Os planetas exteriores mais comuns são da massa de Netuno

Um novo estudo estatístico de planetas encontrados através de microlente gravitacional sugere que os mundos com a massa de Netuno são provavelmente o tipo mais comum de planeta para se formar nos reinos exteriores dos sistemas planetários.

© NASA/Francis Reddy (ilustração de um exoplaneta com a massa de Netuno)

O estudo fornece a primeira indicação dos tipos de planetas à espera de ser encontrados longe de uma estrela hospedeira, onde os cientistas suspeitam que os planetas se formam de modo mais eficiente.

"Encontramos o aparente ponto ideal nos tamanhos de planetas frios. Ao contrário de algumas previsões teóricas, inferimos a partir das nossas detecções atuais que os mais numerosos têm massas parecidas com a de Netuno, e que não parece haver o aumento esperado no número a massas mais baixas," afirma Daisuke Suzuki, pesquisador de pós-doutorado do Goddard Space Flight Center e da Universidade de Maryland. "Nós concluímos que os planetas com a massa de Netuno nestas órbitas externas são cerca de dez vezes mais comuns do que os planetas com a massa de Júpiter em órbitas semelhantes à de Júpiter."

As microlentes gravitacionais tiram proveito dos efeitos de flexão da luz de objetos massivos previstos pela teoria geral da relatividade de Einstein. Ocorrem quando uma estrela de primeiro plano, a lente, alinha aleatoriamente com uma distante estrela de fundo, a fonte, a partir do ponto de vista da Terra. À medida que a estrela "lente" percorre a sua órbita em torno da Galáxia, o alinhamento muda ao longo de dias até semanas, alterando o brilho aparente da fonte. O padrão preciso dessas mudanças fornece pistas sobre a natureza da estrela da lente, incluindo quaisquer planetas que possa abrigar.

"Nós determinamos principalmente a massa do planeta em relação à estrela progenitora e sua separação," realça o astrofísico David Bennett, astrofísico do Goddard Space Flight Center. "Para cerca de 40% dos planetas de microlentes, podemos determinar a massa da estrela hospedeira e, portanto, a massa do planeta."

Foram descobertos mais de 50 exoplanetas usando microlentes, em comparação com os milhares detectados por outras técnicas, como a detecção do movimento ou diminuição do brilho de uma estrela provocada pela presença de planetas. Dado que os alinhamentos necessários entre as estrelas são raros e ocorrem aleatoriamente, os astrônomos precisam de monitorar milhões de estrelas em busca das mudanças de brilho que assinalam um evento de microlente.

No entanto, as microlentes possuem um grande potencial. Podem detectar planetas centenas de vezes mais distantes do que a maioria dos outros métodos, permitindo a investigação de uma ampla faixa da Via Láctea. A técnica pode localizar exoplanetas com massas menores e a maiores distâncias das suas estrelas hospedeiras e é sensível o suficiente para encontrar planetas flutuando sozinhos pela Via Láctea, sem ligação a estrelas.

As missões Kepler e K2 da NASA têm sido extraordinariamente bem-sucedidas a encontrar planetas que diminuem o brilho das suas estrelas, tendo até à data confirmado mais de 2.500 descobertas. Essa técnica é sensível a planetas mais íntimos, mas não a mais distantes. Os levantamentos de microlentes são complementares, são mais eficientes nas partes exteriores dos sistemas planetários com uma menor sensibilidade a planetas mais próximos das suas estrelas.

"A combinação das microlentes com outras técnicas fornece-nos uma visão geral mais clara do conteúdo planetário da nossa Galáxia," afirma o membro da equipe Takahiro Sumi da Universidade de Osaka, no Japão.

De 2007 a 2012, o grupo MOA (Microlensing Observations in Astrophysics), uma colaboração entre pesquisadores do Japão e da Nova Zelândia, emitiu 3.300 alertas informando a comunidade astronômica sobre eventos de microlentes em curso. A equipe de Suzuki identificou 1.474 eventos de microlentes bem observados, 22 deles mostrando sinais planetários claros. Isto inclui quatro planetas nunca antes divulgados.

Para estudar estes eventos em maior detalhe, a equipe inclui dados do outro grande projeto de microlentes que operava durante o mesmo período, o OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), bem como observações adicionais de outros projetos.

A partir desta informação, os cientistas determinaram a frequência de planetas em comparação com a taxa da massa do planeta/massa da estrela, juntamente com as distâncias que os separam. Para uma típica estrela que abriga um planeta, com 60% da massa do Sol, o típico planeta de microlente é um mundo que tem entre 10 e 40 vezes a massa da Terra. Para comparação, Netuno no nosso próprio Sistema Solar, tem o equivalente a 17 Terras.

Os resultados implicam que os mundos frios com a massa de Netuno são provavelmente os tipos mais comuns de planetas além da chamada "linha de neve", o ponto onde a água permanece congelada durante a formação planetária. No Sistema Solar, pensa-se que a linha de neve estivesse localizada a cerca de 2,7 vezes a distância média entre a Terra e o Sol, colocando-a, hoje em dia, no meio d cinturão de asteroides.

"Para além da linha de neve, os materiais que seriam gasosos mais perto da estrela condensam-se em corpos sólidos, aumentando a quantidade de material disponível para iniciar o processo de construção planetária," acrescenta Suzuki. "É aqui que pensamos que a formação planetária seja mais eficiente e é também a região onde a técnica de microlentes é mais sensível."

O WFIRST (Wide Field Infrared Survey Telescope) da NASA, com lançamento previsto para meados da década de 2020, finalizará uma extensa pesquisa de microlentes. Espera-se que forneça determinações da massa e da distância para milhares de exoplanetas, completando o trabalho iniciado pelo Kepler e fornecendo o primeiro censo galáctico das propriedades planetárias.

O artigo que divulga estas descobertas foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Onde está o gelo de Ceres?

À primeira vista, Ceres, o maior corpo no cinturão de asteroides, pode não parecer gelado.

© NASA/JPL-Caltech (Ceres)

As imagens obtidas pela sonda Dawn da NASA, que está atualmente voando numa órbita elíptica a mais de 7.200 km de Ceres, revelaram um mundo escuro e altamente craterado cuja área mais brilhante é composta por sais altamente refletivos, e não gelo. Mas estudos recentemente publicados por cientistas da Dawn mostram duas linhas distintas de evidência para gelo à superfície ou perto da superfície do planeta anão. Os pesquisadores apresentaram os seus achados na reunião da União Geofísica Americana de 2016 em San Francisco.

