Um membro distante e tênue do nosso Sistema Solar

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrônomos revelaram detalhes extraordinários sobre um recém-descoberto e distante membro do nosso Sistema Solar, o corpo planetário 2014 UZ₂₂₄, mais informalmente conhecido como DeeDee.

© NRAO/Alexandra Angelich (ilustração do corpo planetário DeeDee)

A cerca de três vezes a distância atual de Plutão ao Sol, DeeDee é o segundo objeto transnetuniano (OTN) mais distante com uma órbita confirmada, superada apenas pelo planeta anão Éris. Os astrônomos estimam que existam dezenas de milhares destes corpos gelados no Sistema Solar exterior para além da órbita de Netuno.

Os novos dados do ALMA revelam, pela primeira vez, que DeeDee tem aproximadamente 635 km de diâmetro, cerca de dois-terços do diâmetro do planeta anão Ceres, o maior membro do cinturão de asteroides. Com este tamanho, DeeDee deverá ter massa suficiente para ser esférico, o critério necessário para que seja considerado um planeta anão, embora ainda tenha que receber esta designação oficial.

"Muito além de Plutão situa-se uma região surpreendentemente rica em corpos planetários. Alguns são muito pequenos, mas outros têm tamanhos que rivalizam com Plutão e que podem, possivelmente, até ser muito maiores," afirma David Gerdes, cientista da Universidade de Michigan. "Dado que estes objetos são tão distantes e tênues, é incrivelmente difícil detectá-los, quanto mais estudá-los em detalhe. O ALMA, no entanto, tem capacidades únicas que nos permitiram aprender detalhes excitantes sobre estes mundos distantes."

Atualmente, DeeDee está a aproximadamente 92 UA (unidades astronômicas) do Sol. Uma unidade astronômica é a distância média da Terra ao Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros. A esta tremenda distância, DeeDee leva mais de 1.100 anos a completar uma órbita. A luz de DeeDee demora quase 13 horas para chegar à Terra. Sendo que o planeta Netuno está a 30 UA e o planeta anão Plutão está a 40 UA do Sol.

Gerdes e a sua equipe anunciaram a descoberta de DeeDee no outono de 2016. Descobriram-no usando o telescópio Blanco de 4 metros do Observatório Interamericano de Cerro Tololo, no Chile, como parte de observações do DES (Dark Energy Survey), um levantamento óptico de mais ou menos 12% do céu que procura compreender a força, ainda misteriosa, que está acelerando a expansão do Universo.

O levantamento DES produz vastas quantidades de imagens astronômicas, que fornecem aos astrônomos a oportunidade de também procurar por objetos do Sistema Solar distante. A pesquisa inicial, que inclui quase 15.000 imagens, identificou mais de 1,1 bilhões de objetos candidatos. A vasta maioria destes revelaram-se como estrelas de fundo e galáxias ainda mais distantes. No entanto, observou-se que uma pequena fração se movia lentamente através do céu ao longo de observações sucessivas, o sinal revelador de um OTN.

Um destes objetos foi identificado em 12 imagens separadas. Os astrônomos informalmente apelidaram-no de DeeDee, abreviatura de "Distant Dwarf" (anão distante).

Os dados ópticos do telescópio Blanco permitiram a medida da distância e das propriedades orbitais de DeeDee, mas não foi possível determinar o seu tamanho ou outras características físicas. Era possível que DeeDee fosse um membro relativamente pequeno do nosso Sistema Solar, contudo, reflexivo o suficiente para ser detectado da Terra. Ou poderia ser invulgarmente grande e escuro, refletindo apenas uma pequena parte da fraca luz solar que lá chega; ambos os cenários produzem dados ópticos idênticos.

Tendo em conta que o ALMA observa o Universo frio e escuro, pode detectar o calor, sob a forma de radiação milimétrica, emitido naturalmente por objetos frios no espaço. A assinatura de calor de um objeto do Sistema Solar distante seria diretamente proporcional ao seu tamanho.

"Calculamos que este objeto seria incrivelmente frio, com apenas cerca de 30 Kelvin, um pouco acima do zero absoluto," comenta Gerdes.

Enquanto a luz visível refletida por DeeDee é apenas tão brilhante quanto uma vela vista a meio caminho até à Lua, o ALMA poderia rapidamente focar-se na assinatura de calor do corpo planetário e medir o seu brilho nos comprimentos de onda milimétricos.

Isto permitiu a determinação de que o objeto reflete apenas cerca de 13% da luz solar que o atinge.

Ao comparar estas observações do ALMA com os dados ópticos anteriores, os astrônomos obtiveram as informações necessárias para calcular o tamanho do objeto. "O ALMA captou-o com bastante facilidade," comenta Gerdes. "Fomos então capazes de resolver a ambiguidade que tínhamos com apenas os dados ópticos."

Objetos como DeeDee são restos cósmicos da formação do Sistema Solar. As suas órbitas e propriedades físicas revelam detalhes importantes sobre a formação dos planetas, incluindo a Terra.

Esta descoberta também é excitante porque mostra que é possível detectar objetos muito distantes e em movimento lento no nosso Sistema Solar. Os pesquisadores realçam que estas mesmas técnicas podem ser usadas para detectar o teórico "Planeta Nove" que poderá residir muito além de DeeDee e Éris.

"Ainda existem muitos novos mundos por descobrir no nosso quintal cósmico. "O Sistema Solar é um lugar rico e complicado," conclui Gerdes.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Exoplanetas do tamanho da Terra podem ser habitáveis

Com dois sóis no céu, Tatooine, o planeta natal de Luke Skywalker, da saga "Guerra das Estrelas", parece um mundo arenoso e desértico.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de planeta hipotético em torno do sistema binário Kepler-35)

Na vida real, graças a observatórios como o telescópio espacial Kepler da NASA, sabemos que os sistemas binários podem, de fato, suportar planetas, embora os planetas descobertos, até agora, em estrelas duplas, sejam grandes e gasosos. Os cientistas perguntam-se: se um planeta do tamanho da Terra orbitar dois sóis, poderá suportar vida?

Ao que parece, um tal planeta poderá ser bastante hospitaleiro se localizado à distância ideal das suas duas estrelas e não teria, necessariamente, desertos. De acordo com um novo estudo, numa gama particular de distâncias em relação a duas estrelas progenitoras parecidas com o Sol, um planeta coberto por água permaneceria habitável e manteria a sua água durante muito tempo.

"Isto significa que os sistemas binários do tipo aqui estudado são excelentes candidatos a hospedar planetas habitáveis, apesar das grandes variações na quantidade de luz estelar que estes planetas hipotéticos receberiam," comenta Max Popp, pesquisador associado da Universidade de Princeton em New Jersey, EUA, e do Instituto Max Planck de Meteorologia em Hamburgo, Alemanha.

Popp e Siegfried Eggl, pesquisador pós-doutorado do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA em Pasadena, no estado norte-americano da Califórnia, criaram um modelo para um planeta no sistema Kepler-35. Na realidade, o par estelar Kepler-35A e B abrigam um planeta chamado Kepler-35b, um planeta gigante com cerca de oito vezes o tamanho da Terra e uma órbita de 131,5 dias terrestres. Para o seu estudo, os cientistas ignoraram a influência gravitacional deste planeta e adicionaram um hipotético planeta coberto de água, do tamanho da Terra, em torno das estrelas Kepler-35A e B. Eles examinaram como o clima deste planeta se comportaria à medida que orbitava as duas estrelas com períodos entre 341 e 380 dias.

