Estrelas escondidas podem fazer com que exoplanetas pareçam menores

Na busca por planetas parecidos com o nosso, um importante ponto de comparação é a densidade do planeta.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um exoplaneta orbitando duas estrelas)

Uma densidade baixa diz-nos que o planeta é provavelmente gasoso como Júpiter, e uma densidade alta está associada com planetas rochosos como a Terra. Mas um novo estudo sugere que alguns são menos densos do que se pensava anteriormente devido a uma segunda estrela escondida nos seus sistemas.

À medida que os telescópios olham fixamente para zonas particulares do céu, nem sempre conseguem diferenciar entre uma estrela e duas. Um sistema composto por duas estrelas em órbita íntima pode aparecer em imagens como um único ponto de luz, mesmo através de observatórios sofisticados como o telescópio espacial Kepler da NASA. Isto pode ter consequências importantes na determinação dos tamanhos dos planetas que orbitam apenas uma destas estrelas.

Sabe-se que alguns dos exoplanetas mais bem estudados orbitam estrelas individuais. Conhecemos o Kepler-186f, um exoplaneta do tamanho da Terra na zona habitável, que orbita uma estrela sem companheira. O TRAPPIST-1, a anã ultrafria que abriga sete planetas do tamanho da Terra, também não tem uma companheira. Isso significa que não existe uma segunda estrela para complicar as estimativas dos diâmetros dos planetas e, por conseguinte, as suas densidades.

Mas imagens recentes de alta resolução revelaram que outras estrelas têm uma companheira nas proximidades. O NExScI (NASA Exoplanet Science Institute) em combinação com outras investigações, confirmou que muitas das estrelas onde o Kepler encontrou planetas são estrelas duplas. Em alguns casos, os diâmetros dos planetas em órbita destas estrelas foram calculados sem levar em consideração a estrela companheira. Isto significa que as estimativas dos seus tamanhos devem ser menores, e as suas densidades mais elevadas, do que os valores verdadeiros.

Os estudos anteriores determinaram que aproximadamente metade de todas as estrelas semelhantes ao Sol, na nossa vizinhança estelar, têm uma companheira até 10.000 UA (uma UA, ou unidade astronômica, é equivalente à distância média entre o Sol e a Terra, cerca de 150 milhões de quilômetros). Com base nisto, cerca de 15% das estrelas no campo de visão do Kepler têm uma companheira brilhante e próxima, o que significa que os planetas ao redor destas estrelas podem ser menos densos do que se pensava anteriormente.

Quando um telescópio detecta um planeta passando em frente da sua estrela, um evento chamado trânsito, é possível medir a diminuição aparente no brilho estelar. A quantidade de luz bloqueada durante um trânsito depende do tamanho do planeta; quanto maior é, mais luz bloqueia e maior a queda de luz observada. Os cientistas usam esta informação para determinar o raio do planeta.

Caso existam duas estrelas no sistema, o telescópio mede a luz combinada de ambas as estrelas. Mas um planeta em órbita de apenas uma destas estrelas só provoca a diminuição de brilho numa delas. Portanto, se não soubermos da existência de uma segunda estrela, estamos subestimando o tamanho do planeta.

Por exemplo, caso um telescópio observe uma estrela que diminui 5% de brilho, os cientistas podem determinar o tamanho do planeta em trânsito relativamente a esta estrela. Mas se uma segunda estrela acrescenta luz, o planeta deverá ser maior para provocar a mesma quantidade de escurecimento.

Se o planeta orbita a estrela mais brilhante do binário, a maioria da luz no sistema vem desta estrela de qualquer maneira, de modo que a segunda estrela não terá um efeito tão grande no tamanho calculado do planeta. Mas se o planeta orbita a estrela mais tênue, a maior estrela primária contribui com mais luz para o sistema e a correção do raio calculado do planeta pode ser grande. Isto afetará a forma como se calcula a distância orbital do planeta, o que pode fazer com que este se situe, ou não, na zona habitável.

Se as estrelas têm aproximadamente o mesmo brilho, o "novo" raio do planeta é aproximadamente 40% maior caso se assumisse que a luz era proveniente de uma única estrela. Dado que a densidade é calculada usando, em parte, o raio ao cubo, isto significaria uma diminuição de densidade por um fator de quase 3. O impacto desta correção é mais importante para planetas pequenos porque significa que um planeta anteriormente considerado rochoso pode ser, na verdade, gasoso.

