Encontrada mancha gigantesca no Sol

Uma mancha gigantesca foi encontrada na superfície do Sol.

© NASA/Goddard Space Flight Center/SDO (Sol hoje)

As imagens foram efetuadas pela sonda Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA entre 5 e 11 de julho.

A mancha, denominada Região Ativa 12665, é a primeira a surgir na parte visível do Sol, que foi encontrada nos últimos dias. Durante a redução da atividade solar, tais fenômenos são mais raros do que no período quando a atividade solar se encontra a um nível estável. Há uma possibilidade do surgimento de explosão solar, mas é muito cedo para prevê-la.

A atividade solar é definida pelo número de manchas e explosões na superfície do Sol, bem como pelas mudanças do campo magnético do astro. No período do ciclo solar, que é de aproximadamente 11 anos, ocorrem tempestades geomagnéticas fortes e frequentes, que afetam componentes eletrônicos e a vida aqui na Terra.

© NASA/Goddard Space Flight Center/SDO (mancha solar)

Esta mancha solar na face do Sol parece ser pequena, mas o tamanho relativo do seu núcleo escuro é realmente maior do que a Terra.

Fonte: NASA

Messier 63: A Galáxia do Girassol

Uma brilhante galáxia espiral do céu boreal, a Messier 63 (M63) está localizada a cerca de 25 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação Canes Venatici.

© Hubble/Subaru (M63)

A M63, também catalogada como NGC 5055, esta majestosa ilha do Universo possui aproximadamente 100 mil anos-luz de diâmetro. Ela tem quase o tamanho da da Via Láctea. Conhecida pelo apelido popular, a Galáxia do Girassol, a M63 apresenta um núcleo amarelado brilhante, evidenciado nesta imagem composta de telescópios espaciais e terrestres.

Seus braços espirais azuis com faixas de poeira cósmica e pontilhadas com regiões de formação estelar que aparecem de cor rosada. membro dominante do conhecido aglomerado de galáxias, o Grupo M101, a M63 apresenta aspectos apagados e prolongados que provavelmente são fluxos de estrelas de galáxias satélites gravitacionalmente rompidas. A M63 brilha em todo o espectro eletromagnético, e possivelmente está ocorrendo eventos de intensa formação de estrelas.

Fonte: NASA

A zona da morte de Marte

A descoberta de compostos encontrados no solo marciano mostra que eles são transformados em bactericidas tóxicos pela luz ultravioleta que banha o planeta, efetivamente esterilizando as camadas superiores da paisagem.

© NASA/Mars Reconnaissance Orbiter (superfície de Marte sujeita à radiação ultravioleta)

Isto tem implicações abrangentes para a caça à vida alienígena e sugere que as missões têm que cavar profundamente no subsolo para encontrar a vida passada ou presente se ela existir. O ambiente mais hospitaleiro pode situar-se a dois ou três metros abaixo da superfície, onde o solo e os organismos são protegidos da radiação intensa.

"Nestas profundezas, é possível que a vida marciana possa sobreviver," disse Jennifer Wadsworth, uma astrobiologista de pós-graduação da Universidade de Edimburgo. Sua pesquisa foi inspirada pela descoberta de oxidantes poderosos conhecidos como percloratos no solo marciano durante os testes realizados pelas missões Viking Lander da NASA há 40 anos, e confirmado recentemente pelo Phoenix Lander e Mars Rover, Curiosity. Em 2015, o Mars Reconnaissance Orbiter detectou espectroscopicamente sinais de sais hidratados de NaClO₄, Mg(ClO₄)₂ e Mg(ClO₃)₂ em locais que pareciam ser perfis de salmoura que infiltraram nas fossas e paredes de crateras marcianas. Esta pode ser a primeira evidência direta de água líquida fluida contendo sais hidratados em Marte.

Os cientistas da NASA teorizaram que as bactérias alienígenas poderiam potencialmente usar os percloratos como uma fonte de energia, o que implica que as marcas visíveis na superfície de Marte eram algumas das melhores apostas para lugares para procurar a vida microbiana.

Wadsworth e Charles S. Cockell, também da Universidade de Edimburgo, analisaram a forma como uma bactéria do solo ocorreu quando foi misturada com percloratos e depois submetida a raios ultravioletas (UV) semelhantes aos de Marte. Dois outros componentes da superfície marciana foram adicionados, óxidos de ferro e peróxido de hidrogênio, e o resultado foi a morte celular rápida.

Estes dados mostram que os efeitos combinados de pelo menos três componentes da superfície marciana, ativados pela fotoquímica superficial, tornam a superfície atual mais inabitável do que se pensava anteriormente, e demonstram a baixa probabilidade de sobrevivência de contaminantes biológicos realizados por missões de exploração.

O novo estudo foi um grande avanço na compreensão das ramificações de encontrar altos níveis de perclorato em Marte," disse Chris McKay, cientista planetário Ames Research Center da NASA, na Califórnia. Todos os micróbios terrestres enviados para Marte serão rapidamente destruídos na superfície, aliviando as preocupações de contaminar um planeta potencialmente habitado. Isso deve reduzir muito as preocupações de proteção planetária, bem como quaisquer preocupações sobre a infecção de astronautas. Mas a má notícia é que isso significa que temos que cavar bastante profundidade para alcançar um registro biológico do início da vida que não é completamente destruído pelos percloratos reativos ativados por raios UV.