"Estes estudos suportam a ideia que o gelo se separou da rocha no início da história de Ceres, formando uma camada crustal rica em gelo, e que o gelo permaneceu perto da superfície durante o resto da história do Sistema Solar," comenta Carol Raymond, pesquisadora principal adjunta da missão Dawn, no Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA em Pasadena, no estado norte-americano da Califórnia.

A água gelada em outros corpos planetários é importante porque é um ingrediente essencial para a vida como a conhecemos. "Ao encontrarmos corpos ricos em água no passado distante, podemos descobrir pistas sobre onda a vida pode ter existido no início do Sistema Solar," realça Raymond.

A superfície de Ceres é rica em hidrogênio, com uma maior concentração em latitudes médias e altas, consistente com grandes extensões de água gelada.

"Em Ceres, o gelo não está apenas localizado em algumas crateras. Está em toda a parte e está mais próximo da superfície a latitudes mais altas," afirma Thomas Prettyman, pesquisador principal do instrumento GRaND (Gamma Ray and Neutron Detector) da Dawn, que pertence ao Instituto de Ciências Planetárias em Tucson, Arizona, EUA.

Os pesquisadores usaram o instrumento GRaND para determinar as concentrações de hidrogênio, ferro e potássio até um metro de profundidade em Ceres. O GRaND mede o número e energia de raios gama e nêutrons emanados de Ceres. Os nêutrons são produzidos à medida que os raios cósmicos galácticos interagem com a superfície de Ceres. Alguns são absorvidos pela superfície enquanto outros conseguem escapar. Dado que o hidrogênio diminui a velocidade dos nêutrons, está associado com a fuga de um menor número de nêutrons. Em Ceres, o hidrogênio está provavelmente na forma de água gelada.

Em vez de uma camada sólida de gelo, é provável que exista uma mistura porosa de materiais rochosos na qual o gelo preenche os poros, descobriram os cientistas. Os dados do GRaND mostram que o gelo corresponde a cerca de 10% da massa da mistura.

"Estes resultados confirmam previsões feitas há quase três décadas de que o gelo pode sobreviver durante bilhões de anos logo abaixo da superfície de Ceres," realça Prettyman. "A evidência reforça o caso para a presença de água gelada perto da superfície em outros asteroides do cinturão principal."

As concentrações de ferro, hidrogênio, potássio e carbono fornecem evidências adicionais de que a camada superior de material que cobre Ceres foi alterada por água líquida no interior de Ceres. Os cientistas teorizam que o decaimento de elementos radioativos no interior de Ceres produziu calor que dirigiu este processo de alteração, separando Ceres num interior rochoso e numa camada gelada exterior. A separação do gelo e da rocha levaria a diferenças na composição química da superfície e do interior de Ceres.

Dado que a classe de meteoritos a que chamamos condritos carbonáceos também foram alterados por água, os cientistas estão interessados em compará-los com Ceres. Estes meteoritos provavelmente vêm de corpos menores que Ceres, que tiveram fluxos líquidos limitados, de modo que podem fornecer pistas sobre a história do interior de Ceres. O estudo publicado na revista Science mostra que Ceres tem mais hidrogênio e menos ferro do que estes meteoritos, talvez porque as partículas mais densas afundaram-se enquanto os materiais ricos em salmoura subiram até à superfície. Alternativamente, Ceres ou os seus componentes podem ter-se formado numa região diferente do Sistema Solar do que os meteoritos.

Um segundo estudo, liderado por Thomas Platz do Instituto Max Planck para Pesquisa do Sistema Solar, em Göttingen, Alemanha, e publicado na revista Nature Astronomy, focou-se em crateras permanentemente à sombra no hemisfério norte de Ceres. Os cientistas examinaram cuidadosamente centenas destas crateras frias e escuras, algumas com menos de –160 ºC, tão frias que muito pouco do gelo se transforma em vapor ao longo de bilhões de anos. Foram encontrados depósitos de material brilhante em 10 destas crateras. Numa cratera parcialmente iluminada, o espectrômetro de mapeamento infravermelho da Dawn confirmou a presença de gelo.

Isto sugere que a água gelada pode ser armazenada em crateras escuras e frias em Ceres. O gelo nestas armadilhas frias já tinha sido avistado em Mercúrio e, em alguns casos, na Lua. Todos estes corpos têm inclinações muito pequenas em relação aos seus eixos de rotação, de modo que os seus polos são extremamente frios e salpicados com crateras permanentemente à sombra. Os cientistas acreditam que corpos impactantes podem ter entregado gelo a Mercúrio e à Lua. As origens do gelo nas armadilhas frias de Ceres são, no entanto, mais misteriosas.

"Estamos interessados em saber como este gelo aí chegou e como conseguiu durar tanto tempo," acrescenta Norbert Schorghofer da Universidade do Havaí. "Pode ter vindo da crosta rica em gelo de Ceres, ou pode ter sido entregue a partir do espaço."

Independentemente da sua origem, as moléculas de água em Ceres têm a capacidade de pular de regiões mais quentes para os polos. Uma pesquisa anterior sugeriu uma tênue atmosfera de água, incluindo observações do vapor de água de Ceres realizadas pelo Observatório Espacial Herschel em 2012-13. As moléculas de água que deixam a superfície caem de volta para Ceres e podem aterrar nas armadilhas frias. Com cada salto existe uma hipótese de que a molécula seja perdida para o espaço, mas uma parte delas acaba nas armadilhas frias, onde se acumulam.

A área mais brilhante de Ceres, no interior da cratera Occator do hemisfério norte, não brilha por causa do gelo, mas sim por causa de sais altamente refletivos. A brilhante região central de Occator, que inclui uma abóbada com fraturas, recebeu recentemente o nome de Cerealia Facula. O conjunto de manchas menos refletivas chama-se Vinalia Faculae.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Um olhar mais atento sobre uma galáxia espiral barrada

Em 1900, o astrônomo Joseph Lunt fez uma descoberta: ao ver através de um telescópio no observatório da Cidade do Cabo na África do Sul, o cientista britânico-sul-africano notou esta bela vista na constelação sul de Grus de uma galáxia espiral barrada, agora chamada IC 5201.

© Hubble (IC 5201)

Mais de um século depois, a galáxia ainda é de interesse para os astrônomos. O telescópio espacial Hubble usou sua Advanced Camera for Surveys (ACS) para produzir esta imagem bonita e intrincada da galáxia. A ACS do Hubble possui resolução para captar estrelas individuais dentro de outras galáxias, tornando-se uma ferramenta inestimável para explorar como várias populações de estrelas surgiram, evoluíram e morreram em todo o cosmos.

A IC 5201 está localizada a mais de 40 milhões de anos-luz de distância da Terra. Como dois terços de todas as galáxias espirais que vemos no Universo, incluindo a Via Láctea, a galáxia IC 5201 também possui uma barra de estrelas cortando seu centro.