No novo estudo, os pesquisadores focaram-se em 50 planetas do campo de visão do observatório Kepler cujas massas e raios foram previamente estimados. Estes planetas orbitam todas estrelas com companheiras até cerca 1.700 UA. Para 43 destes 50 exoplanetas, as estimativas anteriores dos seus tamanhos não tiveram em conta a contribuição da luz de uma segunda estrela. Isto significa que é necessária uma revisão dos tamanhos relatados.

Na maioria dos casos, a alteração dos tamanhos dos planetas será pequena. Dados anteriores mostraram que 24 dos 50 planetas orbitam a maior e mais brilhante estrela do sistema. Além disso, foi determinado que 11 destes planetas seriam demasiado grandes para serem considerados planetas caso orbitassem a companheira mais tênue e pequena. Assim, para 35 dos 50 exoplanetas, os tamanhos publicados não mudarão substancialmente.

Mas para 15 dos planetas, os cientistas não conseguiram determinar se orbitam a estrela mais fraca ou a estrela mais brilhante do par. Para cinco dos 15, as estrelas em questão têm aproximadamente o mesmo brilho, e as suas densidades vão diminuir substancialmente, independentemente da estrela que orbitam.

Este efeito das estrelas companheiras é importante para caracterizar os planetas descobertos pelo Kepler, que encontrou milhares de exoplanetas. Também será importante para a futura missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, que procurará planetas pequenos em torno de estrelas próximas, brilhantes, pequenas e frias.

Os tamanhos e as densidades corretas dos planetas são fundamentais para as observações futuras de planetas de alto valor pelo telescópio espacial James Webb da NASA. O conhecimento de quais os planetas pequenos e rochosos vai ajudar na probabilidade de encontrar planetas do tamanho da Terra em outros cantos da Via Láctea.

O estudo será publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A descoberta da menor estrela conhecida

A menor estrela conhecida foi descoberta por uma equipe de astrônomos liderados pela Universidade de Cambridge. Com um tamanho ligeiramente superior ao de Saturno, a atração gravitacional à sua superfície estelar é quase 300 vezes mais forte do que os humanos sentem na Terra.

© A. Boetticher (ilustração da menor estrela conhecida comparada com outros astros)

A estrela é provavelmente tão pequena quanto as estrelas podem ser, pois tem apenas massa suficiente para permitir a fusão de núcleos de hidrogênio em hélio. Se fosse mais pequena, a pressão no centro da estrela já não seria suficiente para permitir a ocorrência deste processo. A fusão do hidrogênio é também o que impulsiona o Sol e os cientistas estão tentando replicar este processo como uma poderosa fonte de energia aqui na Terra.

Estas estrelas muito pequenas e fracas são também as melhores candidatas possíveis à detecção de planetas parecidos com a Terra que podem ter água líquida à superfície, como TRAPPIST-1, uma anã ultrafria rodeada por sete exoplanetas temperados do tamanho da Terra.

A estrela, chamada EBLM J0555-57Ab, está localizada a cerca de 600 anos-luz de distância da Terra. Faz parte de um sistema binário e foi identificada enquanto passava em frente da sua muito maior companheira, um método normalmente usado para detetar planetas, não estrelas.

A estrela EBLM J0555-57Ab foi identificada pelo WASP (Wide Angle Search for Planets), uma experiência de caça exoplanetária gerida pelas Universidades de Keele, Warwick, Leicester e St. Andrews. A EBLM J0555-57Ab foi detectada quando passava em frente, ou transitava, a sua maior estrela companheira, formando um sistema binário eclipsante. A estrela principal tornou-se mais tênue de forma periódica, a assinatura de um objeto em órbita. Graças a esta configuração especial, é possível medir com precisão a massa e o tamanho de quaisquer companheiras em órbita, neste caso uma estrela pequena. A massa da EBLM J0555-57Ab foi determinada graças ao método Doppler (oscilação ou velocidade radial), usando dados do espectrógrafo CORALIE.

Esta estrela recentemente medida tem uma massa comparável à estimativa atual para TRAPPIST-1, mas tem um raio quase 30% menor.

Embora sejam as estrelas mais numerosas do Universo, as estrelas com menos de 20% do tamanho e da massa do Sol são ainda pouco compreendidas, uma vez que são difíceis de serem detectadas devido ao seu pequeno tamanho e baixo brilho. O projeto EBLM (Eclipsing Binaries Low Mass), que identificou a estrela deste estudo, visa eliminar esse lapso no conhecimento.

Os detalhes da descoberta serão publicados na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: University of Cambridge

Uma pequena galáxia vista de perto

As grandes galáxias espirais muitas vezes parecem ter toda a glória.

© Hubble/Domingo P. Galvan/ Raul V. Fraile (NGC 4449)

Os jovens aglomerados de estrelas azuis e regiões formadoras de estrelas rosadas ao longo de braços espirais são garantidos para atrair a atenção. Mas pequenas galáxias irregulares também formam estrelas, como a NGC 4449, localizada cerca de 12 milhões de anos-luz de distância da Terra. Com menos de 20 mil anos-luz de diãmetro a NGC 4449 é de tamanho semelhante e, muitas vezes, comparado com a galáxia satélite da Via Láctea, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC).

O extraordinário telescópio espacial Hubble obteve uma visão de perto desta galáxia bem estudada, cuja imagem foi reprocessada para destacar o brilho avermelhado revelador do gás hidrogênio. O resplendor traça as regiões de formação de estrelas generalizadas da NGC 4449, algumas até maiores que as da LMC, com enormes arcos interestelares e bolhas sopradas por estrelas massivas de curta duração.

A NGC 4449 é um membro de um grupo de galáxias encontradas na constelação Canes Venatici. Ela também mantém a distinção de ser a primeira galáxia anã com um fluxo estelar de maré identificado.

Fonte: NASA

Sonda Juno fotografa a Grande Mancha Vermelha de Júpiter

As imagens da Grande Mancha Vermelha de Júpiter revelam um emaranhado de nuvens escuras que se abrem através de uma enorme oval carmesim.

© Juno/Gerald Eichstädt (Grande Mancha Vermelha de Júpiter)

A câmara JunoCam a bordo da nave Juno da NASA captou imagens da característica mais icônica do maior planeta do Sistema Solar durante o seu voo rasante de dia 11 de julho.

Medindo 16.350 quilômetros de largura (valor de 3 de abril de 2017), a Grande Mancha Vermelha de Júpiter é 1,3 vezes maior que a Terra. A tempestade é acompanhada desde 1830 e possivelmente existe há mais de 350 anos. Nos tempos modernos, a Grande Mancha Vermelha parece estar encolhendo.

Todos os instrumentos científicos da Juno e a JunoCam estavam operando durante a passagem rasante, recolhendo dados que estão agora sendo transmitidos para a Terra. O próximo voo rasante por Júpiter será no dia 1 de setembro.

A Juno alcançou o perijove (o ponto orbital mais próximo do centro de Júpiter) às 22:55 (UTC−3) de dia 10 de julho. Neste momento, a Juno encontrava-se a cerca de 3.500 km por cima do topo das nuvens do planeta. Onze minutos e 33 segundos mais tarde, a Juno havia coberto 39.771 quilômetros e passava diretamente por cima do topo das arredondadas nuvens carmesim da Grande Mancha Vermelha. A nave passou 9.000 quilômetros por cima das nuvens.

A Juno foi lançada no dia 5 de agosto de 2011 a partir de Cabo Canaveral, Flórida, EUA. Durante a sua missão de exploração, a Juno viaja perto do topo das nuvens do planeta, até um mínimo de 3.400 quilômetros. Durante estes voos rasantes, a Juno estuda o interior de Júpiter e as suas auroras para aprender mais sobre as origens, estrutura, atmosfera e magnetosfera do planeta.

Os primeiros resultados científicos da missão Juno retratam Júpiter como um mundo turbulento, com uma estrutura interior intrigantemente complexa, uma energética aurora polar e grandes ciclones polares. Com os dados da Voyager, Galileo, New Horizons, Hubble e agora da Juno, temos uma melhor compreensão da composição e evolução Grande Mancha Vermelha de Júpiter.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

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