Os pesquisadores examinaram o que aconteceu com Bacillus subtilis, uma bactéria comum do solo e um contaminante terrestre encontrado em sondas espaciais, quando foi misturado com perclorato de magnésio e irradiado com raios ultravioletas semelhantes aos testemunhados em Marte. Foi descoberto que as bactérias foram destruídos duas vezes mais rápido quando o perclorato estava presente. Outros percloratos encontrados em Marte tiveram um efeito bactericida semelhante.

As experiências foram conduzidas sob uma fonte de radiação UV monocromática a 254 nm. Marte é submetido a radiação UVC (200-280 nm) devido à falta de uma concentração significante de oxigênio ou escudo de ozônio e redução causada pelo CO₂. O fluxo de radiação de 254 nm escolhido é semelhante ao fluxo absoluto de radiação entre 200 e 315 nm (radiação UVC e UVB), a região mais prejudicial do espectro de radiação UV para o DNA.

Outros testes descobriram que os raios UV quebraram o perclorato em outros produtos químicos, tais como o hipoclorito e o clorito, e é isso que parece ser tão destrutivo para as bactérias. As condições inóspitas em Marte são causadas por um "coquetel tóxico de oxidantes, óxidos de ferro, percloratos e irradiação UV".

O resultado final dos achados significa que as marcas úmidas na superfície marciana podem não ser pontos privilegiados para encontrar micróbios alienígenas. Estes remendos salgados provavelmente abririam percloratos, tornando as estrias ainda mais tóxicas do que o solo circundante.

"Isto, combinado com o ambiente de radiação de partículas solar e galáctica na superfície marciana, torna ainda mais importante a amostra sob a superfície na busca de biomarcadores," disse Andrew Coates, cientista planetário da University College London (UCL) que lidera a equipe da câmera panorâmica ExoMars.

O ExoMars irá perfurar para analisar amostras de até 2m abaixo da superfície, livrando do ultravioleta nocivo; um metro afstará dos oxidantes, como percloratos, e 1,5m afastará da radiação ionizante do Sol e da Galáxia.

Fonte: Nature

O aglomerado estelar ω Centauri em HDR

Contemple a maior bola de estrelas em nossa galáxia.

© Mike O'Day (Omega Centauri)

O Omega Centauri (ω Centauri) é constituído com cerca de 10 milhões de estrelas, muito mais velhas que o nosso Sol e acondicionadas dentro de um volume de apenas cerca de 150 anos-luz de diâmetro.

Este aglomerado de estrelas, foi descoberto por Edmond Halley em 1677, sendo o maior e mais brilhante de 200 aglomerados globulares conhecidos que percorrem o halo da Via Láctea.

Embora a maioria dos aglomerados estelares consistam de estrelas com a mesma idade e composição, o enigmático Omega Centauri exibe a presença de diferentes populações estelares com uma disseminação de idades e abundâncias químicas.

De fato, o Omega Centauri pode ser o núcleo remanescente de uma pequena galáxia que se fundindo com a Via Láctea. A imagem em destaque mostra muitas estrelas porque acumulou exposições diferentes com técnicas de grande alcance dinâmico (em inglês, High Dynamic Range, ou HDR). O Omega Centauri, também conhecido como NGC 5139, fica a cerca de 15 mil anos-luz de distância em direção à constelação de Centaurus.

Fonte: NASA

O anel interno da galáxia espiral NGC 1512

O que está acontecendo ao redor do centro desta galáxia espiral?

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 1512)

Vista totalmente, a NGC 1512 parece ser uma galáxia espiral barrada, um tipo de galáxia espiral que tem uma barra de estrelas direta em seu centro. Esta barra cruza um anel externo, apesar deste anel não visível nesta região retratada.

A imagem acima foi realizada pelo telescópio espacial Hubble mostrando o anel interno que envolve o núcleo da espiral. Os dois anéis estão conectados não apenas por uma barra de estrelas brilhantes, mas também por trilhas de poeira escuras.

Dentro deste anel interno, a poeira continua seu trajeto em espiral diretamente para o centro, possivelmente onde está localizado um grande buraco negro. Os anéis são brilhantes com estrelas recém-formadas que podem ter sido desencadeadas pela colisão da NGC 1512 com sua vizinha galáctica, a NGC 1510.

Fonte: NASA

Uma galáxia semelhante à Via Lactea

Descoberto pelo astrônomo britânico William Herschel há mais de 200 anos, a NGC 2500 fica a cerca de 30 milhões de anos-luz na constelação de Lynx.

© Hubble (NGC 2500)

Como mostra esta imagem do telescópio espacial Hubble, a NGC 2500 é um tipo particular de galáxia espiral conhecida como espiral barrada, seus braços se espalham por um núcleo brilhante e alongado.

As espirais barradas são realmente mais comuns do que se pensava. Cerca de dois terços de todas as galáxias espirais, incluindo a Via Láctea, exibem estas barras cortando seus centros. Estas estruturas cósmicas atuam como viveiros brilhantes de estrelas recém-nascidas e afunilam material para o núcleo ativo da galáxia. A NGC 2500 ainda está formando ativamente novas estrelas, embora este processo pareça ocorrer de forma muito desigual. A metade superior da galáxia, onde os braços espirais são ligeiramente melhor definidos, hospeda muitas regiões formadoras de estrelas do que a metade inferior, conforme indicado pelos pontos brilhantes de luz.

