra. Assim, a maioria destes planetas alienígenas são, literalmente, mundos de água! A situação pode até ser ainda mais extrema caso os discos protoplanetários, a partir dos quais estes planetas se formam, perdurem mais tempo do que o previsto nos modelos. Em qualquer caso, estes planetas estariam cobertos por oceanos muito profundos, no fundo dos quais, devido à enorme pressão, a água estaria na forma de gelo.

A água é necessária para a vida como a conhecemos. Será que estes planetas podem ser, de fato, habitáveis?

"Pensa-se que a água líquida é um ingrediente essencial, mas água em abundância também pode ser desfavorável," afirma Willy Benz. Em estudos anteriores, os cientistas de Berna mostraram que um demasiado alto conteúdo de água pode impedir a regulação da temperatura à superfície e desestabilizar o clima. "Mas esse seria um cenário para a Terra, aqui lidamos com planetas consideravelmente mais exóticos que podem ser submetidos a um ambiente de radiação muito mais extremo, e/ou encontrarem-se em rotação síncrona," acrescenta.

Para dar início aos seus cálculos, os cientistas consideraram uma série de algumas centenas a milhares de estrelas de baixa massa e ao redor de cada uma um disco protoplanetário de gás e poeira. Os planetas são formados pela acreção deste material. Alibert e Benz assumiram que, no início, em cada disco encontravam-se 10 embriões planetários com uma massa inicial igual à massa da Lua. Ao fim de alguns dias de processamento de computador, para cada sistema, o modelo calculou como estes embriões localizados aleatoriamente cresceram e migraram. O tipo de planetas que se formaram depende da estrutura e evolução dos discos protoplanetários.

"Habitável ou inabitável, o estudo de planetas em órbita de estrelas de baixa massa trará, provavelmente, novos e excitantes resultados, melhorando o nosso conhecimento da formação, evolução e habitabilidade planetária," resume Willy Benz. Dado que estas estrelas são consideravelmente menos luminosas do que o Sol, os planetas podem estar muito mais próximos da estrela antes da sua temperatura à superfície se tornar demasiado elevada para a existência de água líquida. Se ao considerar que este tipo estelar também representa a esmagadora maioria de estrelas na vizinhança solar e que os planetas íntimos são, atualmente, mais fáceis de detectar e estudar, compreende-se a importância da existência desta população de planetas parecidos com a Terra.

O resultado do estudo que foi aceito para publicação na revista Astronomy and Astrophysics.

Fonte: University of Bern

A distribuição do hidrogênio no céu

Onde estão as nuvens de gás da nossa galáxia Via Láctea e para onde elas estão se dirigindo?

© HI4PI Collaboration/Benjamin Winkel (distribuição do hidrogênio no céu)

Para ajudar a responder essas questões, um novo mapa com maior resolução possível de todo o céu rastreando o gás mais abundante do Universo, o hidrogênio, foi completado e recentemente liberado, junto com os dados fundamentais.

Na imagem acima em destaque, nota-se o mapeamento da emissão de 21 cm do hidrogênio, revelando sua abundância pela intensidade do brilho e sua velocidade associada com cores.

Desta forma, as velocidades radiais de menor valor vindo em nossa direção foram colorizadas artificialmente em azul (as mais velozes estão em violeta) e as baixas velocidades radiais do hidrogênio se afastando estão em tons de verde (as mais velozes estão em amarelo e laranja). O quadro embaixo na extrema direita associa as velocidades com as cores empregadas no mapa.

A faixa esbranquiçada que atravessa o meio da imagem corresponde ao plano da Via Láctea, enquanto que as manchas brilhantes abaixo e à direita são as galáxias vizinhas Nuvens de Magalhães.

O mapa HI4PI coleciona dados fornecidos por mais de um milhão de observações realizadas com o rádiotelescópio Effelsberg de 100 metros na Alemanha, rastreando o hemisfério norte, juntamente com o rádiotelescópio Parkes de 64 metros na Austrália, também conhecido como “O Prato”, cobrindo o hemisfério sul celeste.