Fonte: NASA

Anéis em torno de estrela sugerem formação de planetas

Os astrônomos sabem agora que a nossa Galáxia está repleta de planetas, desde mundos rochosos do tamanho da Terra até gigantes gasosos maiores que Júpiter. Quase todos estes exoplanetas foram descobertos em órbita de estrelas maduras com um sistema planetário completamente evoluído.

© ALMA/A. Isella/B. Saxton (composição do disco protoplanetário ao redor de estrela jovem)

Novas observações com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) contêm evidências convincentes de que dois planetas recém-nascidos, cada um do tamanho de Saturno, estão em órbita de uma jovem estrela de nome HD 163296. Estes planetas, que ainda não estão completamente formados, revelaram-se pela dupla impressão que deixam nas porções de gás e poeira do disco protoplanetário da estrela.

As observações anteriores de outros sistemas estelares jovens ajudaram a reformular a nossa compreensão da formação de planetas. Por exemplo, as imagens ALMA de HL Tauri e TW Hydrae revelaram lacunas impressionantes e estruturas anulares proeminentes nos discos empoeirados das estrelas. Estas características podem ser os primeiros sinais tentadores do nascimento de planetas. Surpreendentemente, estes sinais aparecem ao redor de estrelas muito mais jovens do que era achado ser possível, sugerindo que a formação planetária pode ter início logo após a formação de um disco protoplanetário.

"O ALMA mostrou-nos imagens surpreendentes e nunca antes vistas de anéis e lacunas em torno de estrelas jovens que podem ser as características da formação de planetas. No entanto, como estávamos apenas olhando para a poeira nos discos com detalhe suficiente, não tínhamos a certeza do que criava essas características," comenta Andrea Isella, astrônoma da Universidade Rice em Houston, no estado norte-americano do Texas.

Ao estudar a estrela HD 163296 através do ALMA, foi traçado pela primeira vez a distribuição tanto dos componentes de poeira como do gás monóxido de carbono (CO) no disco com aproximadamente o mesmo nível de detalhe.

Estas observações revelaram três lacunas distintas no disco protoplanetário da HD 163296. A primeira divisão está localizada aproximadamente a 60 UA (Unidades Astronômicas - 1 UA é a distância média entre a Terra e o Sol) da estrela central, mais ou menos equivalente à distância entre o Sol e Netuno. As outras duas lacunas estão a 100 UA e a 160 UA da estrela central, equivalente a uma distância bem superior ao Cinturão de Kuiper do nosso Sistema Solar, a região de corpos gelados além da órbita de Netuno.

Usando a capacidade do ALMA em detectar o tênue "brilho" de comprimento de onda milimétrico emitido por moléculas de gás, Isella e a sua equipe descobriram que existe também um mergulho apreciável na quantidade de CO nas duas divisões exteriores da poeira.

Através da observação das mesmas características tanto nos componentes gasosos como nos componentes poeirentos do disco, os astrônomos pensam que encontraram evidências convincentes para a existência de dois planetas coalescendo incrivelmente longe da estrela central.

Na lacuna mais próxima da estrela foi encontrado pouca ou nenhuma diferença na concentração do gás monóxido de carbono em comparação com o disco empoeirado circundante. Isto significa que a lacuna mais interior poderá ter sido produzida por algo que não seja um planeta emergente.

"A poeira e o gás comportam-se de forma muito diferente em torno de estrelas jovens," acrescenta Isella. "Sabemos, por exemplo, que existem certos processos químicos e físicos que podem produzir estruturas anulares na poeira como as vistas anteriormente. Nós certamente pensamos que estas estruturas podem ser o resultado de um planeta nascente através da poeira, mas simplesmente não podemos excluir outras possíveis explicações. As nossas novas observações fornecem evidências intrigantes de que planetas estão realmente se formando em torno desta estrela jovem."

A HD 163296 tem cerca de 5 milhões de anos e mais ou menos o dobro da massa do Sol. Está localizada a aproximadamente 400 anos-luz da Terra na direção da constelação de Sagitário.

Um artigo sobre as observações foi publicado na revista Physical Review Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Galáxia distante tem aumento excepcional na geração de estrelas

Os astrônomos usaram o observatório de raios X Chandra da NASA e outros telescópios para mostrar que uma galáxia recentemente descoberta está passando por um extraordinário incremento na construção estelar.

© Hubble/Chandra/ALMA (simulação e composição da galáxia SPT 0346-52)

A galáxia está a 12,7 bilhões de anos-luz da Terra, visto em um estágio crítico na evolução das galáxias cerca de um bilhão de anos após o Big Bang.

Depois que os astrônomos descobriram a galáxia, conhecida como SPT 0346-52, com o telescópio South Pole Telescope (SPT), eles o observaram com vários telescópios espaciais e terrestres. Dados do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revelaram anteriormente uma emissão de infravermelha extremamente brilhante, sugerindo que a galáxia está passando por uma explosão tremenda no nascimento de estrelas.

No entanto, uma explicação alternativa permaneceu: Foi em grande parte a emissão infravermelha causada por um buraco negro supermassivo em rápido crescimento no centro da galáxia?

O gás caindo em direção ao buraco negro se tornaria muito mais quente e mais brilhante, fazendo com que a poeira e o gás circundante brilhasse na luz infravermelha. Para explorar essa possibilidade, os pesquisadores utilizaram o observatório de raios X Chandra e o radiotelescópio Australia Telescope Compact Array da CSIRO.

Nenhum raio X ou ondas de rádio foram detectados, assim os astrônomos foram capazes de descartar um buraco negro sendo responsável pela maior parte da luz infravermelha brilhante.

"Agora sabemos que esta galáxia não tem um buraco negro, mas sim está brilhando com a luz das estrelas recém-nascidas", disse Jingzhe Ma, da Universidade da Flórida, que liderou o novo estudo. "Isso nos dá informações sobre como as galáxias e as estrelas dentro delas evoluem durante os instantes iniciais no Universo".

As estrelas estão se formando a uma taxa de cerca de 4.500 vezes a massa do Sol a cada ano na SPT0346-52, uma das taxas mais altas vistas em uma galáxia. Isto está em contraste com uma galáxia como a Via Láctea que só forma cerca de uma massa solar de novas estrelas por ano.

A alta taxa de formação de estrelas implica que um grande reservatório de gás fresco na galáxia está sendo convertido em estrelas com eficiência incomumente alta.

Os astrônomos esperam que, ao estudar mais galáxias como a SPT0346-52, aprenderão mais sobre a formação e o crescimento de galáxias massivas e os buracos negros supermassivos em seus centros.