Existe outra semelhança entre a NGC 2500 e nossa Galaxia. Juntamente com Andrômeda, a galáxia do Triângulo e muitas galáxias satélites menores, a Via Láctea faz parte do Grupo Local de galáxias, um aglomerado com mais de 50 galáxias unidas pela gravidade. A NGC 2500 forma um grupo similar com algumas de suas vizinhas, incluindo a NGC 2541, a NGC 2552, a NGC 2537, e a brilhante NGC 2481, conhecido coletivamente como o Grupo NGC 2841.

Fonte: ESA

Estrelas escapando da Via Láctea

Em 2013, a Agência Espacial Europeia (ESA) lançou a sonda espacial Gaia. Como sucessor da missão Hipparcos, este observatório espacial passou os últimos três anos e meio reunindo dados sobre o cosmos.

© NASA (ilustração de uma estrela hiperveloz escapando da Via Láctea)

Antes de se retirar em algum momento no próximo ano (embora a missão possa ser estendida), esta informação será usada para construir o maior e mais preciso mapa 3D astronômico já criado (O mapa de bilhões de estrelas sugere um tesouro vindouro).

Ao estudar o cosmos, a Gaia também revelou algumas coisas muito interessantes ao longo do caminho. Por exemplo, depois de examinar o catálogo Gaia com uma rede neural artificial especialmente concebida, uma equipe de pesquisadores europeus recentemente detectou seis novas estrelas hipervelozes na Via Láctea. E uma destas estrelas está se movendo tão rápido que pode eventualmente deixar nossa galáxia.

Este estudo foi apresentado no final do mês passado na Semana Europeia de Astronomia e Ciências Espaciais, que foi realizado de 26 de junho a 30 de junho em Praga, República Tcheca.

As estrelas hipervelozes são objetos raros e fascinantes. Enquanto todas as estrelas da Via Láctea estão em constante movimento, orbitando em torno do centro da nossa galáxia, algumas são aceleradas a velocidades de até centenas de quilômetros por segundo. No passado, os astrônomos deduziram que estas estrelas em rápido movimento são o resultado de um encontro estelar próximo ou uma explosão de supernova de uma companheira estelar.

E um pouco mais de uma década atrás, os astrônomos tomaram consciência de uma nova classe de estrelas de alta velocidade que se acredita terem sido aceleradas a partir de interações passadas com o buraco negro supermassivo (Sagittarius A*) que fica no centro da nossa galáxia. Estas estrelas são extremamente importantes para o estudo da estrutura geral da Via Láctea, pois são indicativos dos tipos de eventos e forças que moldaram sua história.

"Estas são estrelas que viajaram grandes distâncias através da Galáxia, mas podem ser rastreadas até o seu núcleo, uma área tão densa e obscurecida pelo gás e poeira interestelar que normalmente é muito difícil de ser observado, fornecendo informações cruciais sobre o campo gravitacional da Via Láctea do centro até os arredores," disse Elena Maria Rossi, da Universidade de Leiden na Holanda.

Encontrar estas estrelas não é uma tarefa fácil, principalmente porque sua velocidade torna extremamente difícil detectá-las no vasto e cheio disco da Via Láctea. Como resultado, os cientistas procuraram estrelas jovens e massivas (2,5 a 4 massas solares) na antiga população estelar da Galáxia. Basicamente, suas idades jovens e massas altas são indícios de que elas não podem ter se originado lá.

Combinado com as medidas de suas velocidades anteriores e trajetórias, este método confirmou a existência de estrelas hipervelozes no passado. No entanto, apenas 20 estrelas hipervelozes foram vistas até agora, e todas elas eram jovens e massivas. Acredita-se que muitas outras estrelas de outras idades e massas também estão sendo aceleradas através da Via Láctea, mas não foram anteriormente identificá-las.

Além de um mapa com as posições de mais de um bilhão de estrelas, este primeiro lançamento de dados incluiu um catálogo menor com distâncias e movimentos para dois milhões de estrelas. Este catálogo conhecido como a Tycho-Gaia Astrometric Solution (TGAS) combinou dados do primeiro ano da missão Gaia com dados da missão Hipparcos.

A equipe examinou 80 destas estrelas mais detalhadamente e comparou as informações sobre seus movimentos com dados de outros catálogos. Finalmente foram encontradas seis estrelas que pareciam estar se movendo mais rápido que 360 ​​km/s. Uma parecia ser superior a 500 km/s, o que significa que não está mais vinculada pela gravidade da Via Láctea e acabará por deixá-la completamente.

Mas talvez o único aspecto significativo desta descoberta seja o fato destas estrelas não serem particularmente massivas como as 20 anteriores que haviam sido descobertas e eram comparáveis ​​em massa ao nosso Sol. Além disso, as 5 estrelas mais lentas provavelmente se tornarão um ponto focal de estudo, já que os cientistas estão ansiosos para determinar o que as desacelerou. Uma possível explicação é que a interação com a matéria escura da galáxia pode ter sido responsável.

A equipe está atualizando seu programa para lidar com o conjunto de dados muito maior, que está programado para ser lançado em abril de 2018. Este catálogo incluirá distância e movimentos para mais de um bilhão de estrelas, bem como velocidades para um subconjunto específico. Com isso, a equipe pode achar estrelas hipervelozes que estão sendo evadidas da Via Láctea são muito mais comuns do que se pensava anteriormente.

O estudo foi recentemente publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Universe Today

As anãs marrons são tão abundantes quanto as demais estrelas

Parece que, para cada estrela que acende, pode haver uma estrela fracassada.