Os detalhes esmiuçados no mapa não só informam sobre a formação estelar e a presença do gás interestelar na Via Láctea, como também exibe o quanto da luz este gás local é capaz de absorver quando observamos o Universo fora da nossa galáxia. Entretanto, diversos detalhes revelados pelo mapa ainda não estão totalmente compreendidos.

Fonte: NASA

Detectados halos gigantes brilhantes em torno de quasares distantes

Astrônomos descobriram nuvens de gás brilhante em torno de quasares distantes.

© ESO (halos brilhantes em torno de quasares distantes)

Esta é a primeira vez que todos os quasares num rastreio apresentam estes halos. As propriedades dos halos desta descoberta surpreendente encontram-se também em total desacordo com as atuais teorias aceitas para a formação de galáxias no Universo primordial.

Uma colaboração internacional de astrônomos, liderada por um grupo do Instituto Federal de Tecnologia da Suíça (ETH), em Zurique, usou o poder sem precedentes do instrumento MUSE montado no Very Large Telescope (VLT), instalado no Observatório do Paranal do ESO, para estudar o gás que rodeia galáxias ativas distantes, observadas a menos de dois bilhões de anos após o Big Bang. Estas galáxias ativas, chamadas quasares, contêm buracos negros supermassivos nos seus centros, os quais consomem estrelas, gás e qualquer outro material a taxas extremamente elevadas. Este fenômeno, por sua vez, faz com que os centros destas galáxias emitam enormes quantidades de radiação, tornando os quasares os objetos mais luminosos e ativos do Universo.

O estudo envolveu 19 quasares, selecionados entre os mais brilhantes que podiam ser observados com o MUSE. Estudos anteriores tinham mostrado que cerca de 10% de todos os quasares examinados se encontram rodeados por halos compostos de gás do meio intergaláctico, halos estes que se estendem até cerca de 300.000 anos-luz de distância dos centros dos quasares. No entanto, este novo estudo revelou-se surpreendente, detectando halos enormes em torno de todos os 19 quasares observados, muito mais do que os dois halos que se esperavam estatisticamente. A equipe suspeita que este efeito se deva ao enorme aumento de poder de observação do MUSE comparativamente aos instrumentos do mesmo tipo anteriormente utilizados, no entanto são necessárias mais observações para se determinar se este é efetivamente o caso.

“Ainda é cedo para dizer se este resultado se deve à nossa nova técnica observacional ou se se trata de algo peculiar nos quasares da nossa amostra.  Ainda temos muito que aprender; começamos agora uma nova era de descobertas”, disse a autora principal do trabalho Elena Borisova, do ETH.

O objetivo inicial do estudo era analisar as componentes gasosas do Universo em larga escala: a estrutura por vezes referida como rede cósmica, da qual os quasares são nodos brilhantes. A rede cósmica é a estrutura do Universo em maior escala. É composta por estreitos filamentos de material primordial (essencialmente hidrogênio e hélio gasosos) e matéria escura, que ligam as galáxias e enchem os espaços entre elas. O material desta rede pode levar estes filamentos às galáxias e dar assim origem ao seu crescimento e evolução. As componentes gasosas desta rede são normalmente extremamente difíceis de detectar, por isso os halos iluminados de gás que rodeiam os quasares fornecem-nos uma oportunidade quase única para estudar o gás no coração desta estrutura cósmica de larga escala.

Os 19 halos recentemente detectados revelaram também outra surpresa: são constituídos por gás intergaláctico relativamente frio, com cerca de 10 mil graus Celsius. Os atuais modelos aceitos para a estrutura e formação de galáxias sugerem que o gás tão próximo das galáxias deve apresentar temperaturas superiores a um milhão de graus.

