Descoberta uma das mais brilhantes galáxias conhecidas

Graças a uma imagem ampliada produzida por uma lente gravitacional uma equipe de cientistas descobriu uma das galáxias mais brilhantes conhecidas da época em que o Universo tinha 20% da sua idade atual.

© Hubble (múltiplas imagens da galáxia descoberta, assinaladas pelas setas brancas)

De acordo com a teoria da Relatividade Geral de Einstein, quando um raio de luz passa perto de um objeto muito massivo, a gravidade do objeto atrai os fótons e desvia-os do seu percurso inicial. Este fenômeno, conhecido como lente gravitacional, é comparável ao produzido por lentes sobre raios de luz e atua como uma espécie de lupa, alterando o tamanho e intensidade da imagem aparente do objeto original.

Usando este efeito, a equipe de cientistas do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) liderada pelo pesquisador Anastasio Díaz-Sánches da Universidade Politécnica de Cartagena (UPT), descobriu uma galáxia muito distante, a cerca de 10 bilhões de anos-luz de distância, aproximadamente mil vezes mais brilhante do que a Via Láctea. É a mais brilhante das galáxias submilimétricas, assim chamadas devido à sua emissão muito forte no infravermelho distante. Para a medir, usaram o Gran Telescopio Canarias (GTC) do Observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma).

Devido à lente gravitacional produzida por um aglomerado de galáxias entre nós e a fonte, a galáxia aparenta ser 11 vezes maior e mais brilhante do que realmente é, e aparece em várias imagens num arco centrado na parte mais densa do aglomerado, conhecido como "Anel de Einstein". A vantagem deste tipo de ampliação é que não distorce as propriedades espectrais da luz, que podem ser estudadas para estes objetos muito distantes como se estivessem muito mais próximos.

Para encontrar esta galáxia foi realizada uma busca por todo o céu, combinando as bases de dados dos satélites WISE (NASA) e Planck (ESA) a fim de identificar as mais brilhantes galáxias submilimétricas.

A galáxia destaca-se por ter uma alta taxa de formação estelar. Está formando estrelas a um ritmo de 1.000 massas solares por ano, em comparação com a Via Láctea, que forma estrelas a um ritmo de aproximadamente duas massas solares por ano.

O fato de a galáxia ser tão brilhante, da sua luz estar ampliada gravitacionalmente e de existirem imagens múltiplas, permite examinar as suas propriedades internas, o que de outro modo não seria possível com galáxias tão distantes.

A descoberta foi publicada recentemente na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Buracos negros centrais em galáxias tardias

A imagem abaixo mostra 51 galáxias próximas de tipo tardio encontradas hospedando núcleos perto de seus centros em raios X.

© Rui She (galáxias próximas tardias hospedando núcleos em raios X)

As imagens principais são no espectro visível e as inserções mostram imagens das mesmas galáxias em raios X obtidas pelo observatório espacial Chandra. As marcas em cruz identificam o núcleo no infravermelho próximo e óptico de cada galáxia, e as elipses em verde mostram as regiões da origem dos raios X.

Uma pesquisa recente liderada por Rui She (Universidade de Tsinghua, China) apresenta uma busca de buracos negros de baixa massa (<10⁶ massas solares) focalizando os centros de galáxias próximas de baixa massa. Muitos dos 51 núcleos de raios X descobertos representam tais buracos negros escondidos. Os pesquisadores usaram as estatísticas desta amostra para estimar que pelo menos 21% das galáxias de tipo tardio hospedam buracos negros de baixa massa em seus centros.

Com base no arquivo de dados Chandra a partir de março de 2016, foram identificados 314 núcleos galácticos ativos candidatos em 719 galáxias localizadas mais próximas de 50 x 10⁶ pc (parsec equivale a 3,086 x 10¹⁶ m), entre elas galáxias de tipo tardio (tipos Hubble Sc e posterior) que anteriormente foram classificadas a partir de observações ópticas contendo núcleos formadores de estrelas (HII).

Estas galáxias de tipo tardio compreendem uma amostra valiosa para procurar buracos negros centrais de baixa massa (aproximadamente 10⁶ massas solares). Para a amostra como um todo, a dependência geral da fração de núcleos ativos em tipo galáctico e classificação espectral nuclear é consistente com resultados anteriores com base em levantamentos ópticos. Foram detectados 51 núcleos de raios X entre os núcleos 163 HII, e estima-se que, de forma muito conservadora, cerca de 74% deles com luminosidades acima de 10³⁸ erg/s não são contaminados por binários de raios X; a fração aumenta para cerca de 92% para núcleos de raios X com uma luminosidade de 10³⁹ erg/s ou superior. Isso permite estimar uma fração de ocupação do buraco negro depouco mais de 21% nestas galáxias de tipo tardio, muitas das quais sem presença de bojo.