© U. York (RCW 38 e estrelas anãs marrons)

Você pode detectar as anãs marrons? Esta imagem da RCW 38, que é uma região formadora de estrelas, mostra várias anãs marrons candidatas encontradas em um estudo recente, o que sugere que pode haver tantas estrelas fracassadas quanto as de sucesso na Via Láctea.

Este estudo de pesquisadores internacionais, incluindo cientistas da Universidade de York, descobriu que a Via Láctea pode abrigar 100 bilhões de anãs marrons, o que corresponde à contagem projetada de 100 bilhões de estrelas em nossa galáxia.

Uma anã marrom é uma chamada estrela fracassada porque nunca se acende de forma a fundir hidrogênio em hélio, o que cria os motores quentes e brilhantes que conhecemos como estrelas. Em vez disso, anãs marrons fundem o hidrogênio em isótopos mais pesados ​​como o deutério. Elas geralmente são objetos gasosos de cerca de 13 massas de Júpiter ou acima, e formam-se como estrelas em vez de planetas. Nota-se que a maioria dos planetas começa como um corpo rochoso antes de reunir envelopes de gás.

Os pesquisadores realizaram uma extensa pesquisa no RCW 38, um aglomerado de formação de estrelas ultradenso localizado a cerca de 5.500 anos-luz de distância. A maioria das estrelas que se formam na região vivem rapidamente, ganham massa e morrem jovens em uma explosão de supernova. Mas dentro do aglomerado, os pesquisadores encontraram a mesma proporção de anãs marrons que em outros cinco aglomerados inspecionados em 2006, muitos sem as mesmas condições extremas que o RCW 38. Em outras palavras, parece haver uma distribuição bastante uniforme de anãs marrons através da galáxia, independentemente do meio circundante.

A mínima estimativa é que existem 25 bilhões de anãs marrons na galáxia. Mas porque as anãs marrons são difíceis de serem detectadas, onde algumas são frígidas e não emitem nada, este número pode ser maior. O terceiro sistema estelar mais próximo da Terra, Luhman 16, é composto por duas anãs marrons. Apesar de estarem a apenas 6,5 anos-luz de distância, o par não havia sido descoberto até 2013. De fato, das 40 estrelas mais próximas, 15 são anãs marrons e todas, exceto uma, foram descobertas neste século.

Estudos adicionais de anãs marrons e estrelas de baixa massa poderiam ajudar a determinar o que faz com que algumas estrelas prosperem e outras falhem.

Um artigo sobre o estudo do aglomerado estelar RCW 38 foi submetido ao periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Astronomy

O instrumento SPHERE do ESO descobre um exoplaneta único

A procura de exoplanetas é uma das mais desafiantes e excitantes áreas da astronomia atual.

© ESO/SPHERE (exoplaneta HIP 65426b)

O exoplaneta HIP 65426b foi descoberto recentemente com o auxílio do instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument) montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. Situado a cerca de 385 anos-luz de distância, o HIP 65426b é o primeiro exoplaneta descoberto pelo SPHERE, revelando-se adicionalmente particularmente interessante. Uma anterior nota (Um surpreendente planeta com três sóis) relatou uma observação do SPHERE interpretada como sendo um planeta. No entanto, esta interpretação acabou por ser questionada e por isso o HIP 65426b é atualmente a primeira detecção confiável de um exoplaneta obtida por este instrumento.

O planeta é quente (com temperaturas entre 1.000 e 1.400 graus Celsius) e tem entre seis e doze vezes a massa de Júpiter. Parece ter uma atmosfera muito poeirenta repleta de nuvens espessas e orbita uma estrela jovem e quente que gira surpreendentemente depressa.

Invulgarmente, dada a sua idade, a estrela não parece estar rodeada por um disco de restos, sendo que a ausência de tal disco levanta várias questões sobre como é que o planeta se formou. Assim sendo, o planeta pode-se ter formado num disco de gás e poeira que, quando dissipou rapidamente, interagiu com outros planetas tendo-se deslocado para uma órbita mais distante, local onde o observamos atualmente. Alternativamente, a estrela e o planeta podem-se ter formado ao mesmo tempo como um sistema binário onde, a componente de maior massa impediu a sua companheira de acumular matéria suficiente para se tornar uma estrela. A descoberta deste planeta fornece a oportunidade de estudar a composição e localização das nuvens na sua atmosfera e testar teorias de formação, evolução e física dos exoplanetas.

O SPHERE é um poderoso descobridor de planetas instalado no VLT. O seu objetivo científico é detectar e estudar novos exoplanetas gigantes situados em órbita de estrelas próximas pelo método de imagens diretas. Este método pretende captar diretamente imagens de exoplanetas e discos de restos em torno de estrelas, tal como se se tirasse uma fotografia, o que é bastante difícil já que a luz da estrela é tão forte que a tênue luz refletida pelos planetas em órbita é ofuscada pela luz estelar. No entanto, o SPHERE foi inteligentemente concebido para ultrapassar este obstáculo, procurando especificamente a radiação polarizada refletida pela superfície do planeta.

Na sua busca de exoplanetas pelo Universo, os astrônomos têm à sua disposição várias ferramentas. Muitos métodos de detecção de planetas são indiretos, ou seja, através da detecção de uma pequena diminuição no brilho de uma estrela quando um planeta transita em frente do seu disco ou a medição da minúscula variação no movimento da estrela causada pela atração gravitacional de planetas em sua órbita. No entanto, existe um método mais direto de detectar um exoplaneta: obter uma imagem do planeta.

Esta imagem foi captada no âmbito do programa de rastreio SHINE (SpHere INfrared survey for Exoplanets), o qual pretende obter imagens de 600 estrelas jovens próximas, no infravermelho próximo, utilizando o alto contraste e a elevada resolução angular do SPHERE para descobrir e caracterizar novos sistemas planetários e explorar a sua formação.

Fonte: ESO

Hubble detectou aglomerados de estrelas novas em galáxias distantes

Quando se trata do Universo distante, mesmo a visão afiada do telescópio espacial Hubble da NASA pode ir tão longe. Os detalhes mais finos exigem um planejamento inteligente e uma pequena ajuda de um alinhamento cósmico com uma lente gravitacional.

© STScI (aglomerados de estrelas detectados em galáxia longínqua)

Ao aplicar uma nova análise computacional a uma galáxia ampliada por uma lente gravitacional, os astrônomos obtiveram imagens 10 vezes mais nítidas do que o Hubble poderia conseguir por conta própria. Os resultados mostram o disco de uma galáxia de perfil com manchas brilhantes de estrelas recém-formadas.

A galáxia em questão está tão longe que a vemos como parecia há 11 bilhões de anos, apenas 2,7 bilhões de anos após o Big Bang. É uma das mais de 70 galáxias estudadas através de lente gravitacional pelo telescópio espacial Hubble, seguindo os alvos selecionados pelo Sloan Giant Arcs Survey (SGAS), que descobriu centenas de galáxias influenciados por lente gravitacional pesquisando dados de imagem de Sloan Digital Sky Survey (SDSS) cobrindo um quarto do céu.

A gravidade de um gigante aglomerado de galáxias entre a galáxia alvo e a Terra distorce a luz da galáxia mais distante, esticando-a em um arco e ampliando-a quase 30 vezes. A equipe teve que desenvolver um código computacional especial para remover as distorções causadas pela lente gravitacional e revelar o disco da galáxia como normalmente apareceria.

A imagem reconstruída resultante revelou duas dúzias de aglomerados de estrelas recém-nascidas, cada uma com cerca de 200 a 300 anos-luz. Estas teorias contraditórias sugerem que as regiões formadoras de estrelas no Universo distante eram muito maiores, 3.000 anos-luz ou mais de tamanho.

O disco da galáxia pareceria perfeitamente suave sem o aumento devido à ampliação da lente gravitacional.

Enquanto o Hubble destacou novas estrelas dentro da galáxia, o telescópio espacial James Webb da NASA descobrirá estrelas mais velhas e vermelhas que se formaram ainda mais cedo na história da galáxia. Ele também examinará qualquer poeira obscurecida dentro da galáxia.

Estas descobertas aparecem em um artigo publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters e dois artigos adicionais publicados no The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Raios X oriundos de Plutão

Uma vez considerado o corpo celeste mais externo do Sistema Solar, a designação de Plutão foi alterada pela União Astronômica Internacional em 2006, devido à descoberta de muitos novos objetos no Cinturão de Kuiper que eram de tamanho comparável.

© JHUAPL (ilustração de Plutão)

Apesar disso, Plutão continua sendo uma fonte de fascínio e um ponto focal de grande interesse científico. E mesmo depois do histórico voo conduzido pela sonda New Horizons em julho de 2015, muitos mistérios permanecem.

Além disso, a análise contínua dos dados da New Horizons revelou novos mistérios. Por exemplo, um estudo recente de uma equipe de astrônomos indicou que uma pesquisa do observatório de raios X Chandra revelou a presença de algumas emissões de raios X bastante fortes provenientes de Plutão. Isso foi inesperado e está fazendo com que os cientistas repensem o que eles achavam saber sobre a atmosfera de Plutão e sua interação com o vento solar.

No passado, muitos corpos do Sistema Solar foram observados emitindo raios X, que foram o resultado da interação entre o vento solar e os gases neutros. Tais emissões foram detectadas a partir de planetas como Vênus e Marte, devido à presença de argônio e/ou nitrogênio em suas atmosferas, mas também em corpos menores como cometas, que adquirem halos devido ao descarte.

  Sabe-se que Plutão tem uma atmosfera que muda de tamanho e densidade com as estações. Basicamente, à medida que o planeta atinge o periélio durante seu período orbital de 248 anos, uma distância de 4.436.820.000 km do Sol, a atmosfera engrossa devido à sublimação de nitrogênio congelado e metano na superfície.

A última vez que Plutão estava no periélio foi em 5 de setembro de 1989, o que significa que ainda estava experimentando o verão, quando a New Horizons fez seu voo. Enquanto estudava Plutão, a sonda detectou uma atmosfera que era principalmente composta por nitrogênio gasoso (N₂), juntamente com metano (CH₄) e dióxido de carbono (CO₂). Os astrônomos, portanto, decidiram procurar sinais de emissão de raios X provenientes da atmosfera de Plutão usando o observatório Chandra.

Antes do voo da New Horizons, a maioria dos modelos de atmosfera de Plutão esperava que ele fosse bastante estendido. No entanto, a sonda descobriu que a atmosfera estava menos prolongada e que sua taxa de perda era centenas de vezes menor que o previsto por estes modelos.

Sendo que a maioria dos modelos prévios da atmosfera de Plutão haviam previsto que ela fosse muito mais estendida, com uma taxa de perda estimada para espaço de ~ 10²⁷ a 10²⁸ mol/s de N₂ e CH₄, houve a tentativa de detectar a emissão de raios X criada por interações do vento solar com troca de carga de gás neutro de baixa densidade em torno de Plutão.