A SPT0346-52 faz parte de uma população de galáxias de lente gravitacional forte descobertas com o SPT. Ela aparece cerca de seis vezes mais brilhante do que seria sem a lente gravitacional, permitindo aos astrônomos observar mais detalhes do que seria de outra forma possível.

Um artigo descrevendo esses resultados aparece em uma edição recente do The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Buraco negro em rotação destruindo uma estrela

Foi observado, há cerca de um ano atrás, um ponto de luz extraordinariamente brilhante numa galáxia distante supondo tratar-se da supernova mais brilhante observada até hoje.

© ESO/ESA/Hubble/M. Kornmesser (ilustração de estrela próxima de um buraco negro em rotação)

No entanto, novas observações obtidas em vários observatórios, incluindo o ESO, lançam agora dúvidas relativas a essa classificação. Um grupo de astrônomos propõe que este evento correspondeu a um fenômeno ainda mais extremo e raro, um buraco negro em rotação rápida destruindo uma estrela que se aproximou demais dele.

Em 2015, o rastreio ASAS-SN (All Sky Automated Survey for SuperNovae) detectou um evento, ao qual se deu o nome ASASSN-15lh, que foi registado como sendo a supernova mais brilhante já observada e catalogado por isso como uma supernova superluminosa, isto é, a explosão de uma estrela extremamente massiva que chegou ao final da sua vida. Este evento era duas vezes mais brilhante que a anterior detentora do recorde de supernova mais luminosa, apresentando-se no seu pico máximo de intensidade 20 vezes mais brilhante que a radiação total emitida pela Via Láctea inteira.

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Giorgos Leloudas do Instituto de Ciências Weizmann, Israel, e do Centro de Cosmologia Escura, Dinamarca, fez agora observações adicionais da galáxia distante, situada a cerca de 4 bilhões de anos-luz de distância da Terra, onde a explosão ocorreu, tendo proposto uma nova explicação para este evento extraordinário.

“Observamos esta fonte luminosa durante os 10 meses que se seguiram ao evento e concluímos que a explicação deste fenômeno não se encontra, muito provavelmente, numa supernova extraordinariamente brilhante. Os nosso resultados indicam que o evento foi provavelmente causado por um buraco negro em rotação rápida quando destruiu uma estrela de pequena massa,” explica Leloudas.

Este cenário indica que as forças gravitacionais extremas de um buraco negro supermassivo, situado no centro da galáxia hospedeira, despedaçaram uma estrela do tipo do Sol que se aproximou demais dele, num evento chamado perturbação por forças de maré, um fenômeno que só foi observado cerca de 10 vezes até agora. No processo a estrela foi “espaguetificada” e choques nos restos em colisão assim como calor gerado pela acreção deram origem à explosão luminosa. Este fato fez com que o evento se parecesse com uma explosão de supernova muito brilhante, apesar desta estrela nunca se transformaria, de qualquer modo, numa supernova, já que não tinha massa suficiente para terminar a sua vida desta maneira.

A equipe baseou as novas conclusões em observações obtidas por uma quantidade de telescópios, instalados tanto no solo como no espaço. Entre eles encontra-se o Very Large Telescope (VLT) instalado no Observatório do Paranal do ESO, o New Techonology Telescope (NTT) instalado no Observatório de La Silla do ESO e o Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA. As observações obtidas com o NTT foram executadas no âmbito do rastreio PESSTO (Public ESO Spectroscopic Survey of Transient Objects).

“Há vários aspetos independentes nas observações que sugerem que este evento foi de fato originado por uma perturbação por forças de maré e não por uma supernova superluminosa,” explica Morgan Fraser da Universidade de Cambridge, Reino Unido (agora na University College Dublin, Irlanda).

Em particular, os dados revelaram que o evento passou por três fases distintas ao longo dos 10 meses que duraram as observações de acompanhamento. Os dados de modo geral parecem-se muito mais com o que se espera de uma perturbação de maré do que de uma supernova superluminosa. Um aumento do brilho na radiação ultravioleta assim como um aumento na temperatura reduzem ainda mais a probabilidade de um evento de supernova. Adicionalmente, a localização do evento, numa galáxia vermelha, massiva e bastante passiva, não é a normal para explosões de supernovas superluminosas, as quais ocorrem geralmente em galáxias anãs azuis que apresentam formação estelar intensa.

Apesar da equipe achar que uma supernova é algo muito improvável para explicar este evento, uma perturbação de maré também não explica de modo adequado o fenômeno observado. Nicholas Stone, membro da equipe da Columbia University, EUA, explica: “O evento de perturbação de maré que propomos não pode ser explicado por um buraco negro supermassivo que não esteja em rotação. Por isso pensamos que o ASASSN-15lh se tratou de um evento de perturbação de maré com origem num tipo muito particular de buraco negro.”

A massa da galáxia hospedeira indica-nos que o buraco negro no seu centro tem pelo menos 100 milhões de vezes a massa do Sol. Um buraco negro com esta massa é normalmente incapaz de despedaçar estrelas situadas além do seu horizonte de eventos, a fronteira a partir da qual já nada pode escapar à atração gravitacional do objeto. No entanto, se o buraco negro apresentar uma rotação rápida, o chamado buraco negro de Kerr, a situação muda e este limite já não se aplica.

“Mesmo com todos os dados coletados não podemos ter uma certeza total que o evento ASASSN-15lh se tratou de uma perturbação de maré,” conclui Leloudas. “No entanto, esta é de longe a explicação mais plausível.”

Fonte: ESO

Ventos de rubis e safiras atingem o céu de planeta gigante

De acordo com uma nova pesquisa realizada pela Universidade de Warwick, foram detectados sinais de ventos poderosos num planeta 16 vezes maior que a Terra, a mais de 1.000 anos-luz de distância; é a primeira vez que sistemas climáticos foram encontrados num gigante gasoso para além do nosso Sistema Solar.

© U. Warwick/Mark Garlick (ilustração do exoplaneta HAT-P-7b)

David Armstrong, do Grupo de Astrofísica da Universidade de Warwick, descobriu que o gigante gasoso HAT-P-7b é afetado por mudanças em larga escala pelos fortes ventos que se movimentam pelo planeta, provavelmente gerando tempestades catastróficas.

Esta descoberta foi alcançada estudando a luz refletida pela atmosfera de HAT-P-7b e pela identificação de alterações nesta luz, mostrando que o ponto mais brilhante do planeta muda de posição.

Esta alteração é provocada por um jato equatorial com velocidades de vento dramaticamente variáveis, sendo que no seu pico de intensidade, empurram vastas quantidades de nuvens pelo planeta.