Fonte: The Astrophysical Journal

Descoberto dois planetas flutuando livremente?

Um objeto grande e flutuante  anteriormente identificado como um análogo à Júpiter revela-se como sendo dois objetos. Este sistema é o binário de menor massa que já descoberto.

© Gemini Observatory/Jon Lomberg (sistema binário de baixa massa)

As anãs marrons representam a extremidade inferior do espectro de massa estelar, com massas muito baixas para fundir hidrogênio (tipicamente abaixo de 75 a 80 massas de Júpiter). Observar estes objetos proporciona uma oportunidade única de aprender sobre a evolução estelar e os modelos atmosféricos, mas para entender corretamente estas observações é necessário determinar as massas e as idades dos astros.

As anãs marrons esfriam continuamente à medida que envelhecem, o que cria uma degeneração observacional: anãs de diferentes massas e idades podem ter a mesma luminosidade, dificultando a inferir suas propriedades físicas das observações.

Este problema pode ser resolvido com uma medida independente das massas das anãs. Uma abordagem é encontrar anãs marrons que são membros de associações estelares próximas chamadas "grupos em movimento". As estrelas dentro da associação compartilham a mesma idade aproximada, então a idade de uma anã marrom pode ser estimada com base nas idades de outras estrelas do grupo.

Recentemente, uma equipe de cientistas liderada por William Best, da Universidade do Havaí, acompanhava este objeto: a anã 2MASS J11193254-1137466, possivelmente um membro da associação estelar TW Hydrae. Com a ajuda da poderosa óptica adaptativa no telescópio Keck II no Havaí, a equipe descobriu que este objeto semelhante a Júpiter eram dois objetos de fluxo igual orbitando um ao outro.

Para saber mais sobre este binário incomum, Best e colaboradores começaram usando propriedades observadas como a posição do céu, movimento apropriado e velocidade radial para estimar a probabilidade de que 2MASS J11193254-1137466AB seja membro da associação estelar TW Hydrae. A probabilidade encontrada foi de cerca de 80% de pertencer a este grupo.

Sob este pressuposto, os pesquiadores usaram a distância ao grupo, cerca de 160 anos-luz, para estimar que a separação do binário é de aproximadamente 3,9 UA. A participação assumida na associação estelar TW Hydrae também fornece a idade do binário: cerca de 10 milhões de anos. Isso permitiu estimar as massas e as temperaturas efetivas dos componentes a partir de luminosidades e modelos evolutivos.

A equipe descobriu que cada componente tem cerca de 3,7 massas de Júpiter, colocando-os na região difusa entre planetas e estrelas. Enquanto a União Astronômica Internacional  (IAU) considera que os objetos abaixo da massa mínima para fundir o deutério (cerca de 13 massas de Júpiter) são planetas, outras definições variam, dependendo de fatores como composição, temperatura e formação. Os pesquisadores descrevem o binário como constituído por dois objetos de massa planetária.

Independentemente da sua definição, 2MASS J11193254-1137466AB se qualifica como o binário de menor massa descoberto até à data. As massas individuais dos componentes também os colocam entre as anãs marrons de baixa massa que flutuam livremente. Portanto, este sistema será um ponto de referência crucial para testes de modelos evolutivos e atmosféricos para estrelas de baixa massa no futuro.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: American Astronomical Society

A nuvem molecular gigante W51

As nuvens moleculares gigantes são vastos objetos cósmicos, compostos principalmente por moléculas de hidrogênio e átomos de hélio, onde nascem novas estrelas e planetas. Estas nuvens podem conter mais massa do que um milhão de sóis e se estender em centenas de anos-luz.

© NASA/JPL-Caltech/Chandra (nuvem molecular gigante W51)

A nuvem molecular gigante conhecida como W51 é uma das mais próximas da Terra, localizada a uma distância de aproximadamente 17 mil anos-luz. Devido à sua proximidade relativa, a W51 fornece aos astrônomos uma excelente oportunidade de estudar como as estrelas estão se formando na Via Láctea.

Uma nova imagem composta da W51 mostra este viveiro estelar, onde os raios X do obtidos pelo observatório Chandra são de cor azul. Com cerca de 20 horas de exposição através do Chandra, mais de 600 estrelas jovens foram detectadas como fontes de raios X semelhantes a pontos, e também foi observada uma emissão difusa de raios X a partir do gás interestelar com uma temperatura de um milhão de graus ou mais. A luz infravermelha observada com o telescópio espacial Spitzer da NASA aparece em laranja e amarelo esverdeado e evidenciando o gás frio e estrelas cercadas por discos de material gélido.

A W51 contém vários aglomerados de estrelas jovens. Os dados do Chandra mostram que as fontes de raios X são encontradas em pequenos grupos, com uma concentração de mais de 100 fontes no aglomerado central, chamado G49.5-0.4.

Embora a nuvem molecular gigante W51 preenche todo o campo de visão desta imagem, há grandes áreas em que o Chandra não detecta raios X difusos e de baixa energia a partir do gás interestelar quente. Presumivelmente, regiões densas de material muito frio deslocaram este gás quente ou bloquearam os raios X dele.

Uma das estrelas massivas do W51 é uma fonte brilhante de raios X que é cercada por uma concentração de fontes de raios X muito mais fracas. Isso sugere que as estrelas massivas podem se formar quase isoladamente, com apenas algumas estrelas de massa mais baixas do que o aglomerado completo com centenas de estrelas típicas.

Outro aglomerado jovem e massivo localizado perto do centro do W51 hospeda um sistema estelar que produz uma fração extraordinariamente grande dos raios X de energia mais alta detectada pelo Chandra. As teorias para a emissão de raios X de estrelas massivas únicas não podem explicar este mistério, então provavelmente requer a interação próxima de duas estrelas muito jovens e massivas. Esta radiação intensa deve mudar a química das moléculas que cercam o sistema estelar, apresentando um ambiente hostil para a formação de planetas.

Um artigo descrevendo estes resultados apareceu no The Astrophysical Journal Supplement Series.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Tributos de tempos mais úmidos em Marte

Um vale de um rio seco com numerosos afluentes é visto nesta imagem recente do Planeta Vermelho captada pela sonda Mars Express da ESA.

© ESA/DLR (Libya Montes em Marte)

Esta parte da região conhecida como Libya Montes localiza-se no equador marciano perto da fronteira entre as terras altas do sul e as planícies do norte. Ela foi fotografada no dia 21 de Fevereiro de 2017 pela câmera estereográfica de alta resolução da sonda.

As montanhas da região de Libya Montes, uma das regiões mais antigas de Marte, foram soerguidas durante a formação da bacia de impacto Isidis com seus 1.200 km de largura a cerca de 3,9 bilhões de anos atrás. Esta bacia pode ser vista na porção norte da imagem.

Os aspectos observados cruzando toda a região indicam tanto rios que fluíram pela região como lagos e até mares que estavam ali presentes no início da história de Marte.

O proeminente canal fluvial que corre de sul para norte deve ter sido formado na região a cerca de 3,6 bilhões de anos atrás. Ele aparentemente origina-se de uma cratera de impacto na porção sul, surgindo da parede da cratera e fluindo para o norte, passando pelas montanhas da topografia local.

O vale é repleto de afluentes, apontando de forma geral para o relevo e correndo das regiões mais altas para as regiões mais baixas. A infiltração de água subterrânea também teve uma importante contribuição em moldar a forma do vale. Um canal similar serpenteia na parte inferior da imagem.

A mineralogia da região de Libya Montes é bem diversa, como foi revelado pela sonda. Minerais formados na presença de água e quimicamente alterados comprovam a atividade hidrotermal do passado e podem ser ligados com a formação da bacia de impacto Isidis. Por exemplo, o impacto pode ter mobilizado a água líquida derretendo o gelo de subsuperfície que consequentemente interagiu com as rochas vulcânicas antigas.

© ESA/DLR (topografia de Libya Montes)

Numerosas crateras em diferentes estágios de degradação marcam toda a cena, mostrando que a região possui uma longa história. Talvez, as crateras mais notáveis sejam as duas situadas lado a lado no centro, suas paredes parecem conectadas dando a elas a forma de um oito.

Outra cratera interessante pode ser vista na parte esquerda da imagem, imbricada com uma montanha. Inevitavelmente, seu anel colapsou no assoalho do vale adjacente. Mais para a esquerda podemos encontrar uma pequena cratera que foi impressa dentro de uma cratera maior e mais larga.

A rica diversidade de características geológicas da região mostra o quão dinâmico o planeta Marte era no passado e como ele mudou de um mundo com clima mais quente e úmido, que tinha água correndo livremente em sua superfície para um mundo árido e congelado como vemos hoje.

Fonte: ESA

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