No entanto, depois de consultar os dados do Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) a bordo do Chandra, descobriu-se que as emissões de raios X provenientes de Plutão eram maiores do que isso permitiria. Em alguns casos, observaram-se fortes emissões de raios X provenientes de outros objetos menores no Sistema Solar, devido à dispersão de raios X solares por pequenos grãos de poeira compostos de carbono, nitrogênio e oxigênio.

Mas a distribuição de energia que observaram com os raios X de Plutão não foi consistente com esta explicação. Outra possibilidade é que eles podem ser devido a algum processo que focaliza o vento solar perto de Plutão, o que aumentaria o efeito de sua atmosfera modesta.

A emissão observada de Plutão não é conduzida pelas auroras. Se, devido à dispersão, teria que ser obtida por uma população única de grãos de neblina em nanoescala compostos de átomos de C, N e O na atmosfera fluorescente  de Plutão sob a exposição do Sol. Se for impulsionado pela troca de carga entre os íons do vento solar e moléculas de gás neutro (principalmente CH₄) escapando de Plutão, então o aumento da densidade e o ajuste da abundância relativa dos íons na região de interação perto de Plutão é necessário.

Por enquanto, a verdadeira causa destas emissões de raios X provavelmente permanecerá um mistério. E há necessidade de mais pesquisas quando se trata deste distante e mais massivo KBO (Kuiper Belt Objects). Felizmente, os dados fornecidos pela missão New Horizons provavelmente serão espalhados por décadas, revelando coisas novas e interessantes sobre Plutão, o Sistema Solar externo e como os mundos mais distantes de nosso Sol se comportam.

O estudo foi aceito para publicação na revista Icarus.

Fontes: Universe Today e Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

As estrelas mais rápidas da Via Láctea "fugiram" de outra galáxia

Um grupo de astrônomos mostrou que as estrelas mais rápidas da nossa Galáxia, que viajam tão depressa que conseguem escapar da atração gravitacional da Via Láctea, são estrelas fugitivas de uma galáxia muito menor em órbita da nossa.

© U. Cambridge/Amanda Smith (ilustração de uma estrela fugitiva)

Os pesquisadores da Universidade de Cambridge usaram dados do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) e simulações de computador para demonstrar que estas fugas estelares são originários da Grande Nuvem de Magalhães (GNM), uma galáxia anã em órbita da Via Láctea.

Estas estrelas em rápido movimento, conhecidas como estrelas hipervelozes, conseguiram escapar do seu lar original quando a explosão de uma estrela num sistema binário fez com que a outra voasse com tanta velocidade que conseguiu escapar à gravidade da GNM, tendo sido absorvida pela Via Láctea.

Os astrônomos pensaram primeiro que as estrelas hipervelozes, estrelas grandes e azuis, podiam ter sido expulsas do centro da Via Láctea por um buraco negro supermassivo. Outros cenários envolvendo galáxias anãs desintegrantes ou aglomerados estelares caóticos também podem explicar as velocidades destas estrelas, mas estes mecanismos não conseguem explicar porque é que só são encontradas numa determinada parte do céu.

Até à data, foram observadas cerca de 20 estrelas hipervelozes, principalmente no hemisfério norte, embora seja possível que existam muitas mais que só podem ser observadas no hemisfério sul.

Por que as estrelas hipervelozes podem ser encontradas principalmente nas constelações de Leão e Sextante?

Uma explicação alternativa para a origem das estrelas hipervelozes é que são fugitivas de um sistema binário. Nos sistemas binários, quanto mais perto estiverem as estrelas, mais rápido se orbitam uma à outra. Se uma estrela explodir como supernova, isso pode fragmentar o binário e a estrela restante é expelida à velocidade com que orbitava. A estrela remanescente é conhecida como estrela fugitiva. As estrelas fugitivas originárias da Via Láctea não são rápidas o suficiente para serem hipervelozes porque as estrelas azuis não podem orbitar suficientemente perto sem que as duas estrelas se fundam. Mas uma galáxia de rápido movimento poderá dar origem a estrelas velozes.

A GNM é a maior e mais rápida das dúzias de galáxias anãs em órbita da Via Láctea. Só tem 10% da massa da Via Láctea, de modo que as estrelas fugitivas mais rápidas, nascidas nesta galáxia anã, podem facilmente escapar à sua gravidade. A GNM orbita a Via Láctea a 400 km/s e a velocidade destas estrelas fugitivas é composta pela velocidade com que foram expelidas mais a velocidade da GNM. Este valor é alto o suficiente para se tornarem estrelas hipervelozes. Isto explica a sua posição no céu, porque as fugitivas mais rápidas são ejetadas ao longo da órbita da GNM na direção das constelações de Leão e Sextante.

Os pesquisadores simularam o nascimento e a morte de estrelas na GNM ao longo dos últimos dois bilhões de anos e anotaram todas as estrelas fugitivas. A órbita das estrelas fugitivas, depois de serem expulsas da GNM, foi então seguida numa segunda simulação que incluía a gravidade da GNM e a da Via Láctea. Estas simulações permitem antecipar onde encontrar estrelas fugitivas da GNM.

É prevista a existência de 10.000 estrelas fugitivas espalhadas pelo céu. Metade das estrelas simuladas que escaparam da GNM são rápidas o suficiente para escapar à gravidade da Via Láctea, tornando-as hipervelozes. Caso as estrelas hipervelozes, anteriormente conhecidas, sejam estrelas fugitivas, isso também explicaria a sua posição no céu.

