Quando as estrelas explodem

A cerca de 75 milhões de anos-luz de distância, na constelação da Virgem, situa-se a NGC 4981, uma galáxia espiral com um passado bastante explosivo.

© ESO/Josh Barrington (NGC 4981)

A NGC 4981 foi descoberta por William Herschel a 17 de Abril de 1784 e subsequentemente documentada no New General Catalogue (NGC) de John Dreyer. Quase dois séculos mais tarde, a 23 de Abril de 1968, esta galáxia foi uma vez mais digna de destaque quando ocorreu no seu âmago a explosão de uma supernova do Tipo Ia, uma explosão estelar num sistema binário de estrelas: a SN 1968l. Esta supernova não seria, no entanto, a única observada desta galáxia, já que décadas mais tarde, o colapso do núcleo de uma estrela massiva deu origem à supernova SN 2007c.

Esta bela imagem da NGC 4981 foi obtida pelo instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph), o espectrógrafo que opera no visível e ultravioleta próximo no Very Large Telescope (VLT) do ESO. O FORS é tipo o "canivete suíço" dos instrumentos do ESO, capaz de estudar muitos objetos astronômicos de muitas maneiras diferentes, e é responsável por algumas das mais icônicas fotografias jamais captadas pelo VLT, tais como: a  Nebulosa do Caranguejo e a Nebulosa da Cabeça de Cavalo.

Os dados que deram origem a esta imagem foram selecionados a partir do arquivo do ESO por Josh Barrington no âmbito do concurso Tesouros Escondidos.

Fonte: ESO

A Galáxia do Boto vista pelo Hubble

O que está acontecendo com esta galáxia espiral?

© Hubble/Raul Villaverde (Arp 142)

Apenas algumas centenas de milhões de anos atrás, a NGC 2936, a parte superior das duas grandes galáxias mostradas, era provavelmente uma galáxia espiral normal, girando e formando estrelas. Mas ela passou perto da massiva galáxia elíptica NGC 2937, localizada abaixo e tomou um mergulho.

Apelidada de Galáxia do Boto, devido a sua forma peculiar, a NGC 2936, não está somente sendo desviada, mas também está sendo distorcida pela interação gravitacional. Uma explosão de estrelas azuis jovens forma o nariz do boto, na parte superior direita da galáxia, enquanto que o centro da espiral aparece como um olho.

Alternativamente, o par de galáxias, conhecido em conjunto como Arp 142, lembra a imagem de um pinguim protegendo o seu ovo. De qualquer maneira, intrincadas trilhas de poeira escura e correntes de estrelas azuis brilhantes rastreiam a galáxia conturbada para a parte inferior direita. A imagem que mostra o Arp 142 em detalhe foi obtida pelo telescópio espacial Hubble no ano passado.

O Arp 142 está localizado a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Hydra. Em um bilhão de anos aproximadamente, as duas galáxias irão se fundir formando uma única galáxia maior.

Fonte: NASA

Explicado o misterioso comportamento do objeto "Rapid Burster"

Cientistas, observando uma curiosa estrela de nêutrons num sistema binário conhecido como "Rapid Burster", podem ter resolvido um mistério de 40 anos em torno das suas intrigantes explosões de raios X.

© ESA/ATG medialab (ilustração do processo de acreção sobre a estrela de nêutrons)

Estas quatro imagens mostram o processo de acreção sobre a estrela de nêutrons no sistema binário MXB 1730-335, também conhecido como "Rapid Burster". Neste sistema binário, a atração gravitacional da estrela de nêutrons remove gás da sua companheira estelar (uma estrela de baixa massa não apresentada nas imagens); o gás forma um disco de acreção e espirala em direção à estrela de nêutrons. Antes da explosão, o campo magnético de alta rotação da estrela de nêutrons impede o avanço do gás que flui da estrela companheira e, efetivamente, cria uma divisão interna no centro de disco (imagem 1). Durante esta fase, apenas pequenas quantidades de gás vazam para a estrela de nêutrons. No entanto, à medida que o gás continua fluindo e se acumulando perto deste limite, gira cada vez mais depressa (imagem 2) e eventualmente alcança a velocidade de rotação do campo magnético (imagens 3 e 4). O gás atinge então a estrela de nêutrons todo de uma só vez, dando origem à emissão dramática de explosões de tipo-II.

Eles descobriram que o seu campo magnético cria uma divisão em torno da estrela, impedindo-a de se alimentar da matéria da sua companheira estelar. O gás acumula-se até que, sob certas condições, atinge a estrela de nêutrons de uma só vez, produzindo flashes intensos de raios X. A descoberta foi feita com telescópios espaciais incluindo o XMM-Newton da ESA.

Descoberto na década de 1970, o "Rapid Burster" é um sistema binário compreendido por uma estrela de baixa massa no seu auge e uma estrela de nêutrons, o remanescente compacto da morte de uma estrela massiva. Em tal par estelar, a atração gravitacional do denso remanescente rouba algum do gás da outra estrela; o gás forma um disco de acreção e espirala em direção à estrela de nêutrons.

Como resultado deste processo de acreção, a maioria dos binários com estrelas de nêutrons libera continuamente grandes quantidades de raios X, pontuados por flashes adicionais de raios X a cada poucas horas ou dias. Os cientistas podem explicar essas explosões do "tipo-I", em termos de reações nucleares deflagradas no gás em queda, principalmente hidrogênio, quando este se acumula à superfície da estrela de nêutrons.

Mas "Rapid Burster" é uma fonte peculiar: quando está mais brilhante, emite estes flashes de raios X e, durante períodos de emissão mais fraca, exibe explosões muito mais elusivas do "tipo-II", liberações súbitas, erráticas e extremamente intensas de raios X.

Em contraste com as explosões de tipo-I, que parecem não representar uma liberação significativa de energia em relação ao que normalmente é emitido pela estrela de nêutrons em acreção, as explosões de tipo-II liberam enormes quantidades de energia durante períodos caracterizados pela ocorrência de muito pouca emissão (a liberação de energia de uma explosão, em relação ao processo normal de acreção, é dezenas a centenas de vezes superior nas explosões de tipo-II do que nas explosões de tipo-I).