Na pesquisa exoplanetária, os cientistas falam de uma região chamada "zona habitável", a variedade de distâncias ao redor de uma estrela onde um planeta terrestre tem mais probabilidade de abrigar água líquida à sua superfície. Neste caso, dado que as duas estrelas estão em órbita uma da outra, a zona habitável depende da distância ao centro de massa que ambos os corpos estelares orbitam. Para tornar as coisas ainda mais complicadas, um planeta em torno de duas estrelas não viajaria num círculo; em vez disso, a sua órbita oscilaria através da interação gravitacional com as duas estrelas.

Popp e Eggl descobriram que na margem mais distante da zona habitável do sistema duplo Kepler-35, o hipotético planeta coberto de água teria muita variação em termos de temperaturas superficiais. Dado que um planeta frio teria apenas uma pequena fração de vapor de água na sua atmosfera, as temperaturas médias globais da superfície iriam subir e descer até 2º C ao longo de um ano.

"Isto é análogo a como, na Terra, climas áridos como desertos passam por grandes variações de temperatura do dia para a noite," explica Eggl. "A quantidade de água no ar faz uma grande diferença".

Mas, mais perto das estrelas, próximo do limite interior da zona habitável, as temperaturas médias globais da superfície, neste mesmo planeta, permaneceriam quase constantes. Isto porque uma maior quantidade de vapor de água seria capaz de persistir na atmosfera do planeta hipotético, que atua como um "buffer" para manter as condições superficiais confortáveis.

Tal como acontece nos sistemas com uma única estrela, um planeta para além da fronteira exterior da zona habitável dos seus dois sóis, acabaria eventualmente num chamado estado de "bola de neve", completamente coberto de gelo. Mais perto do que o limite interno da zona habitável, a atmosfera isolaria demais o planeta, criando um efeito estufa desenfreado e transformando o planeta num mundo parecido com Vênus, inóspito à vida como a conhecemos.

Outra característica do modelo climático deste estudo é que, em comparação com a Terra, um planeta coberto por água em torno de duas estrelas teria uma menor cobertura de nuvens. Isso significaria um céu mais limpo para a observação do pôr-do-Sol duplo nestes mundos exóticos.

O novo estudo foi publicado na revista Nature Communications.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Descoberto possível gêmeo de Vênus ao redor de estrela anã

Usando o telescópio espacial Kepler da NASA, os astrônomos descobriram um planeta a 219 anos-luz de distância que parece ser um parente próximo de Vênus.

© Danielle Futselaar (ilustração de um exoplaneta análogo de Vênus em torno de uma anã M)

Este mundo recém-descoberto é apenas ligeiramente maior do que a Terra e orbita uma estrela de temperatura baixa chamada Kepler-1649 com um-quinto do diâmetro do nosso Sol.

O planeta abraça firmemente a sua estrela progenitora, completando uma órbita a cada 9 dias. Esta órbita íntima faz com que o fluxo de luz estelar que alcança o planeta seja 2,3 vezes maior do que o fluxo solar na Terra. Em comparação, o fluxo solar de Vênus é 1,9 vezes do que o valor terrestre.

A descoberta fornecerá mais informações sobre a natureza de exoplanetas em torno de anãs M, de longe o tipo mais comum de estrelas no Universo. Enquanto estas estrelas são mais vermelhas e mais tênues do que o Sol, as recentes descobertas exoplanetárias revelaram casos em que mundos tipo-Terra orbitam anãs M em órbitas que os colocam na zona habitável da estrela. Mas estes exoplanetas podem, inevitavelmente, não ser semelhantes à Terra, que tem um clima salubre. Podem ser análogos a Vênus, com atmosferas espessas e temperaturas escaldantes.

Segundo a cientista Isabel Angelo, do Instituto SETI, o estudo de planetas parecidos com Kepler-1649b, análogo de Vênus, "é cada vez mais importante para entender os limites das zonas habitáveis das anãs M."

"Existem vários fatores, como a variabilidade estelar e os efeitos de maré, que tornam estes exoplanetas diferentes de planetas do tamanho da Terra ao redor de estrelas parecidas com o Sol."

Diz-se que Vênus é um planeta irmão da Terra, mas, em muitos aspetos, não é um irmão próximo. Apesar de ter o mesmo tamanho que a Terra, e de estar apenas 40% mais próximo do Sol, a sua atmosfera e temperatura são extremamente diferentes.

Elisa Quintana, do Instituto SETI e do Goddard Space Flight Center da NASA, membro da equipe que descobriu Kepler-1649b, realça que "muitas pessoas estão focadas na descoberta de outras Terras. Mas os análogos de Vênus são igualmente importantes."

"Uma vez que estão prestes a sair novos telescópios, que nos permitirão estudar atmosferas, o foco tanto em análogos da Terra como em análogos de Vênus poderá ajudar-nos a decifrar porque é que, no nosso Sistema Solar, um permite com que a vida se desenvolva e o outro não, apesar de terem massas parecidas, densidades comparáveis, etc."

Fonte: SETI Institute

Misteriosa explosão cósmica

Cientistas descobriram um flash misterioso de raios X usando o observatório Chandra da NASA, obtendo a imagem mais profunda de raios X até o momento.

© Chandra (misteriosa fonte de raios X)

A fonte de raios X está localizada em uma região do céu conhecida como Chandra Deep Field-South (CDF-S), que é mostrada no painel principal deste gráfico. Durante os 17 anos que o Chandra vem operando, o telescópio observou este campo muitas vezes, resultando em um tempo de exposição total de 7 milhões de segundos, ou seja, dois meses e meio. Nesta imagem do CDF-S, as cores representam diferentes bandas de energia de raios X, onde vermelho, verde e azul mostram, respectivamente, os raios X de baixa, média e alta energia que Chandra pode detectar.

A misteriosa fonte descoberta, mostrada na caixa de inserção, tem propriedades notáveis. Antes de outubro de 2014, esta fonte não foi detectada em raios X, mas então ela entrou em erupção e tornou-se pelo menos um fator de 1.000 mais brilhante em poucas horas. Após cerca de um dia, a fonte tinha desvanecida completamente abaixo da sensibilidade do Chandra.

Milhares de horas de dados obtidos pelos telescópios espaciais Hubble e Spitzer ajudaram a determinar que o evento surgiu de uma pequena galáxia distante a cerca de 10,7 bilhões de anos-luz da Terra. Por alguns minutos, a fonte de raios X produziu mil vezes mais energia do que todas as estrelas nesta galáxia.

Enquanto os cientistas pensam que esta fonte provavelmente vem de algum tipo de evento destrutivo, suas propriedades não correspondem a nenhum fenômeno conhecido. Isso significa que esta fonte pode ser de uma variedade que nunca foi vista antes.

Os pesquisadores, no entanto, têm algumas ideias sobre o que esta fonte poderia ser. Duas das três principais possibilidades de explicar a fonte de raios X invocam eventos de explosão de raios gama (GRB), que são explosões de jato desencadeadas pelo colapso de uma estrela massiva ou pela fusão de uma estrela de nêutrons com outra estrela de nêutrons ou um buraco negro. Se o jato está apontando para a Terra, uma explosão de raios gama é detectada. À medida que o jato se expande, perde energia e produz radiação mais fraca e isotrópica em raios X e outros comprimentos de onda.

As explicações possíveis para a fonte de raios X CDF-S, de acordo com os pesquisadores, são um GRB que não é apontado para Terra, ou um GRB que se encontra além da galáxia pequena. Uma terceira possibilidade é que um buraco negro de tamanho médio dilacerou uma estrela anã branca.