Esta é a primeira vez que o MUSE com as suas capacidades observacionais únicas foi utilizado para este tipo de rastreio. A descoberta mostra o potencial do instrumento na observação deste tipo de objetos. O MUSE é um espectrógrafo de campo integral que combina capacidades espectroscópicas com capacidades de imagem. Pode observar grandes objetos astronômicos de uma vez só e em cada pixel mede a intensidade da radiação em função da cor, ou comprimento de onda.

Esta pesquisa combinada com uma nova geração de modelos teóricos e numéricos continuará proporcionando novas descobertas para a formação da estrutura cósmica e a evolução de galáxias.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Ubiquitous giant Lyα nebulae around the brightest quasars at z~3,5 revealed with MUSE”, que será publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Descobertos objetos cósmicos misteriosos que explodem em raios X

Astrônomos descobriram um par de objetos cósmicos extraordinários que explodem dramaticamente em raios X.

 

© NASA/Chandra (animação da erupção da fonte de raios X na galáxia NGC 5128)

Esta descoberta, obtida com o observatório de raios X Chandra da NASA e com o observatório XMM-Newton da ESA, pode representar uma nova classe de eventos explosivos encontrados no espaço.

As misteriosas fontes de raios X tornam-se cerca de cem vezes mais brilhantes em menos de um minuto, antes de regressar aos níveis de raios X originais após mais ou menos uma hora. No seu pico, estes objetos qualificam-se como ULXs (Ultraluminous X-ray Sources) que emitem centenas até milhares de vezes mais raios X do que os típicos sistemas binários onde uma estrela orbita um buraco negro ou uma estrela de nêutrons.

"Nunca vimos nada como isto," afirma Jimmy Irwin da Universidade do Alabama, EUA. "Os astrônomos têm visto muitos objetos diferentes que explodem de brilho, mas estes podem ser exemplos de um fenômeno inteiramente novo."

Sabemos que os magnetares, estrelas de nêutrons jovens com campos magnéticos poderosos, produzem explosões brilhantes e rápidas de raios X, mas estes objetos recém-descobertos são diferentes em alguns aspetos fundamentais.

Em primeiro lugar, os magnetares demoram alguns segundos para diminuir de brilho após uma explosão. Em segundo lugar, estes novos objetos encontram-se em populações de estrelas velhas situadas em galáxias elípticas, galáxias esféricas ou em forma de ovo compostas principalmente por estrelas mais velhas.

Isto torna improvável que estes recém-descobertos objetos brilhantes sejam jovens, astronomicamente falando, como se pensa que os magnetares sejam. Além disso, estes objetos são mais brilhantes em raios X durante os seus períodos "calmos".

"Estas erupções são extraordinárias," comenta Peter Maksym, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. "Por um breve período, uma das fontes tornou-se das mais brilhantes ULXs alguma vez observadas numa galáxia elíptica."

Quando não estão explodindo de brilho, estas fontes parecem ser sistemas binários normais onde um buraco negro ou uma estrela de nêutrons puxa material de uma companheira estelar parecida com o Sol. Isto indica que os aumentos de brilho não perturbam significativamente o sistema binário.

Embora a natureza destas explosões seja desconhecida, a equipe começou a procurar respostas. Uma ideia é que as explosões representam episódios em que a matéria que está sendo puxada da estrela companheira cai rapidamente para um buraco negro ou estrela de nêutrons. Isto pode acontecer quando a companheira faz a sua maior aproximação ao objeto compacto na sua órbita elíptica. Outra explicação pode envolver matéria que cai para um buraco negro de massa intermediária, com uma massa de aproximadamente 800 vezes a do Sol para uma fonte e 80 vezes a massa do Sol para a outra.

O Chandra observou uma das fontes, localizada perto e presumivelmente associada com a galáxia NGC 4636 a uma distância de 47 milhões de anos-luz, aumentando de brilho uma vez. Observou-se outra fonte explodindo de brilho cinco vezes, localizada perto da galáxia NGC 5128 a uma distância de 14 milhões de anos-luz. Quatro destas explosões foram observadas com o Chandra e uma com o XMM-Newton.