Apesar de quarenta anos de pesquisas, as explosões de tipo-II só foram detectadas em outra fonte além de "Rapid Burster". Conhecido como "Bursting Pulsar" e descoberto na década de 1990, este sistema binário abriga uma estrela de baixa massa e uma estrela de nêutrons altamente magnetizada e de rápida rotação, ou seja, um pulsar, que exibe apenas pulsos do tipo-II.

Devido à escassez de fontes que exibem este fenômeno, há muito tempo que se debatem os mecanismos físicos subjacentes, mas um novo estudo de "Rapid Burster" fornece uma primeira evidência do que está ocorrerendo.

"'Rapid Burster' é o sistema arquetípico para investigar as explosões do tipo-II, é onde foram observadas pela primeira vez e a única fonte que mostra flashes do tipo-I e tipo-II," afirma Jakob van den Eijnden, estudante de doutoramento do Instituto Anton Pannekoek para Astronomia em Amesterdam, Holanda.

Neste estudo, Jakob e colegas organizaram uma campanha de observação usando três telescópios espaciais de raios X para saber mais sobre este sistema.

Sob a coordenação de Tullio Bagnoli, também do mesmo instituto, a equipe conseguiu observar a fonte explodindo ao longo de alguns dias em outubro de 2015 com uma combinação do NuSTAR e Swift da NASA e o XMM-Newton da ESA.

Primeiro, monitoraram a fonte com o Swift, cronometrando as observações para um período em que esperavam a ocorrência de uma série de explosões do tipo-II. Em seguida, logo após a detecção da primeira explosão, os cientistas colocaram os outros observatórios em movimento, usando o XMM-Newton para medir os raios X emitidos diretamente pela superfície da estrela de nêutrons ou pelo gás no disco de acreção, e o NuSTAR para detectar raios X de mais alta energia, que são emitidos pela estrela de nêutrons e refletidos para fora do disco.

Com estes dados, os cientistas examinaram a estrutura do disco de acreção para entender o que acontece antes, durante e depois destas copiosas libertações de raios X.

De acordo com um modelo, as explosões do tipo-II ocorrem porque o campo magnético em rápida rotação da estrela de nêutrons mantém o gás que flui da estrela companheira, impedindo com que se aproxime da estrela de nêutrons e, efetivamente, criando uma divisão interna no centro do disco. Contudo, à medida que o gás continua fluindo e se acumulando neste limite, gira cada vez mais depressa e eventualmente alcança a velocidade de rotação do campo magnético.

"É como se lançássemos algo para um carrossel que gira muito depressa: o objeto seria expelido, a menos que fosse atirado à mesma velocidade que a máquina," explica Jakob.

"Um ato de equilíbrio semelhante ocorre entre o gás em queda e o campo magnético giratório: desde que o gás não tenha a velocidade certa, não pode alcançar a estrela de nêutrons e só pode acumular-se na orla. Quando atinge a velocidade certa, grande parte do gás está acumulado e atinge a estrela de nêutrons de uma só vez, dando origem à dramática emissão das explosões de tipo-II."

Este modelo prevê que, enquanto o material está a ser acumulado, deverá formar-se uma lacuna entre a estrela de nêutrons e a orla do disco de acreção.

Em outros modelos, os flashes intensos são explicados como decorrentes de instabilidades no fluxo do gás em acreção ou de efeitos relativistas gerais. Em qualquer um destes dois cenários, os flashes têm que ocorrer muito mais perto da estrela de nêutrons e não dão origem a uma divisão.

"Uma lacuna foi exatamente o que encontramos em 'Rapid Burster'," comenta Nathalie Degenaar, pesquisdora do mesmo instituto e orientadora de doutoramento de Jakob. "Isto sugere fortemente que as explosões do tipo-II são provocadas pelo campo magnético."

As observações indicam a existência de um intervalo de aproximadamente 90 km entre a estrela de nêutrons e a orla interna do disco de acreção. Embora nada impressionante em termos de escalas cósmicas, o tamanho da lacuna é muito maior do que a própria estrela de nêutrons, que tem um raio de aproximadamente 10 km.

Este achado está em conformidade com os resultados de um estudo anterior publicado por Nathalie e colaboradores, que observaram uma divisão semelhante ao redor de "Bursting Pulsar", a outra fonte conhecida que produz explosões do tipo-II.

No novo estudo de "Rapid Burster", os cientistas também mediram a força do campo magnético da estrela de nêutrons: com 6,2 x 10⁸ G (gauss), é cerca de bilhões de vezes mais forte do que o da Terra e, mais importante, mais de cinco vezes mais forte do que o de outras estrelas de nêutrons com uma companheira de baixa massa estelar.

Isto pode indicar uma jovem idade para este sistema binário, sugerindo que o processo de acreção não ocorreu ainda durante tempo suficiente para amortecer o campo magnético, como se pensa ter acontecido em sistemas semelhantes.

Se esta estrela de nêutrons é realmente tão jovem quanto o seu forte campo magnético parece indicar, então espera-se que gire muito mais devagar do que as suas homólogas mais velhas: as medições futuras da rotação da estrela podem ajudar a confirmar este cenário incomum.

"Este resultado é um grande passo na resolução de um puzzle com quarenta anos na astronomia de estrelas de nêutrons, ao mesmo tempo que revela novos detalhes sobre a interação entre campos magnéticos e discos de acreção nestes objetos exóticos," conclui Norbert Scharterl, cientista do projeto XMM-Newton na ESA.

Um artigo sobre o assunto foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESA

Após a colisão entre galáxias

Um exemplo de violência em escala cósmica, a enorme galáxia elíptica NGC 1316 fica a cerca de 75 milhões de anos-luz de distância em direção da constelação do hemisfério celestial sul Fornax (a Fornalha).

© S. Mazlin/W. Keller/S. Menaker (NGC 1316 e NGC 1317)

Investigando este panorama surpreendente, os astrônomos suspeitam que a galáxia gigante está colidindo com a vizinho menor NGC 1317 vista acima, causando laços espalhados e conchas de estrelas. A luz deste seu encontro teria atingido a Terra há cerca de 100 milhões de anos.

Na imagem profunda e nítida, as regiões centrais de NGC 1316 e NGC 1317 aparecem separadas por mais de 100.000 anos-luz. Trilhas de poeira complexas visíveis no interior também indicam que a NGC 1316 é em si o resultado de uma fusão de galáxias no passado distante.

Encontrado nos arredores do aglomerado de galáxias Fornax, a NGC 1316 é conhecida como Fornax A. Sendo uma das mais brilhantes do aglomerado de galáxias Fornax e uma das fontes de rádio mais maiores e poderosas fontes de emissão de rádio que se estende muito além deste campo de visão telescópica, com vários graus no céu.

Fonte: NASA

Uma nova ferramenta para o estudo de galáxias

RemoveYoung é uma nova ferramenta desenvolvida pelos pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) Jean Michel Gomes e Polychronis Papaderos, que tem como objetivo suprimir a luz das estrelas jovens nas imagens das galáxias.

© Sloan Digital Sky Survey (NGC 3991)

Esta nova ferramenta foi apresentada ontem por Gomes no Instituto de Astronomia da Universidade de Viena, num curso avançado de população estelar em galáxias.

Jean Michel Gomes (IA & Universidade do Porto), participante do grupo de trabalho do SELGIFS (Study of Emission-Line Galaxies with Integral-Field Spectroscopy) Reconstrução da História de Formação Estelar comenta que: “O RemoveYoung pode tornar-se numa importante ferramenta em astronomia extragaláctica. Agora temos meios para revelar a população estelar mais antiga, até agora ocultada pelo brilho das estrelas jovens e massivas”.

A aparência óptica (morfologia) das galáxias resulta da sua evolução, mas de que maneira é que a história da construção das galáxias afeta o seu aspecto atual é uma dos mais interessantes enigmas da pesquisa extragaláctica.

A morfologia de galáxias de formação estelar é geralmente dominada pelas estrelas jovens, massivas e brilhantes, que podem ofuscar a importância estrutural das estrelas mais velhas (e mais tênues), o que limita o nosso conhecimento acerca da formação de galáxias.

Ao usar esta ferramenta disponibilizada publicamente, os pesquisadores conseguem remover numericamente a população estelar com uma determinada idade. Isto permite determinar a energia, brilho à superfície e distribuição da densidade estelar das estrelas mais antigas.

Para o pesquisador FCT Polychronis Papaderos (IA & Universidade do Porto), membro fundador do SELGIFS: “O RemoveYoung explora o poder combinado da síntese espectral da população e unidades de campo integral para espectroscopia 3D, para desvendar a história da formação de galáxias”.

© J. M. Gomes/P. Papaderos (mapa do brilho à superfície da galáxia NGC 3991)

Mapa do brilho à superfície da galáxia NGC 3991, calculado com unidades de campo integral para espectroscopia 3D do rastreio CALIFA (Calar Alto Integral Field Area Survey).

© J. M. Gomes/P. Papaderos (aplicação do RemoveYoung na galáxia NGC 3991)

Usando o RemoveYoung, eliminou-se a emissão associada a formação estelar com idade inferior a 30 milhões de anos, na galáxia NGC 3991.

Esta técnica aplica-se a uma variedade de galáxias de formação estelar, e pode relevar, por exemplo, caudas resultantes de antigas interações ou fusões galácticas, vestígios de galáxias anãs que foram capturadas por galáxias espirais, ou até barras nos núcleos galácticos, formadas por estrelas antigas, que estão ocultas por regiões de formação estelar mais brilhantes.

Jean Michel Gomes foi convidado pelo diretor do Instituto de Astronomia da Universidade de Viena, Prof. Bodo L. Ziegler, para apresentar este curso sobre população estelar nas galáxias. Este é um marco importante na colaboração entre as duas equipes; ambos os institutos colaboram no rastreio CALIFA, com foco no meio interestelar quente em galáxias elipsoidais.

O artigo “RemoveYoung: A tool for the removal of the young stellar component in galaxies within an adjustable age cutoff” foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

O coronógrafo de vórtice na exploração de exoplanetas

O estudo dos exoplanetas tem avançado muito nos últimos anos, graças em grande parte à missão Kepler.

© NASA/JPL-Caltech (disco protoplanetário ao redor da jovem estrela HD 141569)

Mas essa missão tem suas limitações. É difícil para o Kepler, e para outras tecnologias, obter imagens de regiões próximas às suas estrelas. Agora um novo instrumento chamado de coronógrafo de vórtice, instalado no Observatório Keck no Havaí, permite aos astrônomos olhar para discos protoplanetários que estão muito próximos das estrelas que orbitam.

A imagem acima foi obtida pelo coronógrafo de vórtice que captou um disco protoplanetário que rodeia a jovem estrela HD 141569, que está a cerca de 380 anos-luz da Terra.

O problema com a visualização de discos de poeira, e mesmo planetas, perto de suas estrelas é que as estrelas são muito mais brilhantes do que tais objetos que estão em sua órbita. As estrelas podem ser bilhões de vezes mais brilhante do que os planetas perto delas, tornando quase impossível vê-los devido ao brilho. "O poder do vórtice reside na sua capacidade de efetuar imagens de planetas muito próximos de sua estrela, algo que não podemos fazer para planetas semelhantes à Terra ainda," disse Gene Serabyn do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA. O coronógrafo de vórtice pode ser a chave para tirar as primeiras imagens de um ponto azul pálido como o nosso.

"O coronógrafo de vórtice nos permite observar as regiões ao redor das estrelas onde planetas gigantes como Júpiter e Saturno supostamente são formados. Antes, só conseguíamos imagear gigantes gasosos que nasceram muito mais longe. Com o coronógrafo de vórtice será possível captar planetas orbitando tão perto de suas estrelas como Júpiter é para o nosso Sol, ou cerca de duas a três vezes mais perto do que era possível antes," disse Dmitri Mawet, cientista do JPL e Caltech, ambos em Pasadena.

Em vez de mascarar a luz das estrelas, como outros métodos de visualização de exoplanetas, o coronógrafo de vórtice redireciona a luz para longe dos detectores, combinando ondas de luz e cancelando-as. Como não há máscara oculta, o coronógrafo de vórtice pode captar imagens de regiões muito mais próximas das estrelas do que outros coronógrafos são capazes. Dmitri Mawet, cientista de pesquisa que inventou o novo coronógrafo, compara-o ao olho de uma tempestade.

"O instrumento é chamado de coronógrafo de vórtice porque a luz das estrelas é centrada em uma singularidade óptica, que cria um buraco negro no local da imagem da estrela. "Os furacões têm uma singularidade em seus centros onde as velocidades do vento caem a zero, o olho da tempestade. Nosso coronógrafo de vórtice é basicamente o olho de uma tempestade óptica onde a luz das estrelas são desviadas," disse Mawet.

Um estudo apresentou a primeira imagem direta da estrela HIP79124 B, uma anã marrom que está a 23 UA de sua estrela, na região de formação de estrelas chamada Scorpius-Centaurus.

Um outro estudo apresentou imagens de um disco protoplanetário em torno da estrela jovem HD141569A. Essa estrela tem três discos à sua volta, e o coronógrafo conseguiu captar uma imagem do anel mais íntimo. A combinação dos dados coronógrafo de vórtice com os dados das missões Spitzer, WISE e Herschel mostrou que o material formador de planetas no disco é constituído por grãos de tamanho de seixos de olivina, que são os blocos de construção dos embriões do planeta. A olivina é um dos silicatos mais abundantes no manto da Terra.

Essas imagens e estudos são apenas o começo para o coronógrafo de vórtice. Ele será usado para captar muitos sistemas planetários mais jovens. Em particular, ele irá olhar para planetas perto das chamadas "linhas de geada" em outros sistemas solares. É a região em torno de sistemas estelares onde está frio o suficiente para que moléculas como água, metano e dióxido de carbono se condensem em grãos sólidos e gelados. O pensamento atual diz que a linha de geada é a linha divisória entre onde os planetas rochosos e os planetas gasosos são constituídos. Os astrônomos esperam que o coronógrafo possa responder a perguntas sobre Júpiteres e Netunos quentes.

Os Júpiteres e Netunos quentes são grandes planetas gasosos que são encontrados muito próximos de suas estrelas. Os astrônomos querem saber se esses planetas se formaram perto da linha de geada, em seguida, migraram para dentro em direção a suas estrelas, pois é impossível para eles se formarem tão perto de suas estrelas.

A questão é: quais as forças que os fizeram migrar para dentro? "Com um pouco de sorte, podemos pegar planetas no processo de migração através do disco protoplanetário, olhando para esses objetos muito jovens", disse Mawet.

Os resultados do coronógrafo de vórtice são apresentados em dois artigos publicados no Astronomical Journal.

Fonte: Universe Today

Quatro exoplanetas orbitando a estrela HR 8799

A vida existe fora do nosso Sistema Solar?

© NExSS/O. Keck/J. Wang/C. Marois (quatro exoplanetas orbitando a estrela HR 8799)

Para ajudar a descobrir, a NASA criou o Nexus for Exoplanet System Science (NExSS) para melhor localizar e estudar os sistemas de estrelas distantes que mantêm a esperança da existência de vida. Um novo resultado observacional de uma colaboração do NExSS evidencia os planetas recentemente descobertos orbitando a estrela HR 8799.

As imagens para foram tomadas ao longo de sete anos a partir do Observatório Keck no Havaí. Quatro exoplanetas aparecem como pontos brancos parcialmente circundando sua estrela progenitora, propositadamente obstruída no centro.

A estrela central HR 8799 é ligeiramente maior e mais massiva que o nosso Sol, enquanto que cada um dos exoplanetas são provavelmente algumas vezes maiores que massa de Júpiter.

O sistema HR 8799 está a cerca de 130 anos-luz de distância da Terra em direção à constelação de Pegasus (o Cavalo Alado). A pesquisa continuará verificando se algum exoplaneta, ou mesmo luas destes planetas, no sistema estelar HR 8799 poderia abrigar vida.

Fonte: NASA

Exoplaneta com atmosfera semelhante à Terra

O exoplaneta GJ 1132 b provavelmente não é um gêmeo idêntico da Terra, mas pode ser o primo mais próximo já encontrado ao redor de outra estrela.

© Dana Berry/Skyworks Digital/CfA (exoplaneta GJ 1132 b cirncunda sua estrela)

Ele possui pouco mais de uma massa terrestre, mas circunda sua estrela em uma órbita quente que o torna mais parecido com Vênus do que com nosso mundo. Além disso, seu diâmetro é aproximadamente 50% maior do que o da Terra, o que sugere que pode ser  dotado de uma atmosfera grossa. Agora, depois da observação mais cuidadosa já feita ao GJ 1132 b, uma colaboração europeia confirmou a existência de sua atmosfera, e encontrou indícios de que o planeta pode conter água e metano.

À medida que a mera descoberta de exoplanetas tornou-se rotineira, esforços para aprender mais sobre sua composição, clima e evolução estão tomando o primeiro plano, com estudos de suas atmosferas. Ainda que astrônomos tenham detectado a primeira atmosfera de um exoplaneta há mais de 15 anos, eles conseguiram observar apenas algumas desde então, a maior parte delas pertencentes a mundos bastante quentes e tão grandes quanto Júpiter, ou até maiores. Com o primeiro vislumbre da atmosfera alienígena do GJ 1132 b, os astrônomos estão entrando em uma nova fronteira, enquanto começam a examinar as atmosferas de mundos menores, mais parecidos com a Terra.

“Nós mostramos que um planeta com massa similar a da Terra é capaz de sustentar uma atmosfera grossa,” afirma John Southworth, professor de astrofísica da Universidade de Keele, na Inglaterra, e autor principal do estudo da descoberta.

Encontrar as atmosferas tênues ao redor de outros mundos leva a tecnologia atual ao seu limite.  Por sorte, o GJ 1132 b possui a vantagem de ser relativamente fácil de se estudar, porque está a apenas 39 anos-luz de distância, apenas um salto através da nossa vizinhança cósmica. Ele também orbita uma anã M, o menor e mais frio tipo de estrela, que permite  que astrônomos sondem a atmosfera do planeta de maneira mais rápida.

“Detectar a atmosfera de planetas semelhantes à Terra ao redor de anãs M é um passo essencial na busca por exoplanetas habitáveis,” afirma o astrônomo Julien de Wit, pesquisador de pós-doutorado no Instituto de Tecnologia de Massachusetts (MIT), que não possui filiação com o estudo. “A preocupação, no entanto, é que eles talvez não sejam sempre capazes de sustentar uma atmosfera por causa do histórico potencial de forte atividade em suas estrelas. Encontrar um com uma atmosfera nos forneceria esperança.”

A equipe estudou a atmosfera do GJ 1132 b usando uma variação do método de detecção planetária por trânsito, no qual o planeta percorre a face de sua estrela vista da Terra. À medida que o planeta cruza sua estrela, ele bloqueia uma porção pequena da luz total da estrela, projetando uma sombra planetária na direção do nosso Sistema Solar. A atmosfera de um planeta absorverá uma pequena fração da luz estelar ao redor das beiradas da sombra, filtrando certos comprimentos de onda em concordância com sua composição. Reunir luz o suficiente para diferenciar esse efeito minúsculo geralmente requer a observação de múltiplos trânsitos utilizando alguns dos telescópios mais poderosos do mundo.

Usando o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros do Observatório Europeu do Sul (ESO), no Chile, a equipe monitorou nove trânsitos do GJ 1132 b através de uma ampla variedade de comprimentos de onda, do óptico ao infravermelho próximo. Assim, os cientistas puderam organizar um espectro simples, que mostra a quantidade de luz em cada comprimento de onda. Os resultados mostraram absorção extra em certos comprimentos, indicando a possibilidade de presença de água e/ou metano na atmosfera do GJ 1132 b em proporções próximas as encontradas no ar terrestre.

O tamanho e a massa do GJ 1132 b já foram medidas, possibilitando estimar a densidade do planeta, e também sua possível composição. Dado que a atmosfera pode conter vapor d’água, um dos modelos sugere que o planeta pode ser um oásis espacial fumegante com um envelope substancial de água envolvido ao redor de um núcleo rochoso. Outros modelos com composições mais rochosas também são possíveis, e as medidas de massa não são detalhadas o suficiente para confirmar totalmente a composição do interior.

Dadas as limitações dos instrumentos atuais,  caberá à próxima geração de telescópios, como o telescópio espacial James Webb (JWST), fornecer mais informações sobre a natureza das atmosferas de exoplanetas semelhantes à Terra. “O telescópio espacial James Webb poderá medir os espectros dos exoplanetas detalhadamente, e talvez o GJ 1132 b seja um dos mais interessantes a ser extensamente observado,” afirma Renyu Hu, cientista planetário no Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA.

Ostentando um espelho seis vezes maior do que o do telescópio espacial Hubble, o JWST poderá buscar por sinais de dióxido de carbono e oxigênio, além de vapor d’água e metano nas atmosferas de exoplanetas de maneira eficiente. Ávidos caçadores de planetas, no entanto, não deveriam prender sua respiração para essas capacidades inovadoras, o JWST não será lançado até 2018, e o telescópio possui uma lista cheia de outros objetivos científicos que limitará qualquer observação de exoplanetas que consuma muito tempo.

“Esse é um ótimo começo, mas nós precisamos de uma maior resolução espectral e mais dados de relação sinal-ruído. Nós precisamos esperar o telescópio espacial James Webb para realmente progredirmos um pouco em relação às atmosferas de pequenos planetas,” afirma Sara Seager, professora de astrofísica do MIT.

Os resultados da pesquisa estão sendo analisados para publicação na revista científica The Astrophysical Journal.

Fonte: Scientific American

Gato Celeste encontra Lagosta Cósmica

Os astrônomos estudam há muito tempo as nuvens cósmicas brilhantes de gás e poeira catalogadas com os nomes NGC 6334 e NGC 6357, sendo esta nova imagem gigante, obtida com o telescópio de rastreio do Very Large Telescope (VST) do ESO, apenas uma das mais recentes.

© ESO (Nebulosa da Pata do Gato e Nebulosa da Lagosta)

Com cerca de dois bilhões de pixels trata-se de uma das maiores imagens alguma vez divulgadas pelo ESO. As formas evocativas destas nuvens levaram a que se lhes desse nomes memoráveis, tais como Nebulosa da Pata do Gato e Nebulosa da Lagosta, respetivamente.

A NGC 6334 situa-se a cerca de 5.500 anos-luz de distância da Terra, enquanto que a NGC 6357 se encontra mais afastada, a uma distância de 8.000 anos-luz, ambas situadas na constelação do Escorpião, próximo da ponta do ferrão.

O cientista britânico John Herschel observou pela primeira vez traços dos dois objetos em noites consecutivas de junho de 1837, durante a sua expedição de 3 anos ao Cabo da Boa Esperança, na África do Sul. Na ocasião, o fraco poder de resolução do telescópio que possuía apenas lhe permitiu documentar a almofada da garra mais brilhante da Nebulosa da Pata do Gato. Passariam muitas décadas até que as verdadeiras formas destas nebulosas fossem aparentes em fotografias, e surgissem os seus nomes populares.

As três almofadas das garras da Pata do Gato visíveis através dos telescópios modernos, assim como as regiões da Nebulosa da Lagosta, são efetivamente regiões de gás, predominantemente hidrogênio, que brilham sob a influência de estrelas recém-nascidas. Com massas cerca de 10 vezes a do Sol, estas estrelas quentes emitem intensa radiação ultravioleta que ioniza os átomos de hidrogênio que permanecem ainda na maternidade estelar que as formou. É por isso que estes vastos objetos do tipo de nuvens, que brilham devido à radiação emitida pelo hidrogênio e outros átomos, são conhecidos por nebulosas de emissão.

Graças ao poder da OmegaCAM, a câmara de 256 milhões de pixels montada no (VST), esta imagem revela tentáculos de poeira obscurante serpenteando pelas duas nebulosas. Com 49.511 x 39.136 pixels trata-se de uma das maiores imagens jamais divulgadas pelo ESO.

A OmegaCAM é sucessora do célebre instrumento Wide Field Imager (WFI) do ESO, atualmente instalado no telescópio MPG/ESO em La Silla. O WFI foi utilizado para fotografar a Nebulosa da Pato do Gato em 2010, também no visível mas com um filtro que permitiu que o brilho do hidrogênio se tornasse mais resplandescente. Entretanto, o Very Large Telescope (VLT) do ESO observou igualmente a Nebulosa da Lagosta de modo mais profundo, captando muitas estrelas quentes e brilhantes que influenciam a cor e a forma do objeto.

Apesar dos instrumentos de vanguarda usados para observar estes objetos, a poeira nestas nebulosas é tão espessa que muito do seu conteúdo permanece escondido. A Nebulosa da Pata do Gato é uma das maternidades estelares mais ativas do céu noturno, alimentando milhares de estrelas quentes jovens, cuja radiação visível não consegue chegar até nós. No entanto, observações no infravermelho, obtidas com telescópios como o VISTA do ESO, podem espreitar para além da poeira e revelar-nos a atividade de formação estelar que ocorre no seio destes objetos.

Observar nebulosas a diferentes comprimentos de onda de radiação dá-nos a possibilidade de fazer diferentes comparações visuais. Quando, por exemplo, observamos estas nebulosas nos maiores comprimentos de onda do infravermelho, uma parte da NGC 6357 parece-se com uma pomba e outra parte com uma caveira; por isso também se chama a este objeto Nebulosa Guerra e Paz.

Fonte: ESO

Fermi descobre os blazares mais extremos até agora

O telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA identificou os blazares de raios gama mais distantes, um tipo de galáxia cujas emissões intensas são abastecidas por buracos negros superdimensionados.

© CfA/M. Weiss (ilustração de um blazar)

A luz destes objetos distantes começou a sua viagem até nós quando o Universo tinha 1,4 bilhões de anos, ou quase 10% da sua idade atual.

"Apesar da sua juventude, estes blazares longínquos hospedam alguns dos buracos negros mais massivos que se conhecem," afirma Roopesh Ojha, astrônomo do Goddard Space Flight Center da NASA. "O fato de se terem desenvolvido tão cedo na história cósmica desafia as ideias atuais de como os buracos negros supermassivos se formam e crescem, e queremos encontrar mais destes objetos para nos ajudarem a entender melhor o processo."

Ojha apresentou os seus achados ontem, dia 30 de janeiro, na reunião da Sociedade Americana de Física em Washington.

Os blazares constituem aproximadamente metade das fontes de raios gama detetadas pelo instrumento LAT (Large Area Telescope) do Fermi. Os astrônomos pensam que as suas emissões altamente energéticas são alimentadas por matéria aquecida e dilacerada à medida que cai de um disco de acreção em direção a um buraco negro supermassivo com um milhão (ou mais) de vezes a massa do Sol. Uma pequena parte deste material em queda é redirecionado para um par de jatos de partículas, que explodem para fora em direções opostas quase à velocidade da luz. Os blazares são bastante brilhantes em todas as formas de luz, incluindo raios gama, a radiação mais energética, quando por acaso um dos jatos aponta quase diretamente na nossa direção.

Anteriormente, os blazares mais distantes detectados pelo Fermi emitiram a sua luz quando o Universo tinha cerca de 2,1 bilhões de anos. Observações prévias mostraram que os blazares mais distantes produzem a maior parte da sua luz em energias bem entre a gama detetada pelo LAT e pelos satélites de raios X atuais, o que tornou a sua descoberta extremamente difícil.

Então, em 2015, a equipe do Fermi divulgou um reprocessamento completo de todos os dados do LAT, a que chamou Passagem 8, inaugurando tantas melhorias que era como ter um novo instrumento. A sensibilidade melhorada do LAT, a energias mais baixas, aumentou as hipóteses de descobrir blazares mais distantes.

A equipe de pesquisa foi liderada por Vaidehi Paliya e Marco Ajello da Universidade de Clemson e Dario Gasparrini do Centro de Dados Científicos da Agência Espacial Italiana em Roma bem como Ojha. Eles começaram a procurar as fontes mais distantes num catálogo de 1,4 milhões de quasares, uma classe de galáxias intimamente relacionada com blazares. Dado que somente as fontes mais brilhantes podem ser detectadas a grandes distâncias cósmicas, eliminaram então todos menos os objetos mais brilhantes no rádio da lista. Com uma amostra final de aproximadamente 1.100 objetos, os cientistas examinaram então os dados do LAT, resultando na detecção de cinco novos blazares de raios gama.

 

© NASA/Scott Wiessinger (localização dos novos blazares)

Em termos de desvio para o vermelho, os novos blazares variam de redshift 3,3 para 4,31, o que significa que a luz que agora detectamos começou a sua viagem até nós quando o Universo tinha entre 1,9 e 1,4 bilhões de anos, respetivamente.

"Assim que descobrimos estas fontes, recolhemos todos os dados de comprimento de onda disponíveis e derivamos propriedades como a massa do buraco negro, a luminosidade do disco de acreção e o poder dos jatos," realça Paliya.

Dois dos blazares possuem buracos negros com bilhões de massas solares ou mais. Todos os objetos possuem discos de acreção extremamente luminosos que emitem mais de 2 trilhões de vezes a energia liberada pelo nosso Sol. Isto significa que a matéria está continuamente caindo para o buraco negro, encurralada num disco e aquecida antes de fazer o mergulho final.

"A questão principal agora é saber como é que estes buracos negros gigantescos se formaram num Universo tão jovem," comenta Gasparrini. "Não sabemos quais os mecanismos que desencadearam o seu rápido desenvolvimento."

Entretanto, a equipe planeja continuar a busca profunda por exemplos adicionais.

"Pensamos que o Fermi detectou apenas a ponta do iceberg, os primeiros exemplos de uma população de galáxias que anteriormente não foi detectada em raios gama," conclui Ajello.

Um artigo científico que descreve os resultados foi submetido à revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Imagens mostram anéis de Saturno em detalhe sem precedentes

Imagens recentemente divulgadas mostram a incrível proximidade com que a nave Cassini da NASA, agora na sua fase de "pastoreio dos anéis", está observando os deslumbrantes anéis gelados de Saturno.

© Cassini (anel A de Saturno)

Esta imagem da Cassini mostra uma onda de densidade no anel A (à esquerda) situada a cerca de 134.500 km de Saturno. As ondas de densidade são acumulações de partículas a certas distâncias do planeta. Esta característica está recheada de perturbações irregulares denominadas "palha". A onda, propriamente dita, é criada pela gravidade das luas Jano e Epimeteu, que partilham a mesma órbita ao redor de Saturno. No outro lado, a cena é dominada por sulcos de uma passagem recente da lua Pan.

As visões são algumas das imagens mais próximas das partes externas dos anéis principais, possibilitando uma oportunidade ansiosamente aguardada de observar aspectos como "palha" e "hélices". Embora a Cassini já tenha visto estas características antes, as órbitas atuais e especiais estão fornecendo oportunidades para as observar em maior detalhe. As novas imagens possuem resolução suficiente para captar detalhes tão pequenos quanto 550 metros, à escala dos maiores edifícios da Terra.

A Cassini está agora na metade da sua penúltima fase da missão, na execução de 20 órbitas que mergulham para além da orla externa do sistema principal de anéis. Estas órbitas rasantes começaram no mês de novembro do ano passado e vão continuar até ao final de abril deste ano, quando a Cassini começar o seu Grande Final. Durante as 22 órbitas finais, a Cassini mergulhará repetidamente através do espaço entre os anéis e Saturno. O primeiro mergulho final está agendado para 26 de abril.

Por agora, a sonda veterana está passando além das fronteiras externas dos anéis a cada semana, reunindo algumas das melhores imagens dos anéis e das luas. A Cassini já enviou as melhores imagens das pequenas luas Dafne e Pandora.

Algumas das estruturas vistas nas imagens recentes da Cassini não foram observáveis com este nível de detalhe desde que a sonda chegou a Saturno em meados de 2004. Neste momento, os detalhes finos das palhas e hélices, provocados por partículas anulares aglomeradas e pequenas luas, respetivamente, nunca tinham sido vistos antes (embora as hélices estivessem presentes em imagens da chegada da Cassini, foram só descobertas numa análise posterior concluída no ano seguinte).

A Cassini aproximou-se um pouco mais dos anéis durante a sua chegada a Saturno, mas a qualidade destas imagens não era tão alta quanto nas imagens novas. Estas observações preciosas apenas olhavam para o lado retroiluminado dos anéis com períodos curtos de exposição para minimizar manchas devido ao rápido movimento da Cassini enquanto saltava sobre o plano dos anéis. Isto resultou em imagens cientificamente deslumbrantes, mas um pouco escuras e com ruído.

Em contraste, as ampliações que a Cassini começou a captar nas suas órbitas de pastoreio são obtidas tanto nos lados iluminados como retroiluminados dos anéis.

Depois de quase 13 anos estudando os anéis de Saturno, a equipe da Cassini tem uma compreensão mais profunda e rica do que vislumbram, mas ainda antecipam novas surpresas.

"Estas passagens íntimas representam a abertura de uma janela inteiramente nova nos anéis de Saturno e, ao longo dos próximos meses, esperamos dados ainda mais empolgantes à medida que treinamos as nossas câmaras em outras partes dos anéis mais próximas do planeta," comenta Matthew Tiscareno, cientista da Cassini que estuda os anéis de Saturno no Instituto SETI, em Mountain View, Califórnia. 

Lançada em 1997, a Cassini tem vindo a visitar o sistema saturniano desde que aí chegou em 2004 para um estudo do planeta, dos anéis, das luas e da sua vasta magnetosfera. A Cassini fez inúmeras descobertas dramáticas, incluindo um oceano global com indicações de atividade hidrotermal no interior da lua Encélado e mares de metano líquido na lua Titã.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

O conflito da Nebulosa do Ovo Podre

A Nebulosa do Ovo Podre, representada aqui, cujo nome técnico é OH 231.8+04.2 constitui um exemplo espetacular da morte de uma estrela de baixa massa como o Sol.

© Hubble (Nebulosa do Ovo Podre)

Esta imagem tomada pelo telescópio espacial Hubble mostra a estrela que atravessa uma transformação rápida de uma gigante vermelha para uma nebulosa planetária, durante a fusão de suas camadas exteriores de gás e poeira no espaço circunvizinho. O material recentemente ejetado é lançado em direções opostas com velocidade imensa; o gás mostrado em amarelo está se movendo perto de um milhão de quilômetros por hora.

Os astrônomos raramente captam uma estrela nesta fase de sua evolução, porque ela ocorre em um piscar de olhos em termos astronômicos. Ao longo dos próximos mil anos, a nebulosa deve evoluir para uma nebulosa planetária.

A nebulosa possui a denominação de Nebulosa do Ovo Podre porque contém muito enxofre, um elemento que, quando combinado com outros elementos, cheira a um ovo podre.

A Nebulosa do Ovo Podre tem aproximadamente 1,4 anos-luz de extensão e encontra-se num aglomerado estelar aberto M46, localizado a mais de 5.000 anos-luz de distância na constelação de Puppis.

Fonte: ESA

A nebulosa Olho de Gato vista pelo Hubble

Para alguns esta imagem pode parecer um olho de gato. A fascinante nebulosa do Olho de Gato, no entanto, está a três mil anos-luz da Terra através do espaço interestelar.

© Hubble/Raul Villaverde (NGC 6543)

Uma nebulosa planetária clássica, o Olho de Gato (NGC 6543) representa uma fase final, breve e gloriosa na vida de uma estrela parecida com o Sol. A estrela moribunda central da nebulosa pode ter produzido o padrão simples e externo de conchas concêntricas empoeiradas ao expelir suas camadas externas em uma série de convulsões regulares.

Mas a formação das belas e complexas estruturas internas não é bem compreendida. Visto tão claramente nesta imagem digitalmente reprocessada do telescópio espacial Hubble, o olho cósmico está transversalmente sobre a metade de um ano luz.

Olhando para este Olho de Gato, os astrônomos podem estar observando o destino do nosso Sol, destinado a entrar em sua própria fase de evolução da nebulosa planetária, daqui a cerca de 5 bilhões de anos.

Fonte: NASA

N159 na Grande Nuvem de Magalhães

Este turbilhão cósmico de gás e poeira, com mais de 150 anos-luz de diâmetro, não está muito longe.

© Hubble (N159)

Encontra-se ao sul da nebulosa do Tarântula em nossa galáxia satélite a Grande Nuvem de Magalhães a meros 180.000 anos-luz de distãncia. As estrelas massivas se formaram no seu interior.

A radiação energética e poderosos ventos estelares esculpem o gás e poeira tornando brilhante esta região HII.

Está presente no catálogo Henize de estrelas e nebulosas de emissão nas Nuvens de Magalhães, com a denominação N159.

A nebulosa brilhante, compacta, em forma de borboleta localizada acima e à esquerda do centro provavelmente contém estrelas massivas em um estágio precoce de formação.

Obtida pela primeira vez em imagens do Hubble, a bolha compacta de gás ionizado passou a ser conhecida como a Nebulosa de Papillon.

Fonte: NASA

NuSTAR descobre novas pistas sobre "supernova camaleão"

"Somos feitos de material das estrelas", disse o famoso astrônomo Carl Sagan.

© Chandra/SDSS (a galáxia NGC 7331 no visível e a supernova SN 2014C)

Esta imagem, no visível, obtida pelo SDSS (Sloan Digital Sky Survey), mostra na região central a galáxia espiral NGC 7331, onde foi observada a invulgar supernova SN 2014C.

As reações nucleares que ocorreram em estrelas antigas produziram grande parte do material que compõe os nossos corpos, o nosso planeta e o nosso Sistema Solar. Quando as estrelas explodem em mortes violentas chamadas supernovas, estes elementos recém-formados escapam e espalham-se pelo Universo.

Uma supernova, em particular, está desafiando os modelos astronômicos de como as explosões estelares distribuem os seus elementos. A supernova SN 2014C mudou dramaticamente de aparência ao longo de um ano, aparentemente porque tinha expelido uma grande quantidade de material no final da sua vida. Isto não é compatível com qualquer categoria reconhecida de como uma explosão estelar deve acontecer. Para tentar explicar isto, os cientistas devem reconsiderar as ideias estabelecidas sobre como as estrelas massivas vivem as suas vidas antes de explodir.

"Esta 'supernova camaleão' pode representar um novo mecanismo de como as estrelas massivas fornecem elementos produzidos nos seus núcleos para o resto do Universo," afirma Raffaella Margutti, professora assistente de física e astronomia na Universidade Northwestern em Evanston, no estado norte-americano de Illinois.

As explosões estelares são classificadas com base na presença ou ausência de hidrogênio durante o evento. Embora as estrelas comecem as suas vidas fundindo hidrogênio em hélio, as grandes estrelas que se aproximam da fase de supernova esgotaram o hidrogênio como forma de combustível. As supernovas que têm muito pouco hidrogênio são chamadas Tipo I. Aquelas que não têm uma abundância de hidrogênio, mais raras, são chamadas Tipo II.

Mas SN 2014C, descoberta em 2014 numa galáxia espiral a aproximadamente 36 a 46 milhões de anos-luz de distância, é diferente. Ao observá-la em comprimentos de onda ópticos com vários telescópios terrestres, concluiu-se que a SN 2014C tinha-se transformado de uma supernova do Tipo I para uma supernova do Tipo II após o colapso do seu núcleo, conforme relatado num estudo de 2015 liderado por Dan Milisavljevic do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, Massachusetts, EUA. As observações iniciais não detectaram hidrogênio, mas, após mais ou menos um ano, ficou claro que as ondas de choque propagadas pela explosão estavam atingindo uma concha de material dominado por hidrogênio fora da estrela.

No novo estudo, o satélite NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA, com a sua capacidade única para observar radiação na faixa mais energética dos raios X, permitiu a observação de como a temperatura dos elétrons acelerados pelo choque da supernova mudou ao longo do tempo. Esta medição possibilitou estimar a rapidez com que a supernova está se expandindo e a quantidade de material na concha externa.

Para criar esta concha, a SN 2014C fez algo verdadeiramente misterioso: expeliu uma grande quantidade de material, principalmente hidrogênio, mas também elementos mais pesados, décadas a séculos antes de explodir. De fato, a estrela libertou o equivalente à massa do Sol. Normalmente, as estrelas não expulsam material tão tarde na sua vida.

"A expulsão tardia deste material é provavelmente uma maneira das estrelas partilharem elementos, que produzem durante as suas vidas, de volta para o seu ambiente," comenta Margutti, membro do Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics da Universidade Northwestern.

Os observatórios Chandra e Swift da NASA também foram usados para obter uma imagem da evolução da supernova. A coleção de observações mostrou que, surpreendentemente, a supernova aumentou de brilho em raios X após a explosão inicial, demonstrando que devia haver uma concha de material, anteriormente expelida pela estrela, que as ondas de choque atingiram.

© Chandra (a galáxia NGC 7331 em raios X e a supernova SN 2014C)

Esta imagem do observatório de raiosX Chandra da NASA mostra a galáxia espiral NGC 7331, numa imagem em raios X a três cores. Os tons vermelho, verde e azul são usados para raios X de baixa, média e alta energia, respetivamente. A supernova incomum SN 2014C, foi avistada nesta galáxia, indicada pela caixa.

Porque é que uma estrela jogaria fora tanto hidrogênio antes de explodir?

Uma teoria é que há algo que falta na nossa compreensão das reações nucleares que ocorrem nos núcleos de estrelas massivas propensas a explodirem como supernova. Outra possibilidade é que a estrela não morreu sozinha; uma estrela companheira num binário poderá ter influenciado a vida e morte invulgar da progenitora da SN 2014C. Esta segunda teoria encaixa na observação de que cerca de 7 em cada 10 estrelas gigantes têm companheiras.

O estudo sugere que deve ter atenção às vidas das estrelas massivas nos séculos antes de explodirem. Os astrônomos vão continuar monitorando as consequências desta supernova desconcertante.

"A noção de que uma estrela pode expelir uma quantidade tão grande de matéria num curto espaço de tempo é completamente nova," comenta Fiona Harrison, pesquisadora principal do NuSTAR no Caltech, Pasadena, EUA. "Está desafiando as nossas ideias fundamentais de como as estrelas evoluem e, eventualmente, explodem, distribuindo os elementos químicos necessários para a vida."

Um estudo sobre a supernova SN 2014C foi publicado esta semana na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: California Institute of Technology