As próprias nuvens seriam visualmente deslumbrantes, provavelmente compostas de corindo, o mineral que forma rubis e safiras.

O planeta nunca poderia ser habitável devido aos seus prováveis sistemas climáticos violentos e a temperaturas inóspitas, entre outras características. Um lado do planeta está sempre voltado para a estrela, porque existe bloqueio de marés, e este lado permanece muito mais quente que o outro, a temperatura média do lado diurno atinge os 2.860 K (2.587 ºC).

Graças a esta pesquisa pioneira, os astrofísicos podem agora começar a explorar como os sistemas meteorológicos em outros planetas fora do nosso Sistema Solar mudam ao longo do tempo.

O Dr. Armstrong comenta: "Usando o satélite Kepler da NASA, fomos capazes de estudar a luz refletida pela atmosfera de HAT-P-7b e descobrimos que mudava ao longo do tempo. O HAT-P-7b é um exoplaneta com bloqueio de marés, em que o mesmo lado está sempre voltado para a estrela. Há formação de nuvens no lado noturno e frio do planeta, mas evaporariam rapidamente no lado diurno.

"Estes resultados mostram que ventos fortes circulam o planeta, transportando nuvens do lado noturno para o lado diurno. Os ventos mudam de velocidade drasticamente, levando a à acumulação de enormes formações de nuvens que depois desaparecem. Esta é a primeira detecção de um sistema meteorológico num gigante gasoso para além do nosso Sistema Solar."

Descoberto pela primeira vez em 2008, HAT-P-7b está a 320 parsecs (mais de 1.040 anos-luz) de distância. É um exoplaneta 40% maior que Júpiter e 500 vezes mais massivo que a Terra, e orbita uma estrela 50% mais massiva e com o dobro do tamanho do nosso Sol.

Fonte: University of Warwick

A Nebulosa do Camarão

Ao sul da estrela Antares, na cauda da constelação de Escorpião (Scorpius), um lugar rico em nebulosas, encontra-se a nebulosa de emissão IC 4628.

© ESO/INAF/R. Colombari (IC 4628)

Vizinhas a essa nebulosa habitam estrelas jovens de grande massa, as quais energizam a nuvem cósmica com a invisível radiação ultravioleta, arrancando os elétrons de seus átomos. Os elétrons eventualmente se recombinam com outros átomos para produzir o brilho visível da nebulosa, dominado pela emissão vermelha de hidrogênio.

Residindo a uma distância estimada de 6.000 anos-luz da Terra, a região vista acima tem cerca de 250 anos-luz de diâmetro, cobrindo uma área equivalente a quatro luas cheias no céu. A nebulosa IC 4628 também é catalogada como Gum 56 pelo astrônomo australiano Colin Stanley Gum, mas os astrônomos amantes de frutos do mar se referem a esta nuvem cósmica como a Nebulosa do Camarão.

A impressionante imagem colorida é uma nova composição astronômica usando dados da câmera de campo largo OmegaCAM do ESO e imagens do astrônomo amador Roberto Colombari captadas nos céus escurecidos nas Ilhas Canárias em Tenerife.

Fonte: NASA

Uma transformação na constelação de Virgem

A constelação de Virgo (Virgem) é especialmente rica em galáxias, devido em parte à presença de uma coleção massiva e gravitacionalmente ligada de mais de 1.300 galáxias constituindo o Aglomerado de Virgem.

© Hubble (NGC 4388)

Um membro particular desta comunidade cósmica, a NGC 4388, é captada nesta imagem vista pela Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA.

Localizado a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância, a NGC 4388 está experimentando alguns dos efeitos menos desejáveis ​​que surgem com a pertença de um aglomerado de galáxias tão grande. Está passando por uma transformação, e assumiu uma identidade um pouco confusa.

Enquanto os arredores da galáxia aparecem lisos e sem detalhes, com aspecto clássico de uma galáxia elíptica, seu centro exibe trilhas de poeira notáveis ​​restritas dentro de dois braços espirais simétricos, que emergem do núcleo brilhante da galáxia, uma das características óbvias de uma galáxia espiral. Dentro dos braços, manchas em azul brilhante marcam a localização de estrelas jovens, indicando que a NGC 4388 hospedou rajadas recentes de formação estelar.

Apesar disso, a NGC 4388 é classificada como uma galáxia espiral. Sua combinação incomum de características são possivelmente causadas por interações entre ela e o Aglomerado de Virgem. As interações gravitacionais através de colisões diretas, influência das forças marés, fusões e canibalismo galáctico podem ser devastadoras para as galáxias. Enquanto algumas podem ter a sorte de simplesmente ter um braço espiral distorcido ou uma onda recém-desencadeada de formação estelar, outras têm sua estrutura e conteúdo completamente e irrevogavelmente alterados.

Fonte: ESA

Os filamentos emaranhados se entrelaçam pela estranheza cósmica

Novas observações do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA revelaram detalhadamente a intrincada estrutura da galáxia NGC 4696.

 

© Hubble (NGC 4696)

A galáxia elíptica é uma bela estranheza cósmica com um núcleo brilhante envolto em um sistema de filamentos escuros e entrelaçados.

A NGC 4696 é um membro do aglomerado de galáxias Centaurus, um aglomerado de centenas de galáxias todas juntas, unidas pela gravidade, a cerca de 150 milhões de anos-luz da Terra e localizados na constelação de Centaurus.

Apesar do tamanho do aglomerado, a NGC 4696 ainda consegue se destacar de suas companheiras, é a galáxia mais brilhante do aglomerado, conhecido por razões óbvias como a Brightest Cluster Galaxy (BCG). Isso a coloca na mesma categoria que algumas das maiores e mais brilhantes galáxias conhecidas no Universo.

A impressionante galáxia NGC 4696 possui uma estrutura única. Observações anteriores revelaram filamentos enrolados que se estendem para fora de seu corpo principal e esculpem um ponto de interrogação cósmica no céu, as gavinhas escuras que cercam um brilhante e incandescente centro.

Uma equipe internacional de cientistas, liderada por astrônomos da Universidade de Cambridge, no Reino Unido, usou agora novas observações do telescópio espacial Hubble para explorar esta estrutura em forma de rosca em mais detalhes. Eles descobriram que cada um dos filamentos empoeirados tem uma largura de cerca de 200 anos-luz, e uma densidade cerca de 10 vezes maior do que o gás circundante. Estes filamentos tricotados estão juntos e espiralados para dentro em direção ao centro da NGC 4696, conectando o gás constituinte da galáxia no seu núcleo.

Na verdade, parece que o núcleo da galáxia é realmente responsável pela forma e posicionamento dos próprios filamentos. No centro da NGC 4696 espreita um buraco negro supermassivo ativo. Isso inunda as regiões internas da galáxia com energia, aquecendo o gás lá e enviando fluxos de material aquecido para fora.