A misteriosa fonte de raios X não foi vista em nenhum outro momento durante os dois meses e meio de tempo de exposição que Chandra observou a região CDF-S. Além disso, não foram encontrados eventos semelhantes em observações de Chandra de outras partes do céu.

Esta fonte de raios X no CDF-S tem propriedades diferentes das fontes de raios X ainda inexplicáveis ​​descobertas nas galáxias elípticas NGC 5128 e NGC 4636 por Jimmy Irwin e colaboradores. Em particular, a fonte CDF-S provavelmente está associada com a destruição completa de uma estrela de nêutrons ou anã branca e é aproximadamente 100.000 vezes mais luminosa em raios X. Ela também está localizada em uma galáxia hospedeira muito menor e mais jovem, e só é detectada durante uma única explosão de várias horas.

Pesquisas adicionais altamente direcionadas através do arquivo do Chandra e as do satélite XMM-Newton da ESA e da Swift da NASA podem revelar mais exemplos deste tipo de objeto variável que até agora passaram despercebidos. Futuras observações de raios X pelo Chandra e outros telescópios de raios X também podem revelar o mesmo fenômeno de outros objetos.

Um artigo que descreve este resultado será publicada na edição de junho de 2017 do periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descobertos dois novos radiantes nos céus austrais

O dia 20 de março de 2017 se torna mais uma data importante para a ciência no Brasil. O Meteor Data Center, órgão ligado à União Astronômica Internacional (IAU) incluiu, pela primeira vez na sua lista geral de chuvas de meteoros, duas descobertas feitas por brasileiros.

 © BRAMON (composição das órbitas dos meteoros do radiante Epsilon Gruids)

 © BRAMON (composição das órbitas dos meteoros do radiante August Caelids)

São as recém batizadas Epsilon Gruids (EGR) e a August Caelids (ACD), localizadas nas constelações do Grou e do Cinzel, respectivamente. O Sol (em amarelo) pode ser visto no centro das imagens. A Terra (em azul) está á esquerda do Sol no radiante Epsilon Gruids e está á direita do Sol no radiante August Caelids.

As descobertas couberam à Rede Brasileira de Observação de Meteoros (BRAMON) que desde 2014 tem realizado um trabalho de monitorar os céus do país, registrando os meteoros que surgem. Atualmente a rede conta com 82 estações de monitoramento, distribuídas em 19 estados do Brasil. E ao longo deste tempo de atuação, possui em seu banco de dados, vídeos de mais de 86.000 meteoros. Assim, se firma como uma das maiores redes de monitoramento do mundo e uma das poucas do hemisfério sul da Terra.

O planeta Terra, em seu giro anual ao redor do Sol encontra, algumas vezes, pequenas partículas no espaço. E toda vez que estas partículas entram na atmosfera e queimam, formam os rastros luminosos dos meteoros. Todos nós já vimos as chamadas “estrelas cadentes” e, ao longo do ano, algumas datas são especialmente favoráveis aos seus avistamentos. São as noites onde ocorrem as chuvas de meteoros.

A União Astronômica Internacional mantém o catálogo atualizado de todas estas “chuvas”, com as datas e as posições no céu em que são visíveis. A lista possui quase 800 grupos de meteoros.

Um dos grandes interesses da BRAMON é registrar um mesmo meteoro sob vários pontos de vista. Isto é, ter vídeos de um mesmo meteoro gravados em cidades diferentes. Isto possibilita determinar a órbita que o referido meteoro possuía antes de encontrar a Terra pelo caminho.

Assim, em três anos de operação, foram determinadas 4205 órbitas. A grande maioria de meteoros participantes de “chuvas” já catalogadas. Outros, num primeiro olhar, pareciam apenas vir de pontos aleatórios do céu.

Quando os registros do banco de dados completaram três anos, foi hora de iniciar uma pesquisa para saber se, dentre os meteoros que pareciam vagar aleatoriamente pelo Sistema Solar, existiria alguma nova família a ser descoberta.

Os trabalhos tiveram início no final de 2016. Os pesquisadores Carlos Di Pietro (São Paulo – SP) e Marcelo Zurita (João Pessoa – PB) observaram que um grupo de meteoros pareciam surgir de um único ponto no ceú, bem na constelação do Grou. Mas confirmar uma nova chuva de meteoros não é tarefa fácil, uma série de testes devem ser empregados e a matemática envolvida não é das mais simples.

No final de janeiro de 2017, outro integrante da BRAMON, Lauriston Trindade (Maranguape – CE) integrou o grupo de pesquisa com objetivo de executar os cálculos e conseguir a validação da descoberta. “Foram centenas de cálculos, envolvendo milhares de meteoros. Foram dezenas de leituras de artigos para o entendimento dos cálculos, ferramentas matemáticas tiveram que ser totalmente desenvolvidas para facilitar o trabalho. Foi um mês de trabalho dedicado. E para a alegria de todos, não só foi possível validar o primeiro grupo descoberto como acabei encontrando um segundo grupo válido. Assim, a BRAMON estava prestes a conseguir a descoberta de duas chuvas de meteoros.

De posse dos dados orbitais das duas “chuvas” o Meteor Data Center foi comunicado, no último dia 9 de março, sendo que em 20 de março, as duas novas chuvas descobertas pela BRAMON foram incluídas na lista oficial da União Astronômica Internacional. Tanto a Epsilon Gruids quanto a August Caelids foram inclusas com o status “Working pro tempore”. Uma vez que são “chuvas” com baixa taxa de ocorrência de meteoros, e ainda carecem de mais observações, que agora serão feitas por outros observadores espalhados pelo mundo.

Descobertas desta natureza possuem muitos significados para a comunidade científica, pois mostra o poder de uma rede de pesquisa voluntária e colaborativa, formada por cidadãos comuns que tem interesse em produção e divulgação científica.

Fonte: BRAMON

Detectada atmosfera ao redor de exoplaneta parecido com a Terra

Astrônomos detectaram uma atmosfera em torno da super-Terra GJ 1132b.

© Max Planck Institute for Astronomy (ilustração do exoplaneta GJ 1132b e sua estrela)

Este achado marca a primeira detecção de uma atmosfera ao redor de um exoplaneta parecido com a Terra e, portanto, é um passo importante no caminho para a detecção de vida para além do nosso Sistema Solar. A equipe que fez a descoberta, liderada pelo Dr. John Southworth da Universidade Keele, usou o telescópio de 2,2 metros do ESO/MPG no Chile para obter imagens da estrela progenitora GJ 1132. Foram capazes de medir a ligeira diminuição de brilho à medida que o planeta e a sua atmosfera absorvem luz estelar enquanto transita (passa em frente) da estrela.

O Dr. John Southworth explica: "embora esta não seja a detecção de vida em outro planeta, é um passo importante na direção certa: esta detecção de uma atmosfera ao redor da super-Terra GJ 1132b marca a primeira vez que foi descoberta uma atmosfera num exoplaneta parecido com a Terra."

A estratégia atual dos astrônomos, para encontrar vida em outro planeta, é detectar a composição química da atmosfera deste planeta, procurando desequilíbrios químicos que podem ser provocados por organismos vivos. No caso da nossa própria Terra, a presença de grandes quantidades de oxigênio é um sinal de vida.

Até estes achados pela equipe do Dr. Southworth, todas as detecções anteriores de atmosferas exoplanetárias envolviam gigantes gasosos e quentes parecidos com Júpiter.