A equipe analisou variações de raios X de vários milhares de fontes nas observações de 70 galáxias próximas com o Chandra. Apesar de terem sido encontrados vários exemplos de fontes "explosivas", nenhuma exibia o comportamento das explosões rápidas e gigantescas aqui relatadas.

O estudo foi publicado na última edição da revista Nature.

Fonte: Marshall Space Flight Center

Urano pode ter duas pequenas luas desconhecidas

A sonda Voyager 2 da NASA passou por Urano há 30 anos atrás, mas os pesquisadores ainda estão fazendo descobertas a partir dos dados que recolheu naquele momento.

© NASA/U. Arizona/Erich Karkoschka (anéis e algumas luas de Urano)

A imagem acima mostra Urano, visto aqui em cores falsas obtida pelo Hubble em agosto de 2003. O brilho dos tênues anéis do planeta e das luas escuras foi melhorado para dar mais visibilidade.

Um novo estudo liderado por cientistas da Universidade do Idaho, EUA, sugere a existência de duas pequenas luas anteriormente desconhecidas que orbitam perto de dois dos anéis do planeta.

Rob Chancia, doutorando da Universidade do Idaho, avistou padrões elucidativos nos anéis enquanto examinava imagens antigas dos anéis gelados de Urano captadas pela Voyager 2 em 1986. Ele notou que a quantidade de material na orla do anel alfa, um dos mais brilhantes anéis de Urano, variava periodicamente. Um padrão parecido, mas ainda mais promissor, ocorria na mesma parte do vizinho anel beta.

"Quando olhamos para este padrão em locais diferentes ao redor do anel, o comprimento de onda é diferente, isso aponta para algo mudando à medida que dá a volta ao anel. Há algo quebrando a simetria," comenta Matt Hedman, professor assistente de física da Universidade do Idaho, que trabalhou com Chancia para investigar o achado.

Chancia e Hedman são bem versados na física dos anéis planetários: ambos estudam os anéis de Saturno usando dados da sonda Cassini da NASA, atualmente em órbita do "Senhor dos Anéis". Os dados da Cassini produziram novas ideias sobre o comportamento dos anéis e uma bolsa da NASA permitiu com que Chancia e Hedman examinassem, sob nova luz, os dados de Urano recolhidos pela Voyager 2. Especificamente, analisaram ocultações de rádio, feitas quando a Voyager 2 enviou ondas rádio através dos anéis para serem detectados aqui na Terra, e ocultações estelares, feitas quando a nave mediu a luz de estrelas de fundo brilhando através dos anéis, o que ajuda a revelar quanto material eles contêm.

Eles descobriram que o padrão nos anéis de Urano era parecido com estruturas relacionadas com luas nos anéis de Saturno.

Os pesquisadores estimam que as pequenas luas teorizadas nos anéis de Urano têm entre 4 e 14 quilômetros em diâmetro, tão pequenas quanto algumas das luas identificadas em Saturno, mas mais pequenas do que as luas conhecidas de Urano. As luas uranianas são especialmente difíceis de avistar porque as suas superfícies estão cobertas de material escuro.

"Nós ainda não vimos as luas, mas a ideia é que o tamanho das luas, necessário para produzir estas características, é muito pequeno, de modo que podem ter sido facilmente negligenciadas," acrescenta Hedman. "As imagens da Voyager não eram sensíveis o suficiente para ver facilmente estas luas."

Hedman disse que os seus achados podem ajudar a explicar algumas características nos anéis de Urano, que são estranhamente estreitos em comparação com os de Saturno. As pequenas luas, se existirem, podem estar agindo como satélites "pastores", ajudando a manter a forma dos anéis. Duas das 27 luas conhecidas de Urano, Ofélia e Cordélia, atuam como pastores do anel épsilon de Urano.