Parece que esses fluxos da bolha de gás quente são lançados para fora, arrastando o material filamentoso juntamente com eles. O campo magnético da galáxia também é varrido com este movimento borbulhante, restringindo e esculpindo o material dentro dos filamentos.

No centro da galáxia, os filamentos se enrolam e se curvam para dentro em uma forma espiral intrigante, girando em torno do buraco negro supermassivo a uma distância tal que eles são arrastados e eventualmente consumidos pelo próprio buraco negro.

Entender mais sobre as galáxias filamentosas, como a NGC 4696, pode nos ajudar a entender melhor por que tantas galáxias massivas próximas a nós no Universo parecem estar mortas; ao invés de formar estrelas recém-nascidas a partir de suas vastas reservas de gás e poeira, elas se acomodam quietamente, e são principalmente povoadas com estrelas antigas e envelhecidas. Isso ocorre com a NGC 4696. Pode ser que a estrutura magnética fluindo em toda a galáxia impede o gás de criar novas estrelas.

Fonte: ESA

A matéria escura pode ser mais uniforme do que se esperava

A análise de um enorme levantamento de galáxias, obtido pelo Telescópio de Rastreio do VLT (VST) do ESO no Chile, sugere que a matéria escura pode ser menos densa e estar distribuída de forma mais uniforme no espaço do que o que se pensava anteriormente.

© ESO/VST (mapa da matéria escura da região G12 do levantamento KiDS)

Uma equipe internacional de astrônomos utilizou dados do Rastreio KiDS (Kilo Degree Survey) para estudar como é que a radiação emitida por cerca de 15 milhões de galáxias distantes é afetada pela influência gravitacional da matéria das estruturas com maiores escalas do Universo. Os resultados do estudo parecem estar em desacordo com resultados anteriores obtidos com o satélite Planck.

Hendrik Hildebrandt do Argelander-Institut für Astronomie em Bonn, Alemanha, e Massimo Viola do Observatório de Leiden, Holanda, lideraram uma equipe de astrónomos de instituições de vários países, que processou as imagens obtidas no rastreio KiDS feito com o telescópio VST. Para a análise foram utilizadas imagens do rastreio que cobriam cinco regiões no céu, numa área total de cerca de 2.200 vezes o tamanho da Lua Cheia e contendo cerca de 15 milhões de galáxias.

Tirando partido da qualidade de imagem excepcional de que o VST usufrui no Paranal e usando software de computador inovador, a equipe conseguiu finalizar as medições mais precisas de sempre de um efeito conhecido por cisalhamento cósmico. Trata-se de uma variante sutil do efeito de lente gravitacional fraco, no qual a radiação emitida por galáxias distantes se encontra ligeiramente distorcida pelo efeito gravitacional de enormes quantidades de matéria, como por exemplo aglomerados de galáxias.

No efeito de cisalhamento cósmico esta matéria não se encontra sob a forma de aglomerados de galáxias mas sim de estruturas de larga escala do Universo que distorcem a radiação, dando origem a um efeito ainda mais reduzido. Rastreios muito grandes e profundos, tais como o KiDS, são necessários de modo a garantir que o sinal muito fraco do cisalhamento é captado com intensidade suficiente para poder ser medido e utilizado pelos astrônomos para mapear a distribuição da matéria. Este estudo fez uso da maior área total do céu mapeada até à data com esta técnica.

Intrigantemente, os resultados da análise parecem ser inconsistentes com deduções obtidas a partir de resultados do satélite Planck da Agência Espacial Europeia (ESA), a principal missão espacial que investiga as propriedades fundamentais do Universo. Particularmente, a medição da equipe KiDS relativa a quão “grumosa” é a matéria que se encontra distribuída no Universo, — um parâmetro cosmológico fundamental — é significativamente mais baixa do que o valor derivado dos dados Planck. O parâmetro medido chama-se S₈ e o seu valor é uma combinação do tamanho das flutuações de densidade e da densidade média de uma seção do Universo. Flutuações maiores em regiões de menor densidade do Universo têm um efeito similar a flutuações de amplitude menor em regiões mais densas, não se conseguindo distinguir ambos os efeitos em observações de lentes gravitacionais fracas. O índice 8 corresponde a uma região de 8 milhões de parsecs de tamanho, a qual é usada por convenção neste tipo de estudos.

Massimo Viola explica: “Este resultado indica que a matéria escura na rede cósmica, a qual corresponde a cerca de um quarto do conteúdo do Universo, é menos grumosa do que o que se pensava anteriormente.”

A matéria escura é muito difícil de detectar, inferindo-se apenas a sua presença pelo efeito gravitacional que exerce sobre outra matéria no Universo. Estudos como este são atualmente a melhor maneira de determinar a forma, a escala e a distribuição desta matéria invisível.

O resultado surpreendente deste estudo tem igualmente implicações na compreensão mais ampla do Universo e em como é que este evoluiu durante os quase 14 bilhões de anos da sua história. Um tal desacordo aparente com os resultados anteriormente estabelecidos pelo Planck significa que os astrônomos terão agora que reformular o seu conhecimento de alguns dos aspectos fundamentais do desenvolvimento do Universo.

Hendrik Hildebrandt comenta: “Os nossos resultados ajudarão a refinar os modelos teóricos que explicam como é que o Universo se desenvolveu desde o seu início até aos dias de hoje.”

A análise dos dados do rastreio KiDS do VST é um passo importante, no entanto espera-se que telescópios futuros executem rastreios do céu ainda maiores e mais profundos.

Catherine Heymans da Universidade de Edinburgh, Reino Unido, acrescenta: “Desvendar o que se passou desde o Big Bang é um desafio complexo, mas ao estudarmos o céu distante, podemos construir uma imagem de como é que o nosso Universo moderno evoluiu.”

“Deparamo-nos atualmente com uma discrepância intrigante relativamente à cosmologia derivada pelo Planck. Missões futuras, tais como o satélite Euclid e o Large Synoptic Survey Telescope, permitirão repetir estas medições e compreender melhor o que é que o Universo nos está querendo dizer”, conclui Konrad Kuijken (Observatório de Leiden, Holanda), pesquisador principal do rastreio KiDS.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “KiDS-450: Cosmological parameter constraints from tomographic weak gravitational lensing”, de H. Hildebrandt et al., que será publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Aglomerado de galáxias embrionário imerso em nuvem gigante de gás frio

Astrônomos que estudam um aglomerado de protogaláxias ainda em formação, vistas como eram há mais de 10 bilhões de anos atrás, encontraram uma galáxia gigante no centro do aglomerado que se está formando a partir de uma sopa surpreendentemente densa de gás molecular.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da Galáxia Teia de Aranha)

Na imagem, as protogaláxias podem ser vistas em branco e rosa, e o azul indica a localização do gás monóxido de carbono no qual as galáxias estão submersas.