O Dr. Southworth diz que apesar de estarmos ainda muito longe de detectar vida em exoplanetas, esta descoberta é o primeiro passo:

"Com esta pesquisa, demos o primeiro passo no estudo das atmosferas de planetas menores e parecidos com a Terra. Nós simulamos uma variedade de atmosferas possíveis para este planeta, descobrindo que aquelas ricas em água e/ou metano explicariam as observações de GJ 1132b. O planeta é significativamente mais quente e um pouco maior do que a Terra, de modo que uma possibilidade é que poderá ser um 'mundo de água' com uma atmosfera de vapor quente."

O planeta em questão, GJ 1132b, orbita a estrela de massa muito baixa GJ 1132 na direção da constelação do hemisfério sul, Vela, a uma distância de 39 anos-luz da Terra. O sistema foi estudado pela equipe do Dr. John Southworth (Universidade Keele, Reino Unido) e por Luigi Mancini (Universidade de Roma Tor Vergata), e inclui pesquisadores do Instituto Max Planck para Astronomia e da Universidade de Cambridge.

O instrumento GROND acoplado ao telescópio de 2,2 metros do ESO/MPG foi utilizado para observar o planeta em sete diferentes bandas de comprimento de onda, simultaneamente, abrangendo o óptico e o infravermelho próximo. Dado que GJ 1132b é um planeta de trânsito, passa diretamente entre a Terra e a sua estrela hospedeira a cada 1,6 dias, bloqueando uma pequena fração da sua luz. A partir da quantidade de luz perdida, é possível deduzir o tamanho do planeta; neste caso, tem apenas 1,4 vezes o tamanho da Terra.

Crucialmente, as novas observações mostraram que o planeta era maior numa das sete bandas de comprimento de onda. Isto sugere a presença de uma atmosfera opaca a esta radiação em particular (fazendo com que o planeta pareça maior), mas transparente a todos os outros.

A descoberta desta atmosfera é encorajadora. As estrelas de massa muito baixa são extremamente comuns (muito mais do que estrelas parecidas com o Sol), e são conhecidas por hospedar muitos planetas pequenos. Mas também mostram muita atividade magnética, produzindo níveis muito altos de raios X e raios ultravioleta, que podem evaporar as atmosferas dos planetas. No entanto, as propriedades do GJ 1132b mostram que sua atmosfera pode suportar durante bilhões de anos sem ser destruída. Dado o grande número de estrelas de massa muito baixa e de planetas, isto pode significar que as condições adequadas para a vida são comuns no Universo.

Esta descoberta torna o GJ 1132b um dos alvos de maior prioridade para um estudo mais aprofundado pelas atuais instalações, como o telescópio espacial Hubble e o VLT do ESO, bem como pelo telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto para o ano que vem.

Este trabalho intitulado "Detection of the atmosphere of the 1,6 Earth mass exoplanet GJ 1132B" foi publicado no periódico Astronomical Journal.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

O ALMA observa fogos de artifícios estelares

As explosões estelares são normalmente associadas a supernovas, as espetaculares mortes das estrelas. No entanto, novas observações do ALMA forneceram informações sobre explosões na outra ponta do ciclo de vida estelar, o nascimento das estrelas.

© ALMA/J. Bally/H. Drass (explosão estelar em Órion)

A imagem de fundo inclui imagens ópticas e no infravermelho próximo obtidas pelo telescópio Gemini South e pelo Very Large Telescope do ESO. O famoso aglomerado do Trapézio, composto por estrelas quentes e jovens, aparece na parte de baixo da imagem. Os dados do ALMA não cobrem toda a imagem mostrada aqui.

Astrônomos captaram estas imagens quando exploravam os restos, parecidos com fogos de artifício, do nascimento de um grupo de estrelas massivas, demonstrando assim que a formação estelar pode ser também um processo violento e explosivo.

A 1.350 anos-luz de distância na constelação de Órion, situa-se uma fábrica de estrelas densa e ativa chamada Nuvem Molecular de Orion 1 (OMC-1), que faz parte do mesmo complexo que a famosa Nebulosa de Órion. As estrelas nascem quando nuvens de gás, com centenas de vezes a massa do Sol, colapsam sob a sua própria gravidade. Nas regiões mais densas, as protoestrelas acendem-se e começam a vaguear sem rumo. Ao longo do tempo, algumas estrelas “caem” em direção a um centro de gravidade comum, geralmente dominado por uma protoestrela particularmente grande; e se as estrelas sofrem encontros próximos antes de escapar da sua maternidade estelar, podem então ocorrer interações violentas.

Há cerca de 100.000 anos, várias protoestrelas começaram a se formar no interior da OMC-1. A gravidade fez com que elas se aproximassem umas das outras com velocidades cada vez maiores até que, há cerca de 500 anos, duas delas se chocaram. Os astrônomos não sabem se estas estrelas apenas se tocaram ou colidiram completamente, mas em qualquer dos casos o fenômeno deu origem a uma poderosa erupção que lançou para o espaço interestelar várias protoestrelas próximas e centenas de correntes colossais de gás e poeira, deslocando-se a velocidades de mais de 150 quilômetros por segundo. A interação cataclísmica liberou tanta energia como a que o nosso Sol emite durante 10 milhões de anos.

Agora, uma equipe de astrônomos liderada por John Bally (Universidade do Colorado, EUA) utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para observar o coração desta nuvem. A equipe descobriu um resto do nascimento explosivo deste grupo de estrelas massivas que parece uma versão cósmica de fogos de artifício, com enormes correntes de matéria se deslocando em todas as direções.

Acredita-se que tais explosões são relativamente curtas, e que os restos observados pelo ALMA não duram mais que alguns séculos. No entanto, embora breves, tais explosões de protoestrelas podem ser relativamente comuns. Ao destruírem a sua nuvem progenitora, estes eventos poderão ajudar a regular a taxa de formação estelar nestas nuvens moleculares gigantes.

Indícios da natureza explosiva dos restos da OMC-1 foram inicialmente observados em 2009 pelo Submillimeter Array no Havaí. Bally e a sua equipe também observaram este objeto no infravermelho próximo com o telescópio Gemini South no Chile, revelando uma estrutura notável de correntes de matéria, com dimensões de quase um ano-luz de ponta a ponta.

As novas imagens do ALMA mostram a natureza explosiva em alta resolução, revelando detalhes importantes sobre a distribuição e os movimentos de alta velocidade do gás de monóxido de carbono (CO) situado no interior das correntes de material. Isso ajudará os astrônomos a compreender melhor a força por detrás da explosão e o impacto que tais eventos podem ter na formação estelar na Galáxia.

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Descrito novo modelo para formação do cinturão de asteroides

Em 1801, quando procurava um planeta que acreditava existir entre as órbitas de Marte e Júpiter, o padre e astrônomo italiano Giuseppe Piazzi (1746 – 1826) acabou descobrindo Ceres, um planeta-anão de quase mil quilômetros de diâmetro.

© NASA (ilustração de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter)

Ceres é o maior objeto do chamado cinturão de asteroides, mas está longe de ser o único. Estima-se que o cinturão seja formado por mais de 1 milhão deles. Há mais de 200 anos os astrônomos quebram a cabeça para descobrir como foi que o cinturão de asteroides se formou e por que não existe nenhum planeta entre Marte e Júpiter.

Apesar da enorme quantidade de dados reunida em dois séculos de pesquisas sobre o cinturão, inclusive graças a diversas sondas espaciais que foram enviadas até lá, ainda não se chegou a um consenso sobre como ele teria se formado.

Novas hipóteses continuam sendo formuladas, como é o modelo denominado de “Caótico”. Seus autores são os astrônomos brasileiros André Izidoro e Othon Winter, do Grupo de Dinâmica Orbital e Planetologia da Universidade Estadual Paulista (UNESP), campus de Guaratinguetá, em colaboração com colegas da França e dos Estados Unidos. 

Os planetas do Sistema Solar são divididos em duas categorias, os rochosos ou terrestres (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte), que ficam no Sistema Solar interno, e os gigantes gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) do Sistema Solar externo.

Entre os dois grupos está o cinturão principal de asteroides. Suas centenas de milhares de objetos se distribuem por uma ampla faixa orbital que vai de aproximadamente 1,8 a 3,2 unidades astronômicas do Sol (uma unidade astronômica equivale à distância média do Sol à Terra).

“Os gigantes gasosos, como Júpiter e Saturno, foram os primeiros a se formar, quando o Sistema Solar contava com no máximo 10 milhões de anos”, disse Izidoro, cuja pesquisa “Formação e dinâmica planetária: do Sistema Solar a exoplanetas” tem apoio da FAPESP por meio do Programa Jovens Pesquisadores em Centros Emergentes.

Segundo ele, os gigantes gasosos se formaram a partir da acreção, ou seja, do acúmulo do gás da nebulosa solar que envolvia o protossistema solar. Esse mesmo gás é parte daquele que serviu de matéria-prima para a formação e ignição do Sol.

A Terra se formou quando não havia mais gás à disposição, pois toda matéria da nebulosa havia sido tragada pelo Sol ou pelos gigantes gasosos, e o que não fora se dissipou ou então foi expelido para longe pela intensa radiação do Sol recém-nascido. “Estima-se que a Terra tenha se formado quando o Sol tinha entre 30 e 150 milhões de anos. O cinturão de asteroides se formou mais cedo do que a Terra, mas os asteroides só atingiram a distribuição atual ao longo da história do Sistema Solar”, disse Izidoro.

“Para explicar o modelo Caótico é preciso primeiro falar sobre o principal modelo atual de formação do Sistema Solar, o Grand Tack”, disse Izidoro. O nome dessa teoria é inspirado em uma manobra náutica chamada “cambada”, que consiste em mudar a direção de um barco colocando a proa contra o vento.

Pelo modelo Grand Tack, durante a formação de Júpiter, o planeta teria migrado da sua órbita original a 3,5 unidades astronômicas do Sol até cerca de 1,5. No entanto, assim como migrara para perto do Sol, o planeta Júpiter, em seguida, realizou o caminho contrário. Isso ocorreu graças a Saturno, o segundo maior planeta do Sistema Solar.

Conforme Saturno incorporava gás e crescia, ele também migrava em direção ao Sol. Júpiter e Saturno teriam dado uma “cambada” assim que Saturno encontrou Júpiter no caminho de aproximação do Sol.

Esse movimento de ida e volta de Júpiter e Saturno, de acordo com o Grand Tack, teve duas consequências: uma para Marte e a outra para a formação do cinturão de asteroides.

No caso marciano, o “limpador” planetário no qual Júpiter (e Saturno) se convertera removeu a maior parte da matéria-prima disponível desde a órbita de Marte até o cinturão de asteroides. É por isso que Marte, ao se formar mais tarde, acumularia material suficiente para atingir apenas um décimo da massa da Terra.

Já no caso do cinturão de asteroides, a influência gravitacional de Júpiter trouxe consequências mais drásticas. Somente uma pequena fração da matéria original sobreviveu na região do cinturão de asteroides, uma quantia insuficiente para formar um planeta, mas consistente com o que é observado hoje. Além disso, a distribuição dos asteroides nesse modelo é bastante similar àquela dos asteroides reais.

Ao observar as nebulosas de protossistemas solares na Via Láctea, os astrônomos verificam as condições pelas quais planetas gigantes se formam.

“O Grand Tack é muito aceito, é bem sólido e encontra respaldo em observações astronômicas. Mas isso não quer dizer que esteja correto, nem que o cinturão de asteroides se formou da forma por ele prevista”, disse Izidoro.

Winter concorda. “O Grand Tack não é o único modelo que explica a formação do cinturão de asteroides. O nosso modelo Caótico também é viável”, disse o professor titular do Departamento de Matemática da Faculdade de Engenharia da Unesp, coordenador do Projeto Temático "Dinâmica Orbital de Pequenos Corpos".

A diferença dos dois modelos parte de uma variável básica: a quantidade de matéria-prima disponível na região de Marte e do cinturão de asteroides. O Grand Tack parte da premissa de que havia muita matéria nessas regiões e que essa matéria foi removida por Júpiter e Saturno durante uma dramática fase de migração.

Já o modelo Caótico desenvolvido por Izidoro e Winter parte da premissa de que quase não havia matéria naquelas regiões. Tal hipótese prescinde de uma migração tão intensa de Júpiter em direção ao Sol, pois assume já de início que quase não havia matéria ali.

Estudos astronômicos são conduzidos tanto a partir de observações astronômicas como de simulações computacionais. Essas últimas são feitas ao compilar e rodar programas que simulam o comportamento dos corpos celestes que se quer estudar de acordo com as leis físicas e as variáveis que se quer testar.

“Nos estudos astronômicos, são realizadas dezenas ou até centenas de simulações diferentes. “No entanto, todas elas forneceram resultados insatisfatórios, que não reproduziam um Sistema Solar tal qual o observamos. Todas, menos uma.”

O único resultado positivo do modelo Caótico, aquele que condiz com o Sistema Solar que observamos, foi obtido por acaso. Isso aconteceu quando, nas variáveis da simulação, as órbitas de Júpiter e Saturno foram levemente alteradas, mas mantidas em uma mesma ressonância.

Dois planetas estão em ressonância quando suas órbitas estão sincronizadas à razão de números inteiros, como 1, 2, 3, 4 etc. Nesse caso específico, a configuração era tal que, para cada órbita de Saturno, Júpiter descrevia praticamente, mas não exatamente, duas voltas completas em torno do Sol. A simulação previa uma pequena vibração nas órbitas de Júpiter e Saturno.

“A vibração era mínima, incapaz de retirar os planetas do estado de ressonância, porém suficiente para alterar o equilíbrio do sistema. Foi aí que emergiu o caos que dá nome ao modelo”, disse Winter.

Em vez de a simulação calcular as órbitas de Júpiter e de Saturno como elipses perfeitas, os planetas descreveriam órbitas minimamente diferentes umas das outras, tanto na forma da elipse quanto na sua oscilação em relação ao plano do Sistema Solar. Essa condição mínima foi suficiente para alterar todo o comportamento dos asteroides no cinturão principal.

“A diferença entre o resultado dessa simulação onde Júpiter e Saturno tinham órbitas caóticas e daquelas onde não tinham foi realmente impressionante”, disse Izidoro.

“A simulação resultou em um Sistema Solar interior com Marte pequeno, com massa equivalente àquela que ele de fato tem, e um cinturão de asteroides com distribuição de corpos muito semelhante àquela observada. No nosso modelo, a distribuição dos asteroides atingiu o seu status atual em algum momento durante a infância do Sistema Solar, ou seja, durante os seus primeiros 700 milhões de anos”, disse Izidoro.

“No modelo Caótico, Júpiter e Saturno provavelmente migraram um pouco em direção ao Sol, mas em uma intensidade muito menor do que aquela do modelo Grand Tack. Na nossa concepção, Júpiter e Saturno nunca adentraram 5,2 unidades astronômicas”, disse.

O novo modelo desenvolvido pelos brasileiros e que descreve a formação do cinturão de asteroides é plausível e reproduz um Sistema Solar como o conhecemos. Mas seria essa hipótese a resposta definitiva para a questão?

“Ainda não podemos afirmar isso. Os dois modelos são a priori válidos, tanto o Grand Tack como o Caótico. Mas qualquer um deles pode ser descartado a qualquer momento, se algum deles falhar em reproduzir resultados condizentes com a realidade que observamos.

“Nosso modelo tem certas vantagens em relação ao Grand Tack, que é um modelo muito bonito, porém muito complexo. Para funcionar, ele exige que o disco do Sistema Solar satisfaça algumas condições peculiares. Já o nosso modelo Caótico é pautado em situações mais comuns, que foram observadas, como o fato de os planetas entrarem em ressonância”, disse Winter.

“O modelo Caótico é mais simples. E, na ciência, geralmente as respostas mais simples são aquelas que mais frequentemente conduzem à solução de um problema”, disse.

O artigo intitulado The asteroid belt as a relic from a chaotic early Solar System foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: FAPESP (Agência)

A nebulosa escura de LDN 1622 e o Laço de Barnard

Nesta cena cósmica habita a silhueta de uma intrigante nebulosa escura.

© Leonardo Julio (LDN 1622 e Sh 2-276)

A nebulosa escura de Lynds (LDN) 1622 aparece abaixo do centro contra um fundo tênue de gás hidrogênio brilhante apenas facilmente visto em longas exposições telescópicas da região.

A LDN 1622 situa-se perto do plano de da Via Láctea, perto do Laço de Barnard (designação de catálogo: Sh 2-276), uma grande nuvem que rodeia o rico complexo de nebulosas de emissão encontradas no Cinturão e na Espada de Órion.

Os arcos ao longo de um segmento do Laço de Barnard estendem-se pelo topo da imagem. Mas a poeira obscurecida da LDN 1622 é considerada muito mais próxima do que as nebulosas mais famosas de Órion, talvez a apenas 500 anos-luz de distância. A esta distância, este campo de visão de 1 grau de largura abrangeria menos de 10 anos-luz.

Fonte: NASA

Filamentos da galáxia ativa NGC 1275

O que mantém estes filamentos ligados a esta galáxia?

© Hubble/Domingo Pestana (NGC 1275)

Os filamentos persistem na NGC 1275 mesmo que as tumultuosas colisões de galáxias os destrua. Primeiro, a galáxia ativa NGC 1275 é o membro central dominante do grande e relativamente próximo ao aglomerado de galáxias Perseus.

Com aspecto selvagem em comprimentos de onda visíveis, a galáxia ativa é também uma prodigiosa fonte de raios X e emissão de rádio. A NGC 1275 agrega matéria à medida que galáxias inteiras caem nela, abastecendo um buraco negro supermassivo no núcleo da galáxia.

Esta imagem composta, recriada a partir de dados de arquivo do telescópio espacial Hubble, destaca os detritos galácticos resultantes e filamentos de gás incandescente, alguns com até 20.000 anos-luz de comprimento. Observações indicam que as estruturas, lançadas para fora do centro da galáxia pela atividade do buraco negro, são mantidas unidas por campos magnéticos.

A NGC 1275, também conhecida como Perseus A, abrange mais de 100.000 anos-luz e situa-se a cerca de 230 milhões de anos-luz de distância.

Fonte: NASA

Como os exoplanetas podem morrer violentamente

Um planeta pode sofrer um declínio lento, devido ao envelhecimento, espiralando gradualmente em direção a sua estrela, ou sua morte pode ser rápida, por causa de mudança abrupta de seu sol.

© NASA (ilustração de um exoplaneta sendo englobado por sua estrela)

Estrelas gigantes vermelhas podem se expandir o suficiente para engolir seus planetas; A impressão desse artista mostra um mundo condenado como Júpiter à medida que sua crescente estrela se aproxima rapidamente.

Entender estas mortes pode ajudar os cientistas a melhor vislumbrar a vida e a evolução dos planetas individuais, bem como a forma como outros sistemas duradouros podem existir.

A mais recente adição ao clube de planetas moribundos é KELT-16b, um mundo quase três vezes maior do que Júpiter orbitando sua estrela em menos de um dia terrestre. O planeta é um de somente seis mundos com as órbitas extremamente próximas que possui menos de um dia, que possa ser observado movendo-se entre a Terra e suas estrelas brilhantes, tornando-os vulneráveis ​​às fortes forças de maré.

"O que torna KELT-16 incomum é que temos uma medida muito precisa da idade do sistema e o estado da evolução, e assim podemos identificar quando isso é provável que ocorra," diz Keivan Stassun da Universidade Vanderbilt. Stassun e seus colegas identificaram o vulnerável exoplaneta, que provavelmente será destruído no próximo meio milhão de anos.

Enquanto milhares de exoplanetas foram vistos em torno de outras estrelas na última década, apenas um punhado foram vislumbrados no final de sua vida. A maioria deles são observados no final da vida de uma estrela, seu material espalhado através da superfície estelar. Outros foram encontrados no meio de seus desenvolvimentos, durante a maior parte da vida de suas estrelas, permanecendo estáveis durante longas escalas de tempo.

"O que estamos perdendo é o começo da história: planetas como KELT-16b quando os sistemas são muito jovens e a estrela progenitora ainda é extremamente quente," diz Stassun. Enquanto tais observações incluem mundos que eventualmente se tornarão estáveis, eles também incluirão aqueles que não o fizeram e acabam rapidamente vaporizados pela estrela.

Com um instrumento no Arizona e outro na Sutherland Astronomical Observation Station  na África, o projeto KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope) é dedicado à caça de exoplanetas em torno de estrelas brilhantes.

Orbitando perto de suas estrelas, Júpiteres quentes são os primeiros na fila a serem destruídos. Se o planeta é menos denso do que sua estrela, seu material pode se mover para sua estrela ao longo de sua vida. Se o mundo é mais de cinco vezes mais denso do que a estrela, no entanto, ele pode acabar engolido inteiro.

Entender os planetas cujas órbitas são deslocadas pode ajudar os astrônomos a entender melhor a própria estrela, bem como quantos Júpiteres quentes podem formar no início da vida de um sistema planetário.

Nem todos os planetas moribundos são mortos por órbitas próximas. Alguns sofrem com o processo de envelhecimento de sua estrela. Perto do fim de sua vida, as estrelas como o Sol incham em gigantes vermelhas massivas que consomem os planetas mais próximos e deslocam as órbitas daqueles mais distantes.Quando o Sol passar pelo processo daqui 5 ou 6 bilhões de anos, ele rapidamente devorará Mercúrio e Vênus. Se a Terra será imediatamente consumida permanece sob debate, mas se sobreviver, sua existância ao longo da borda do Sol tornará inabitável.

Os planetas destruídos "devem ser bastante comuns", diz Eva Villaver, da Universidade Autônoma de Madri, por e-mail. "Isso acontecerá especialmente para os planetas em órbitas próximas."

Em 2012, Eva Villaver, da Universidade Autônoma de Madri, e seus colegas identificaram detritos na composição de uma estrela gigante vermelha que revelou que tinha consumido recentemente um de seus planetas. Eles também encontraram um planeta sobrevivente cuja órbita excêntrica sugeriu que uma vez teve um companheiro.

Eventualmente, estrelas gigantes vermelhas expulsam suas camadas exteriores e encolhem gerando anãs brancas, não mais passando por fusão, mas ainda quentes. Como as anãs brancas têm superfícies de hidrogênio e hélio, elementos mais pesados ​​afundam rapidamente. Quando são detectados outros elementos na superfície de uma anã branca, conclui-se que não pode ser da estrela moribunda. Em vez disso, permite vislumbrar o interior de planetas e detritos.

Mas em 2015, os astrônomos obtiveram seu primeiro vislumbre de um planeta em torno da anã branca WD 1145+017. Usando um processo conhecido como o método do trânsito, encontraram os restos que passam entre a Terra e a estrela morrendo enquanto orbitava. Material sobre a anã branca sugeriu que o objeto, menor que Ceres, estava sendo dilacerado e despejado sobre a estrela.

O pequeno mundo provavelmente começou longe da estrela progenitora. À medida que a estrela se transformou em uma gigante vermelha e novamente em uma anã branca, as mudanças teriam afetado as órbitas de qualquer planeta sobrevivente, que por sua vez lançou o planeta para dentro. Quando Andrew Vanderburg, estudante de pós-graduação no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, avistou o mundo moribundo, estava em processo de ser vaporizado, parte de seu material já puxado para a anã branca.

"Sabemos há cerca de uma década que os planetas provavelmente são interrompidos por anãs brancas," diz Vanderburg. "Mas os objetos em trânsito em torno de WD 1145+017 foram a arma fumegante para esta teoria."

"O processo que ocorre em torno de WD 1145+017 é provavelmente muito comum," diz Vanderburg. "Vemos evidências deste processo acontecendo em 30 a 50% de todas as anãs brancas, o que significa que pequenos corpos rochosos estão sendo lançados para dentro de órbitas distantes em torno de estrelas mortas e sendo esmagados e vaporizados pelas anãs brancas. Este é o destino final de quase todos os sistemas planetários."

A pesquisa foi publicada no periódico Astronomical Journal.

Fonte: Astronomy

Órbita de Marte abriga restos de antigos mini-planetas

O planeta Marte partilha a sua órbita com um punhado de asteroides pequenos, os chamados troianos.

© Apostolos Christou (pontos de Lagrange ao redor de Marte)

Agora, uma equipe internacional de astrônomos, usando o VLT (Very Large Telescope) no Chile, descobriu que a maioria destes objetos partilha uma composição comum; são provavelmente restos de um mini-planeta que foi destruído por uma colisão há muito tempo atrás.

Os asteroides troianos movem-se em órbitas com a mesma distância média ao Sol do que um planeta, presos dentro de "refúgios seguros" e gravitacionais 60º à frente e atrás do planeta. O significado especial destes locais foi desvendado pelo matemático francês do século XVIII, Joseph-Louis Lagrange. Em sua honra, são agora conhecidos como "pontos de Lagrange"; o ponto que antecede o planeta é L4; o que sucede o planeta é L5.

Na imagem, à esquerda, os percursos traçados pelos troianos de Marte ao redor de L4 e L5 (cruzes) em relação ao planeta (disco vermelho) e ao Sol (disco amarelo). O círculo pontilhado indica a distância média entre Marte e o Sol. À direita, ampliação da inserção (retângulo) que mostra os percursos dos 8 troianos em L5: 1998 VF31 (marcado "VF31" em azul), Eureka (vermelho), e os 6 objetos identificados como membro da família. Os discos indicam os tamanhos relativos dos asteroides. Eureka, o maior membro, tem cerca de 2 km de comprimento.

Conhecem-se cerca de 6.000 troianos na órbita de Júpiter e cerca de 10 na de Netuno. Pensa-se que remontem aos primeiros tempos do Sistema Solar, quando a distribuição de planetas, asteroides e cometas era muito diferente da que observamos hoje.

Marte é, até agora, o único planeta terrestre que se sabe ter companheiros troianos em órbitas estáveis. O primeiro troiano marciano foi descoberto há mais de 25 anos atrás no ponto L5 e denominado "Eureka" em referência à famosa exclamação do antigo matemático grego Arquimedes. A contagem atual é de nove, um fator de menos 600 em relação aos troianos de Júpiter, mas mesmo até esta amostra relativamente insignificante mostra uma estrutura interessante não vista em qualquer outra parte do Sistema Solar.

Para começar, todos os troianos, exceto um, seguem Marte no seu ponto de Lagrange L5. Além do mais, as órbitas de todos menos um dos 8 troianos em L5 estão agrupadas em torno do próprio Eureka. A causa para esta distribuição desigual de objetos ainda não foi determinada, apesar de existirem um par de possibilidades. Num cenário, uma colisão quebrou um asteroide percursor no ponto L5, e os fragmentos constituem o grupo que observamos hoje. Outra possibilidade é que um processo chamado fissão rotacional fez com que Eureka girasse mais depressa, eventualmente libertando pequenos pedaços de si próprio para uma órbita heliocêntrica. Qualquer que seja a razão, o grupo sugere fortemente que os asteroides nesta "família Eureka" fizeram parte de um único objeto ou de um corpo progenitor. Embora as evidências circunstanciais desta hipótese sejam fortes, o teste está em desvendar se os asteroides partilham uma composição comum ou não. Felizmente, isto pode ser feito por telescópio, medindo a cor da luz solar refletida pela superfície dos asteroides, ou seja, obtendo o seu espectro.

Com este objetivo, uma equipe internacional de astrônomos liderados por Apostolos Christou e por Galin Borisov do Observatório e Planetário Armagh, na Irlanda do Norte, Reino Unido, usou o espectrógrafo X-SHOOTER acoplado ao telescópio "Kueyen", a Unidade 2 do VLT do ESO no Chile, no início de 2016, para registar o espectro de dois asteroides que pertencem à família Eureka, 311999 e 385250. Graças à análise dos espectros, descobriram que ambos os objetos são "gêmeos" de Eureka, em termos de composição, confirmando assim a relação entre os asteroides. Também é a primeira vez que se descobre que os asteroides são compostos principalmente por olivina, um mineral que normalmente se forma dentro de objetos muito maiores sob condições de alta pressão de temperatura. A implicação é que estes asteroides são provavelmente relíquias de material do manto de mini-planetas ou "planetesimais" que, como a Terra, desenvolveram uma crosta, um manto e um núcleo através do processo de diferenciação, mas que há muito foram destruídos por colisões.

Christou salienta que "existem muitas outras famílias no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, e até entre os troianos de Júpiter, mas nenhuma é dominada por asteroides de olivina." Isto está relacionado com o chamado problema do manto em falta: isto é, se acrescentarmos a massa de minerais diferentes no cinturão de asteroides, particularmente aqueles cujos fragmentos se pensa terem pertencido a outros maiores e diferenciados, há falta de material do manto em comparação com material da crosta rochosa e do núcleo.

Embora a descoberta desta família dominada por olivina não forneça uma solução final para o problema do manto em falta, mostra que o material do manto estava presente perto de Marte no início da história do Sistema Solar. Christou explica: “os nossos achados sugerem que este material participou na formação de Marte e, quem sabe, do seu vizinho planetário, a nossa Terra."

As descobertas foram divulgadas num artigo que será publicado neste mês de abril na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Armagh Observatory

Como Marte perdeu a sua atmosfera e se tornou um deserto frígido

De acordo com novos resultados da sonda MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission) da NASA, o vento e a radiação solares são os responsáveis pela remoção da atmosfera marciana, transformando Marte de um planeta que poderia ter suportado vida há bilhões de anos atrás, num mundo frio e desértico.

© Goddard Space Flight Center (atmosfera atual e do passado de Marte)

"Nós determinamos que a maioria do gás presente na atmosfera de Marte foi perdido para o espaço," realça Bruce Jakosky, pesquisador principal da MAVEN, da Universidade do Colorado em Boulder, EUA. A equipe fez esta determinação a partir dos últimos resultados, que revelam que aproximadamente 65% do argônio que já esteve presente na atmosfera foi perdido para o espaço.

Em 2015, os membros da equipe da MAVEN anunciaram resultados que mostravam uma perda atmosférica atual e descreveram como é que esta atmosfera é removida. A análise presente usa medições da atmosfera de hoje para a primeira estimativa de quanto gás foi perdido ao longo do tempo.

A água líquida, essencial para a vida, não é hoje estável à superfície de Marte porque a sua atmosfera é demasiado fria e fina para a suportar. No entanto, evidências como características que se assemelham com leitos de rio e minerais que só se formam na presença de água líquida, indicam que o antigo clima marciano era muito diferente, quente o suficiente para a água correr à superfície durante longos períodos de tempo.

"Esta descoberta é um importante passo em frente para desvendar o mistério dos ambientes passados de Marte," salienta Elsayed Talaat, cientista do Programa MAVEN, na sede da NASA em Washington. "Num contexto mais amplo, esta informação ensina-nos mais sobre os processos que podem, ao longo do tempo, mudar a habitabilidade de um planeta."

Existem muitas maneiras de um planeta perder parte da sua atmosfera. Por exemplo, reações químicas podem prender o gás nas rochas à superfície, ou uma atmosfera pode ser corroída por radiação e vento da estrela que hospeda o planeta. Os novos resultados revelam que a radiação solar e o vento solar são os responsáveis pela maior parte da perda atmosférica de Marte e que o esgotamento foi suficiente para transformar o clima marciano. O vento solar é um fluxo fino de gás, eletricamente condutor, soprado constantemente a partir da superfície do Sol.

O Sol primitivo tinha uma radiação ultravioleta e um vento solar muito mais intensos, de modo que a perda atmosférica devido a estes processos foi provavelmente muito maior no passado de Marte. Segundo a equipe, estes processos podem ter sido os que controlaram o clima e habitabilidade do planeta. É possível que a vida microbiana possa ter existido à superfície no início da história de Marte. À medida que o planeta arrefecia e secava, qualquer forma de vida pode ter sido empurrada para locais subterrâneos ou para raros oásis à superfície.

Jakosky e a sua equipe obtiveram os novos resultados através da medição da abundância atmosférica de dois isótopos diferentes do gás argônio. Os isótopos são átomos do mesmo elemento, mas com massas diferentes. Uma vez que o mais leve dos dois isótopos escapa para o espaço com mais facilidade, deixa o gás remanescente enriquecido com o isótopo mais pesado. A abundância relativa dos dois isótopos, medida na atmosfera superior e à superfície, possibilitou estimar a fração do gás atmosférico perdido para o espaço.

Dado que um "gás nobre" não pode reagir quimicamente, não pode ser arrastado para as rochas; o único processo que pode remover gases nobres para o espaço é um processo físico chamado pulverização catódica pelo vento solar. Neste processo, os íons capturados pelo vento solar podem impactar Marte a altas velocidades e empurrar, fisicamente, o gás atmosférico para o espaço. A equipe rastreou o argônio porque só pode ser removido por pulverização catódica. Assim que os cientistas determinaram a quantidade de argônio perdida por pulverização, puderam usar esta informação para determinar a perda por pulverização catódica de outros átomos e moléculas, incluindo o dióxido de carbono (CO₂).

O CO₂ é de interesse porque é o principal constituinte da atmosfera de Marte e porque é um eficiente gás de efeito estufa que pode reter calor e aquecer o planeta. "Nós determinamos que a maioria do CO₂ do planeta foi também perdido para o espaço por pulverização catódica," comenta Jakosky. "Existem outros processos que podem remover o CO₂, de modo que este processo nos dá o valor mínimo de CO₂ que foi perdido para o espaço."

A equipe fez a sua estimativa usando dados da atmosfera superior de Marte, recolhidos pelo instrumento NGIMS (Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer) da MAVEN. Esta análise incluiu medições da superfície marciana obtidas pelo instrumento SAM (Sample Analysis at Mars) a bordo do rover Curiosity.

"As medições combinadas permitem uma melhor determinação de quanto argônio marciano foi perdido para o espaço ao longo de bilhões de anos," comenta Paul Mahaffy do Goddard Space Flight Center da NASA. "A utilização de medições de ambas as plataformas aponta para o valor que múltiplas missões têm em fazer medições complementares". Mahaffy, pesquisador principal do SAM e líder do instrumento NGIMS, ambos desenvolvidos no Goddard Space Flight Center.

Um artigo descrevendo os resultados foi publicado na revista Science.

Fonte: University of Arizona

O planeta Saturno em infravermelho

Muitos detalhes de Saturno aparecem claramente na luz infravermelha.

© Cassini/Maksim Kakitsev (Saturno)

Bandas de nuvens mostram grandes estruturas, incluindo tempestades ao longo delas. Também, bastante impressionante no infravermelho é o padrão incomum de nuvem hexagonal em torno do polo norte de Saturno. Cada lado do hexágono escuro tem aproximadamente o diâmetro da Terra.

A existência do hexágono não foi prevista, e sua origem e provável estabilidade constituem um tópico sendo pesquisado. Os célebres anéis de Saturno circundam o planeta e geram sombras abaixo do equador do planeta.

A imagem em destaque foi tomada pela sonda Cassini em 2014, em várias cores infravermelhas, mas foi processada apenas recentemente. Em setembro deste ano, a missão da sonda Cassini será finalizada de forma dramática, com a sonda sendo direcionada para mergulhar no interior do planeta Saturno.

Fonte: NASA

Auroras alienígenas em Urano

Desde que a Voyager 2 emitiu imagens espetaculares dos planetas nos anos 80, os amantes de planetas foram fisgados pelas auroras extraterrestres.

© Hubble/Voyager 2 (anel e auroras em Urano)

Esta é uma imagem composta de Urano pela Voyager 2 e duas observações diferentes feitas por Hubble, uma para o anel e outra para as auroras.

As auroras são causadas por correntes de partículas carregadas como elétrons, que vêm de várias origens, como ventos solares, ionosfera planetária e vulcanismo lunar. Elas ficam estagnadas em poderosos campos magnéticos e são canalizadas para a atmosfera superior, onde suas interações com moléculas de gás, como oxigênio ou nitrogênio, desencadeiam explosões espetaculares de luz.

As auroras alienígenas em Júpiter e Saturno são bem estudadas, mas não se sabe muito sobre as auroras do gigantesco planeta gelado Urano. Em 2011, o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA tornou-se o primeiro instrumento a captar uma imagem das auroras em Urano. Em 2012 e 2014 os astrônomos deram uma segunda olhada nas auroras usando as capacidades ultravioletas do Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) instalado no Hubble.

Eles acompanharam os choques interplanetários causados ​​por duas poderosas rajadas de vento solar viajando do Sol para Urano, então usaram o Hubble para captar seu efeito nas auroras de Urano, e observando as auroras mais intensas já vistas no planeta.

Ao observar as auroras ao longo do tempo, foi recolhida a primeira evidência direta de que estas poderosas regiões brilhantes giravam com o planeta. foi possível também redescobrir os polos magnéticos perdidos por Urano, que foram perdidos pouco depois de sua descoberta pela Voyager 2 em 1986 devido a incertezas nas medições e inexpressiva superfície do planeta.

Fonte: ESA