As estrelas azuis e massivas terminam as suas vidas colapsando para uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, após centenas de milhões de anos, e as estrelas fugitivas não são diferentes. A maioria das estrelas fugitivas na simulação sucumbiu depois de serem expulsas da GNM. As estrelas de nêutrons e os buracos negros, deixados para trás, apenas continuam o seu caminho. Assim, além das estrelas fugitivas, os cientistas também estimam a existência de um milhão de estrelas de nêutrons e buracos negros trafegando através da Via Láctea.

O satélite Gaia da ESA lançará um catálogo de dados sobre bilhões de estrelas no próximo ano, e deverá haver uma trilha de estrelas hipervelozes no céu entre as constelações de Leão e Sextante no norte e a GNM no sul.

Os resultados foram apresentados dia 5 de julho no Encontro Nacional de Astronomia do Reino Unido e publicados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Cambridge

Detecção de molécula orgânica em Encélado

Cientistas revelaram a primeira detecção de uma molécula oriunda de Encélado através de um telescópio terrestre, com implicações para a busca da vida.

© NASA (Encélado dentro do anel E em órbita de Saturno)

A lua de Saturno, Encélado, cativa o interesse dos cientistas desde que foram descobertas plumas, ricas em água, expelidas a partir do seu polo sul. A descoberta foi feita pela sonda Cassini, que desde então atravessou as plumas e identificou compostos orgânicos.

Os resultados mais recentes, no entanto, foram obtidos com o radiotelescópio IRAM de 30 metros na Serra Nevada, Espanha, e revelam uma quantidade maior do que o esperado da molécula metanol em torno de Encélado.

Pensa-se que as plumas de Encélado tenham origem no escape de água oriunda de um oceano subsuperficial, através de fissuras na superfície gelada da lua. Eventualmente, estas plumas alimentam o segundo anel mais externo de Saturno, o anel-E. Pesquisas recentes encontraram quantidades similares de metanol nos oceanos da Terra e nas plumas de Encélado.

No entanto, o novo achado sugere que o material lançado por Encélado atravessa uma complexa viagem química assim que é expulso para o espaço.

"Descobertas recentes, de que as luas geladas no nosso Sistema Solar exterior podem abrigar oceanos de água líquida e ingredientes para a vida, desencadearam possibilidades excitantes da sua habitabilidade. Mas, neste caso, as nossas descobertas sugerem que o metanol está sendo produzido por reações químicas adicionais assim que a pluma é ejetada para o espaço, tornando improvável que seja uma indicação de vida em Encélado," afirma a Dra. Emily Drabek-Maunder, da Universidade de Cardiff.

A equipe sugere que a quantidade inesperadamente grande de metanol pode ter duas origens possíveis: ou uma nuvem de gás expelida por Encélado que ficou presa no campo magnético de Saturno, ou gás que se espalhou mais para o anel-E do planeta. Em ambos os casos, o metanol foi amplamente aumentado em comparação com as detecções nas plumas.

"As observações nem sempre são diretas. Para interpretar os nossos dados, precisamos da riqueza de informações que a Cassini nos forneceu acerca do ambiente de Encélado. Este estudo sugere que precisamos ter um certo grau de precaução no que toca a informar sobre a presença de moléculas que podem ser interpretadas como evidências de vida," ressalta o Dr. Dave Clements, do Departamento de Física do Imperial College em Londres.

A Cassini terminará a sua viagem daqui a poucos meses, deixando as observações remotas, tanto no solo como com telescópios espaciais, como a única possibilidade de explorar Saturno e as suas luas, pelo menos por enquanto.

"Este achado mostra que as detecções de moléculas em Encélado são possíveis usando instalações terrestres. No entanto, para compreender a química complexa destes oceanos subterrâneos, precisamos de mais observações diretas por futuras sondas que voem através das plumas de Encélado," conclui a Dra. Emily Drabek-Maunder.

O trabalho foi apresentado no passado dia 4 de julho pela Dra. Emily Drabek-Maunder no Encontro Nacional de Astronomia do Reino Unido.

Fonte: Imperial College London

Descobertas evidências de duas populações distintas de planetas gigantes

Uma equipe de pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA), descobriu provas observacionais da existência de duas populações distintas de planetas gigantes.

© ESO/L. Calçada (ilustração da formação de um planeta gigante gasoso em torno de uma estrela)

Até hoje foram detectados mais de 3.500 planetas orbitando estrelas semelhantes ao Sol. Apesar de resultados recentes apontarem para que a maioria dos planetas na nossa galáxia sejam rochosos como a Terra, também foi detectada uma grande população de planetas gigantes, com massas que podem ir até 10 ou 20 vezes a massa de Júpiter (que tem uma massa equivalente a 320 vezes a massa da Terra).

Uma grande parte da informação disponível acerca de como estes planetas se formam vem da análise da relação entre os planetas e a sua estrela progenitora. Os resultados obtidos anteriormente mostram, por exemplo, que há uma forte ligação entre a metalicidade da estrela e a frequência destes planetas. A massa da estrela parece também ter influência na eficiência da formação planetária.

Os mais recentes modelos de formação planetária sugerem que há dois grandes caminhos para a formação de gigantes gasosos. O chamado processo de acreção do núcleo diz que primeiro forma-se um núcleo de rocha/gelo, e que posteriormente este atrai para si o gás à sua volta, dando origem a um planeta gigante. O outro sugere que são instabilidades no disco protoplanetário que dão origem a bolas de gás, que por sua vez contraem até formar um planeta gigante.

Vardan Adibekyan (IA & Universidade do Porto) comenta: “A nossa equipe usou dados públicos de exoplanetas gigantes e obteve a interessante evidência observacional de que os planetas semelhantes a Júpiter e os seus primos de maior massa, com milhares de vezes a massa da Terra (dos quais não temos exemplo no Sistema Solar) se formam em ambientes diferentes, e compõem duas populações distintas.”

Objetos abaixo de 4 massas de Júpiter formam-se preferencialmente em estrelas ricas em metais. Já no regime entre 4 e 20 massas de Júpiter, as estrelas mãe tendem a ser mais massivas e pobres em metais, o que sugere que estes planetas gigantescos se formam através de um mecanismo diferente do dos seus irmãos de menor massa. Nuno Cardoso Santos (IA & Faculdade de Ciências da Universidade do Porto) acrescenta: “O resultado sugere que ambos os mecanismos podem estar atuando, o primeiro formando planetas de menor massa, e o outro sendo responsável pela formação dos de maior massa.”

Por um lado, os planetas gigantes de menor massa parecem formar-se por acreção, à volta de estrelas ricas em metais, enquanto os planetas mais massivos parecem formar-se principalmente por instabilidade gravitacional.

Para ajudar nesta compreensão, estão sendo feitas observações com o satélite GAIA (ESA), cuja sensibilidade permitirá a detecção de milhares de exoplanetas gigantes, em órbitas de longo período à volta de estrelas de diferentes massas. E no futuro próximo, missões como o CHEOPS e o PLATO, da ESA, ou o TESS, da NASA permitirão o estudo da relação massa-raio, que em conjunto com estudos da composição das atmosferas planetárias, com instrumentos como o ESPRESSO (VLT), o telescópio espacial James Webb (JWST) e o HIRES no ELT (ESO), irão estabelecer novas restrições aos processos de formação planetária.

O artigo “Observational evidence for two distinct giant planet populations” descrevendo o estudo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Espiral deslumbrante com coração ativo

Esta pitoresca galáxia espiral parece ser muito tranquila.

© ESO/VLT (M77)

No entanto, a aparência não corresponde de modo nenhum à realidade, já que a Messier 77 (M77), também conhecida por NGC 1068, é uma das galáxias ativas mais próximas de nós.

As galáxias ativas são os objetos mais energéticos e espetaculares do Universo, e os seus núcleos são frequentemente brilhantes para ofuscar o resto do brilho da galáxia. As galáxias ativas estão entre os objetos mais brilhantes do Universo, emitindo radiação em quase todos, senão todos, os comprimentos de onda, desde os raios gama e raios X até às microondas e ondas rádio. A M77 foi classificada como uma galáxia Seyfert do Tipo II, caracterizada por ser particularmente brilhante nos comprimentos de onda infravermelhos.

Esta imensa luminosidade é causada pela radiação intensa emitida pelo seu “motor” central, um disco de acreção que rodeia o buraco negro supermassivo. O material que cai em direção ao buraco negro é comprimido e aquecido a temperaturas extremamente elevadas, o que o leva a emitir enormes quantidades de energia. Pensa-se que este disco de acreção se encontra rodeado por uma estrutura espessa em forma de rosquinha constituída por gás e poeira, o chamado “torus”. Observações da M77 obtidas em 2003 conseguiram resolver tal estrutura com o auxílio do Interferômetro do VLT.

Esta imagem da M77 foi obtida em quatro bandas diferentes de comprimentos de onda representadas pelas cores azul, vermelho, violeta e cor de rosa (hidrogênio alfa). Cada comprimento de onda mostra uma característica diferente: por exemplo, o hidrogênio alfa rosado destaca as estrelas mais quentes e jovens que se formam nos braços em espiral, enquanto o vermelho mostra as finas estruturas filamentares do gás que rodeiam M77.

Foram encontrados filamentos vermelhos semelhantes em NGC 1275. Estas estruturas são frias, apesar de se encontrarem rodeadas de gás muito quente, com temperaturas de cerca de 50 milhões de graus Celsius. Os filamentos estão suspensos num campo magnético que mantém a sua estrutura, demonstrando assim como é que a energia emitida pelo buraco negro central é transferida para o gás circundante. Vemos também em primeiro plano uma estrela pertencente à Via Láctea, que mostra o efeito típico da difração. Adicionalmente, observam-se ainda muitas galáxias distantes, situadas depois dos braços espirais. Estes objetos aparecem-nos minúsculos e delicados quando comparados com a enorme galáxia ativa.

Situada a 47 milhões de anos-luz de distância na constelação da Baleia, a M77 é uma das galáxias mais remotas do catálogo de Messier. Inicialmente, Messier acreditava que o objeto altamente luminoso que ele observava através do seu telescópio se tratava de um aglomerado de estrelas, mas à medida que a tecnologia foi avançando a verdadeira estrutura da galáxia acabou por ser revelada.

Com aproximadamente 100.000 anos-luz de comprimento de uma ponta à outra, a M77 é também uma das maiores galáxias do catálogo de Messier, tão massiva que a sua gravidade faz com que as outras galáxias próximas se distorçam e deformem (Uma galáxia de perfil). NGC 1055 situa-se a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância. Trata-se de uma galáxia observada de perfil, ao contrário da M77. Esta Foto Astronômica do Dia mostra ambas as galáxias num campo com cerca do tamanho da Lua (A dupla de Cetus: M77 e NGC 1055).

Fonte: ESO