"É diferente do que vemos no Universo próximo, onde as galáxias em aglomerados crescem canibalizando outras galáxias. Neste aglomerado, uma galáxia gigante está crescendo ao alimentar-se da sopa de gás frio onde está submersa," comenta Bjorn Emonts do Centro para Astrobiologia na Espanha, que liderou a equipe internacional de pesquisa.

Os cientistas estudavam um objeto chamado Galáxia Teia de Aranha que, na verdade, não é uma única galáxia, mas um grupo de protogaláxias a mais de 10 bilhões de anos-luz da Terra. A esta distância, o objeto é visto quando o Universo tinha apenas 3 bilhões de anos. Os astrônomos usaram o telescópio ATCA Australia Telescope Compact Array (ATCA) e o Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) para detectar o gás monóxido de carbono (CO).

A presença do gás CO indica uma quantidade maior de hidrogênio molecular, que é muito mais difícil de detectar. Estima-se que o gás molecular totaliza mais de 100 bilhões de vezes a massa do Sol. Não só esta quantidade de gás é surpreendente como o gás também deve ser inesperadamente frio, com cerca de -200º C. Este gás molecular tão frio é a matéria-prima para novas estrelas.

A presença do monóxido de carbono neste gás indica que foi enriquecido por explosões de supernova de gerações anteriores de estrelas. O carbono e o oxigênio no CO foram formados nos núcleos de estrelas que explodiram.

As observações do ATCA revelaram a extensão total do gás e as observações do VLA, muito mais focadas, forneceram outra surpresa. A maioria do gás frio foi encontrado, não dentro das protogaláxias, mas sim entre elas.

"Este é um sistema enorme, em que este gás molecular tem três vezes o tamanho da nossa Via Láctea," afirma Preshanth Jagannathan, do National Radio Astronomy Observatory (NRAO) em Socorro, no estado norte-americano do Novo México.

As observações anteriores da Teia de Aranha, feitas em comprimentos de onda ultravioletas, indicaram que está ocorrendo uma rápida formação estelar na maioria da região ocupada pelo gás.

"Parece que todo este sistema, eventualmente, entrará em colapso para formar uma única galáxia gigantesca," realça Jagannathan. "Estas observações dão-nos um olhar fascinante sobre o que pensamos ser um estágio inicial no crescimento de galáxias massivas em aglomerados, um estágio muito diferente do crescimento galáctico no Universo atual," comenta Chris Carilli, do NRAO.

As descobertas foram relatadas na revista científica Science.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias & National Radio Astronomy Observatory

ALMA mede o tamanho dos grãos de poeira dos planetas

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), pesquisadores conseguiram executar, pela primeira vez e com recurso à polarização de ondas de rádio, uma medição do tamanho preciso de partículas pequenas de poeira em torno de uma estrela jovem.

© NAOJ (ilustração de um anel de poeira ao redor de estrela jovem)

A alta sensibilidade do ALMA para a detecção de ondas de rádio polarizadas possibilitou este importante passo no rastreamento da formação de planetas ao redor de estrelas jovens.

Os astrônomos pensam que os planetas são formados a partir de gás e partículas de poeira, embora os detalhes do processo ainda não sejam bem conhecidos. Um dos principais enigmas é como partículas de poeira, tão pequenas quanto 1 micrõmetro, se agregam para formar um planeta rochoso com um diâmetro de 10 mil quilômetros. A dificuldade em medir o tamanho das partículas de poeira tem impedido rastrear o processo de crescimento da poeira.

Akimasa Kataoka, pesquisador da Universidade de Heidelberg e do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ), abordou este problema. Ele e os seus colaboradores previram teoricamente que, em torno de uma estrela jovem, as ondas de rádio espalhadas pelas partículas de poeira devem ter características únicas de polarização. Ele também notou que a intensidade das emissões polarizadas permite-nos estimar o tamanho das partículas de poeira muito mais eficazmente do que outros métodos.

Para testar a sua previsão, a equipe liderada por Kataoka observou a jovem estrela HD 142527 com o ALMA e descobriu, pela primeira vez, o padrão único de polarização no disco de poeira ao redor da estrela. Como previsto, a polarização tem uma direção radial na maior parte do disco, mas na sua extremidade, a direção torna-se perpendicular à direção radial.

Comparando a intensidade observada das emissões polarizadas com a previsão teórica, determinaram que o tamanho das partículas de poeira é no máximo de 150 micrômetros. Esta é a primeira estimativa do tamanho da poeira com base na polarização. Surpreendentemente, este tamanho estimado é mais de 10 vezes inferior ao que se pensava anteriormente.

"Nos estudos anteriores, os astrônomos estimaram o tamanho baseado em emissões de rádio assumindo partículas esféricas de poeira," explica Kataoka. "No nosso estudo, observamos as ondas de rádio dispersas através de polarização, que transportam informações independentes da emissão térmica de poeira. Esta grande diferença no tamanho estimado das partículas de poeira implica que a suposição anterior pode estar errada."

A ideia da equipe para resolver esta inconsistência é considerar partículas leves e de forma complexa, não poeira esférica simples. De uma perspetiva macroscópica, estas partículas são de fato grandes mas, de uma perspetiva microscópica, cada pequena parte de uma grande partícula de poeira dispersa ondas de rádio e produz características de polarização únicas. Para o estudo presente, os astrônomos obtiveram estas características "microscópicas" através de observações da polarização. Esta ideia pode conduzir na reconsideração da interpretação anterior dos dados observacionais.

"A fração de polarização das ondas de rádio do disco de poeira em torno da HD 142527 é de apenas alguns por cento. Graças à elevada sensibilidade do ALMA, foi detectado um sinal minúsculo com que fornece informações sobre o tamanho e forma das partículas de poeira," comenta Kataoka. "Este é o primeiro passo na análise da evolução da poeira com polarimetria e acredito que o progresso futuro será repleto de emoção."

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

A Nebulosa da Estrela Flamejante

Uma estrela fugitiva ilumina a Nebulosa da Estrela Flamejante nesta cena cósmica.

© Adam Block (IC 405)

Esta nebulosa está catalogada como IC 405 e suas nuvens interestelares de gás e poeira cósmica residem a cerca de 1.500 anos luz em direção à constelação de Auriga.