O problema de manter os anéis estreitos existe desde a descoberta do sistema de anéis de Urano em 1977.

A confirmação ou refutação da existência das pequenas luas com o auxílio de telescópios ou imagens obtidas por sondas será deixada para outros pesquisadores, que vão continuar examinando padrões e estruturas nos anéis de Urano, ajudando a descobrir mais dos muitos segredos do planeta.

"É emocionante ver a histórica exploração de Urano pela Voyager 2 ainda contribuindo com novos conhecimentos sobre os planetas," comenta Ed Stone, cientista do projeto Voyager, com base no Caltech, Pasadena, Califórnia.

A Voyager 2 e a sua gêmea, Voyager 1, foram lançadas em 1977 com 16 dias de diferença. Ambas as naves passaram por Júpiter e Saturno, e a Voyager 2 também passou por Urano e Netuno. A Voyager 2 é a sonda espacial operada continuamente há mais tempo. Espera-se que entre no espaço interestelar daqui a alguns anos, juntando-se à Voyager 1, que o cruzou em 2012. Embora muito além dos planetas, a missão continua enviando observações sem precedentes do ambiente espacial no Sistema Solar, fornecendo informações cruciais sobre o ambiente que rodeia a sonda à medida que exploramos cada vez mais longe de casa.

Os seus resultados serão publicados na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

O aglomerado de galáxias Antlia

Galáxias pontuam os céus nesta impressionantemente imagem larga e profunda do aglomerado de galáxias de Antlia.

© Rolf Olsen (Abell S0636)

Antlia, catalogado como Abell S0636, é o terceiro aglomerado de galáxias mais próximo da Terra, respectivamente atrás dos aglomerados de Virgem (Virgo) e da Fornalha (Fornax).

O aglomerado de galáxias de Antlia pussui um diâmetro de cerca de 2 milhões de anos-luz e dista cerca de 130 milhões de anos-luz da Terra e reside na direção da constelação de Antlia.

Antlia é conhecido pela sua forma muito compacta e sua grande fração de galáxias elípticas em relação as galáxias espirais.

Antlia tem dois grupos proeminentes de galáxias (um embaixo no centro e o outro na esquerda superior da imagem) entre as seus mais de 200 membros, mas não apresenta uma galáxia central dominante.

A faixa vertical avermelhada no primeiro plano à esquerda da imagem está associado à nebulosa remanescente de supernova em Antlia dentro da nossa Via Láctea, não fazendo parte do aglomerado de Antlia.

A imagem composta em destaque foi captada na Nova Zelândia, sendo um árduo resultado de mais de 150 horas de exposições tomadas ao longo de 6 meses.

Fonte: NASA

A nebulosa da Tulipa na constelação do Cisne

Esta imagem telescópica retrata uma brilhante nebulosa de emissão que se destaca ao longo do plano da galáxia Via Láctea na direção da rica constelação do Cisne.

© Martin Pugh (nebulosa da Tulipa)

Popularmente conhecida como a nebulosa da Tulipa, essa luminosa nuvem de gás interestelar e poeira cósmica consta do catálogo de 1959 produzido pelo astrônomo Stewart Sharpless com a designação de Sh2-101.

A complexa nebulosa da Tulipa, que desabrocha no centro dessa imagem composta, dista cerca de 8.000 anos luz da Terra e tem um diâmetro estimado em 70 anos-luz.

Notam-se tons em vermelho, verde e azul que mapeiam a emissão originada, respectivamente, pelos átomos ionizados de enxofre, hidrogênio e oxigênio.

A radiação ultravioleta emanada pelas jovens, massivas e energéticas estrelas na borda da associação OB3 de Cygnus, incluindo a estrela da classe O HDE 227018, ioniza os átomos e é responsável pela emissão luminosa da nebulosa da Tulipa. A estrela HDE 227018 é o ponto brilhante bem próximo do arco em azul próximo ao centro da tulipa cósmica.

Fonte: NASA