AE Aurigae, o objeto brilhante na parte superior esquerda da imagem, é uma estrela quente e massiva do tipo O que se move rapidamente pelo espaço, provavelmente foi expulsa devido a uma colisão de múltiplos sistemas estelares na vizinhança da Nebulosa de Órion há milhões de anos.

Agora, perto da IC 405, a radiação ultravioleta ionizante da estrela super veloz energiza o brilho avermelhado dos átomos excitados de hidrogênio cujos elétrons são ejetados e em seguida recombinam.

Sua intensa luz azulada é refletida através dos filamentos empoeirados da nebulosa. Como acontece com as estrelas muito massivas, AE Aurigae terá uma vida curta e sofrerá uma furiosa explosão de supernova, quando seu suprimento de combustível nuclear se esgotar.

Esta fotografia colorida telescópica mede aproximadamente 5 anos-luz à distância estimada da Nebulosa da Estrela Flamejante.

Fonte: NASA

O trânsito de um exoplaneta potencialmente parecido com a Terra

Um grupo de pesquisadores do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ), da Universidade de Tóquio, do Centro de Astrobiologia, entre outros, observou o trânsito de um exoplaneta potencialmente parecido com a Terra conhecido como K2-3d usando o instrumento MuSCAT acoplado ao telescópio de 18,8 metros do Observatório Astrofísico de Okayama.

© NAOJ (ilustração do sumário da pesquisa)

Um trânsito é um fenômeno no qual um planeta passa em frente da sua estrela progenitora, bloqueando uma pequena quantidade de luz da estrela, como uma sombra do planeta. Apesar de já terem sido observados milhares de trânsitos para outros planetas extrassolares, K2-3d é importante porque existe a possibilidade de que seja capaz de abrigar vida extraterrestre.

Através da observação detalhada do trânsito, usando a próxima geração de telescópios, como o TMT (Thirty Meter Telescope), os cientistas esperam poder estudar a atmosfera do planeta em busca de moléculas relacionadas com a vida, como por exemplo o oxigênio.

No entanto, com apenas as observações anteriores de telescópios espaciais, os cientistas não podem calcular com precisão o período orbital do planeta, o que torna mais difícil prever tempos exatos de trânsitos futuros. Foi possível medir o período orbital do planeta com uma grande precisão de aproximadamente 18 segundos. Isto melhorou muito a precisão da previsão para os futuros tempos do trânsito. Portanto, agora o momento exato para observar estes trânsitos será mais precisa com a próxima geração de telescópios. Este resultado é um passo importante na busca por vida extraterrestre no futuro.

O K2-3d é um exoplaneta localizado a cerca de 15 anos-luz de distância, descoberto pela missão K2 (Kepler 2) da NASA. O K2-3d tem 1,5 vezes o tamanho da Terra. Orbita a sua estrela, com metade do tamanho do Sol, a cada 45 dias, aproximadamente. Em comparação com a Terra, o planeta orbita muito perto da estrela (cerca de um-quinto da distância Terra-Sol). Mas, como a temperatura da estrela hospedeira é menor que a do Sol, os cálculos mostram que esta é a distância ideal para o planeta ter um clima relativamente quente como o da Terra. Há a possibilidade de que a água líquida possa existir à superfície do planeta, aumentando as hipóteses de vida extraterrestre.

A órbita do K2-3d está alinhada, de modo que a partir da Terra, transita (passa em frente) a sua estrela. Isto provoca diminuições curtas e periódicas no brilho estelar, pois o planeta bloqueia parte da luz. Este alinhamento permite com que a análise da composição atmosférica destes planetas, medindo com precisão a quantidade de luz bloqueada em diferentes comprimentos de onda.

A missão Kepler da NASA descobriu cerca de 30 planetas potencialmente habitáveis que também têm órbitas em trânsito, mas a maioria destes planetas orbitam estrelas mais tênues e distantes. Dada a sua proximidade com a Terra e o brilho da estrela, o K2-3d é um candidato mais interessante para estudos de acompanhamento detalhados. A diminuição de brilho da estrela hospedeira, provocado pelo trânsito do K2-3d, é pequena, apenas 0,07%. No entanto, espera-se que a próxima geração de grandes telescópios seja capaz de medir como esta diminuição de brilho varia com o comprimento de onda, permitindo estudar a composição atmosférica do planeta.

O período orbital do K2-3d é de aproximadamente 45 dias. Uma vez que o período de pesquisa da missão K2 é de apenas 80 dias para cada área do céu, os pesquisadores só conseguiram medir dois trânsitos nos dados do K2. Isto não é suficiente para medir com precisão o período orbital do planeta, assim a nas efemérides de trânsito haverá incertezas nos tempos previstos. Estas incertezas crescem à medida que tentam prever mais para o futuro. Portanto, foram necessárias observações adicionais do trânsito e ajustes das efemérides antes que os astrônomos perdessem os tempos do trânsito. Dada a importância do K2-3d, o telescópio espacial Spitzer observou dois trânsitos logo após a descoberta do planeta, elevando o total para quatro medições de trânsito. No entanto, a adição de uma única medição de trânsito, mais distante no futuro, pode ajudar a produzir uma efeméride significativamente melhorada.

Usando o telescópio refletor Okayama e o mais recente instrumento de observação, MuSCAT, a equipe observou um trânsito do K2-3d pela primeira vez com um telescópio terrestre. Embora uma diminuição de 0,07% no brilho esteja perto do limite do que pode ser observado com telescópios terrestres, a capacidade do MuSCAT em observar três bandas de comprimento de onda simultaneamente aumentou a sua capacidade para detectar o trânsito. Ao reanalisarem os dados do K2 e do Spitzer, em combinação com esta nova observação, foi melhorado consideravelmente a precisão das efemérides, determinando o período orbital do planeta até cerca de 18 segundos (1/30 da incerteza original). Estas efemérides melhoradas garantem que, quando a próxima geração de grandes telescópios entrarem em operação, saberemos exatamente quando observar os trânsitos. Assim, estes resultados ajudam a pavimentar o caminho para futuras pesquisas de vida extraterrestre.

A missão K2 da NASA continuará até pelo menos fevereiro de 2018 e espera-se que descubra mais planetas potencialmente habitáveis como K2-3d. Além disso, o sucessor do K2, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), será lançado em dezembro de 2017. O TESS irá pesquisar o céu inteiro durante dois anos e deverá detectar centenas de planetas pequenos como K2-3d perto do nosso Sistema Solar. Para caracterizar uma "segunda Terra" usando a próxima geração de grandes telescópios, será importante medir as efemérides e características dos planetas com observações adicionais de trânsitos usando telescópios terrestres de tamanho médio. A equipe continuará usando o MuSCAT para pesquisas relacionadas com a futura procura por vida extraterrestre.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan