Kepler descobre variabilidade nas Sete Irmãs

As Sete Irmãs, assim conhecidas pelos antigos gregos, são agora conhecidas pelos astrônomos modernos como M45, ou como o aglomerado estelar das Plêiades, um conjunto de estrelas estudadas há já milhares de anos por culturas espalhadas por todo o mundo.

© NASA/Kepler/T. White (os membros do aglomerado estelar das Plêiades)

O Dr. Tim White do Centro de Astrofísica Estelar da Universidade de Aarhus, juntamente com a sua equipe de astrônomos dinamarqueses e internacionais, demonstraram uma poderosa nova técnica para observar estrelas como estas que, normalmente, são demasiado brilhantes para avistar com telescópios de alto desempenho.

Usando um novo algoritmo para melhorar as observações do telescópio espacial Kepler na sua missão K2, a equipe realizou o estudo mais detalhado, até agora, da variabilidade destas estrelas. O Kepler está desenhado para procurar planetas em órbita de estrelas distantes através da detecção da diminuição do brilho quando estes passam à sua frente, e também para fazer asterossismologia (sismologia estelar), estudando a estrutura e evolução de estrelas tal como revelado pelas mudanças no seu brilho. As estrelas mais brilhantes: Alcyone, Atlas, Electra, Maia, Merope, Taygeta e Pleione são visíveis a olho nu.

Considerando que a missão Kepler foi desenhada para observar milhares de estrelas fracas de uma só vez, algumas das estrelas mais brilhantes são na verdade demasiado brilhantes para observar. A luz de uma estrela brilhante, apontada a um detector, fará com que os pixéis centrais da imagem da estrela fiquem saturados, o que provoca uma perda de precisão muito significativa na medição do brilho total da estrela. Este é o mesmo processo que causa uma perda de alcance dinâmico nas câmaras digitais comuns, que não conseguem ver detalhes tênues e brilhantes na mesma exposição.

A solução para a observação de estrelas brilhantes com o Kepler acabou por ser bastante simples. "Estamos principalmente preocupados com as mudanças relativas, não absolutas, no brilho. Nós podemos medir estas alterações nos pixéis insaturados próximos e ignorar completamente as áreas saturadas," comenta White.

Mas as mudanças no movimento do satélite e ligeiras imperfeições no detector podem ainda ocultar o sinal de variabilidade estelar. Para superar este fato, os pesquisadores desenvolveram uma nova técnica para incrementar a contribuição de cada pixel a fim de encontrar o equilíbrio certo onde os efeitos instrumentais são cancelados, revelando a verdadeira variabilidade estelar. Este novo método foi denominado fotometria halo, um algoritmo simples e rápido que os autores lançaram como software livre de código aberto.

A maioria das sete estrelas são estrelas B de pulsação lenta, uma classe de estrela variável em que o brilho estelar muda com períodos razoavelmente longos (poucos dias). As frequências destas pulsações são fundamentais para explorar alguns dos processos mal compreendidos no núcleo destas estrelas.

A sétima estrela, Maia, é diferente: varia com um período regular de 10 dias. Estudos anteriores mostraram que Maia pertence a uma classe de estrelas com concentrações superficiais anormais de alguns elementos químicos, como o manganês. Para saber se estes elementos estavam relacionados, foram realizadas várias observações espectroscópicas com o telescópio Hertzsprung SONG.

"O que vimos foi que as mudanças de brilho observadas pelo Kepler acompanham as mudanças na força da absorção do manganês na atmosfera de Maia," comenta a Dra. Victoria Antoci, professora assistente do Centro de Astrofísica Estelar da Universidade de Aarhus. "Nós concluímos que as variações são provocadas por uma grande mancha química à superfície da estrela, que se torna visível com a rotação da estrela ao longo do período de 10 dias."

Há sessenta anos atrás, os astrônomos pensaram que tinham observado variabilidade em Maia com um período de algumas horas e sugeriram que esta era a primeira estrela de uma nova classe de variáveis chamadas Variáveis Maia; mas estas novas observações mostram que Maia não é uma Variável Maia!

Não foram detectados sinais de trânsitos exoplanetários neste estudo, mas os pesquisadores mostram que o seu novo algoritmo pode alcançar a precisão necessária para o Kepler e os futuros telescópios espaciais como o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) detectarem planetas em trânsito de estrelas tão brilhantes quanto a nossa vizinha Alpha Centauri. Estas estrelas brilhantes e próximas são os melhores alvos para futuras missões, como o telescópio espacial James Webb, que deverá ser lançado no final de 2018.

Este trabalho foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

De micro-ondas a megamasers

No Universo ocorrem fenômenos que emitem radiação que abrange todo o espectro eletromagnético: dos raios gama de alta energia, que são transmitidos pelos eventos mais enérgicos do cosmos, para micro-ondas e ondas de rádio de baixa energia.

© Hubble (MCG+01-38-004 e MCG+01-38-005)

As micro-ondas, a mesma radiação que pode aquecer alimentos, são produzidas por uma grande quantidade de fontes astrofísicas, incluindo fortes emissores conhecidos como "masers" (laser de microondas), emissores ainda mais fortes chamados megamasers e os centros de algumas galáxias. Os centros galácticos especialmente intensos e luminosos são conhecidos como núcleos galácticos ativos (AGN). Eles são conduzidos pela presença de buracos negros supermassivos, que arrastam o material circundante para dentro e ejetam jatos brilhantes e radiação.

As duas galáxias mostradas acima, fotografadas pelo telescópio espacial Hubble, são denominadas MCG+01-38-004 (na parte superior, de cor vermelha) e a MCG+01-38-005 (na parte inferior, de cor azulada). A galáxia MCG+01-38-005 é um tipo especial de megamaser; o núcleo galáctico ativo gera grandes quantidades de energia, o que estimula as nuvens de água circundante. Os átomos constituintes de hidrogênio e oxigênio da água são capazes de absorver parte desta energia e re-emitá-la em comprimentos de onda específicos, um dos quais está dentro do regime de micro-ondas. A galáxia MCG+01-38-005 é assim conhecida como um megamaser de água!

Os astrônomos podem usar estes objetos para investigar as propriedades fundamentais do Universo. As emissões de micro-ondas da MCG+01-38-005 foram utilizadas para calcular um valor refinado para a constante de Hubble, uma medida de quão rápido o Universo está se expandindo. Esta constante tem o nome do astrônomo Edwin Hubble, cujas observações foram responsáveis ​​pela descoberta do Universo em expansão e após o telescópio espacial Hubble foi nomeado em sua homenagem.

Fonte: ESA

As nebulosas da Águia e do Cisne

As nebulosas da Águia e do Cisne abrangem esta ampla paisagem celeste registrada através de uma visão telescópica em direção ao braço espiral de Sagitário e o centro da Via Láctea.

© Josep Drudis (M16 e M17)

A Águia, também conhecida como M16 aparece na parte esquerda da imagem, e a M17, o Cisne, na parte direita da imagem que mostra as nuvens cósmicas como regiões mais brilhantes de ativa formação de estrelas. Elas localizam-se ao longo do braço espiral coberto com a característica emissão avermelhada do gás atômico de hidrogênio e as nebulosas escuras e empoeiradas.

A M17, também chamada de Nebulosa Ômega, localiza-se a cerca de 5.500 anos-luz de distância da Terra, enquanto que a M16 localiza-se a cerca de 6.500 anos-luz de distância da Terra. O centro de ambas as nebulosas são locais bem conhecidos de formação de estrelas e já foram registrados em detalhe pelo telescópio espacial Hubble.

O mosaico acima se estende por cerca de 3 graus no céu, dados de imagens de alta resolução obtidos com filtros de banda estreita foram usados para realçar a região central de ambas as nebulosas. As asas da Nebulosa da Águia se estendem por quase 120 anos-luz. O Cisne tem mais de 30 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

A melhor imagem já obtida da superfície e atmosfera de uma estrela

Astrônomos construíram a imagem mais detalhada até hoje da supergigante vermelha Antares.

© ESO/VLTI/K. Ohnaka (superfície da estrela supergigante vermelha Antares)

Foi criado também o primeiro mapa de velocidades do material na atmosfera de uma estrela diferente do Sol, revelando uma turbulência inesperada na enorme atmosfera extensa de Antares.

A olho nu, a famosa estrela brilhante Antares resplandece num tom vermelho forte, situada no coração da constelação do Escorpião. Trata-se de uma estrela supergigante vermelha enorme e relativamente fria nos estágios finais da sua vida, a caminho de se tornar uma supernova. Estas enormes estrelas moribundas formam-se com massas que se situam entre 9 e 40 massas solares. Quando uma estrela se transforma numa supergigante vermelha, a sua atmosfera expande-se, tornando-se extensa e luminosa mas com uma densidade baixa. A estrela Antares tem atualmente uma massa de 12 vezes a massa do Sol e um diâmetro cerca de 700 vezes maior do que o do Sol. Acredita-se que começou a sua vida com uma massa de mais de 15 massas solares e que terá já liberado o equivalente a 3 massas solares de material ao longo da sua vida.

Uma equipe de astrônomos liderada por Keiichi Ohnaka da Universidade Católica del Norte, no Chile, usou o Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do ESO, situado no Observatório do Paranal, no Chile, para mapear a superfície de Antares e medir os movimentos do material da superfície. Trata-se da melhor imagem até hoje da superfície e atmosfera de uma estrela diferente do Sol.

O VLTI é uma infraestrutura única que combina a luz coletada por até 4 telescópios, sejam os telescópios principais de 8,2 metros, sejam os telescópios auxiliares menores, para formar um telescópio virtual equivalente a um único espelho de 200 metros de diâmetro. Este método permite resolver pequenos detalhes que seriam impossíveis com apenas um telescópio individual.

“Como é que estrelas como Antares perdem massa tão depressa na fase final da sua evolução é um dos problemas com que nos deparamos há mais de meio século,” disse Ohnaka. “O VLTI é a única infraestrutura que nos permite medir diretamente os movimentos do gás na atmosfera extensa de Antares, um passo crucial na resolução deste problema. O desafio seguinte consiste em identificar o fenômeno que dá origem aos movimentos turbulentos observados.”

Usando os novos resultados, a equipe criou o primeiro mapa em duas dimensões de velocidades da atmosfera de uma estrela sem ser o nosso Sol. Para isso, os pesquisadores utilizaram o VLTI com três dos telescópios auxiliares e um instrumento chamado AMBER para fazer imagens da superfície de Antares num pequeno intervalo de comprimentos de onda infravermelhos. A equipe usou estes dados para calcular a diferença entre a velocidade do gás atmosférico em posições diferentes na estrela e a velocidade média de toda a estrela, o que deu origem a um mapa da velocidade relativa do gás atmosférico ao longo de todo o disco de Antares, algo pioneiro para uma estrela sem ser o Sol.

© ESO/VLTI/K. Ohnaka (mapa dos movimentos do material na superfície de Antares)

Na imagem as regiões vermelhas o material afasta-se da Terra e nas regiões azuis o material aproxima-se. A região vazia em torno da estrela não é uma estrutura real, mostrando apenas locais onde não foi possível medir as velocidades.

A velocidade do material que se aproxima ou afasta da Terra pode ser medida pelo efeito Doppler, responsável pelo deslocamento das linhas espectrais na direção dos maiores (vermelho) ou dos menores (azul) comprimentos de onda, dependendo se o material que emite ou absorve a radiação se afasta ou aproxima do observador.

Os astrônomos descobriram gás turbulento de baixa densidade muito mais longe da estrela do que o previsto e concluíram que este movimento não deve resultar da convecção, ou seja, de deslocamentos de grande escala da matéria, responsáveis pela transferência de energia desde o núcleo até a atmosfera exterior de muitas estrelas. A convecção é um processo pelo qual o material frio desce e o material quente sobe num movimento circular. Este processo ocorre na Terra nas correntes atmosféricas e oceânicas, mas também faz deslocar gás nos interiores estelares. Os pesquisadores concluíram que um novo processo, atualmente desconhecido, pode ser necessário para explicar estes movimentos nas atmosferas extensas de supergigantes vermelhas como Antares.

“No futuro, esta técnica observacional pode ser aplicada a diferentes tipos de estrelas para estudar as suas superfícies e atmosferas com um detalhe sem precedentes. Até agora este tipo de estudo limitava-se apenas ao Sol,” conclui Ohnaka. “O nosso trabalho traz à astrofísica estelar uma nova dimensão e abre uma janela totalmente nova à observação das estrelas.”

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: ESO

As previsões meteorológicas das anãs marrons

Os objetos fracos a que chamamos anãs marrons, menos massivas que o Sol mas mais massivas que Júpiter, têm ventos e nuvens poderosas, irregulares e quentes feitas de gotículas de ferro e poeira de silicato.

© NASA/JPL-Caltech (animação de uma anã marrom com bandas de nuvens)

Os cientistas perceberam recentemente que estas nuvens gigantes podem mover-se e engrossar ou diminuir surpreendentemente depressa, em menos de um dia terrestre, mas não entendiam porquê.

Agora, um novo modelo explica como as nuvens se movem e mudam de forma nas anãs marrons, usando informações do telescópio espacial Spitzer da NASA. Ondas gigantes provocam movimento em grande escala de partículas nas atmosferas das anãs marrons, alterando a espessura das nuvens de silicato. O estudo também sugere que estas nuvens estão organizadas em bandas confinadas em diferentes latitudes, viajando com diferentes velocidades em bandas diferentes.

"Esta é a primeira vez que vemos bandas atmosféricas e ondas nas anãs marrons," comenta Daniel Apai, professor associado de astronomia e ciências planetárias na Universidade do Arizona em Tucson, EUA.

Tal como nos oceanos da Terra, tipos diferentes de ondas podem formar-se nas atmosferas planetárias. Por exemplo, na atmosfera da Terra, ondas muito longas misturam ar frio das regiões polares para latitudes médias, o que muitas vezes leva à formação ou dissipação de nuvens.

As distribuições e os movimentos das nuvens das anãs marrons neste estudo são mais parecidos com aqueles observados em Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. O planeta Netuno tem estruturas de nuvens que também seguem bandas, mas as suas nuvens são feitas de gelo. As observações de Netuno pelo Kepler da NASA, operando na sua missão K2, foram importantes nesta comparação entre o planeta e as anãs marrons.

"Os ventos atmosféricos das anãs marrons parecem ser mais como os padrões familiares e regulares de cinturões e zonas de Júpiter do que a 'fervura' atmosférica e caótica vista no Sol e em muitas outras estrelas," comenta Mark Marley, do Ames Research Center da NASA em Silicon Valley, no estado norte-americano da Califórnia.

Equiparamos as anãs marrons a estrelas falhadas porque são demasiado pequenas para fundir elementos químicos nos seus núcleos. Também podemos pensar nelas como "superplanetas" porque são mais massivas que Júpiter, mas têm aproximadamente o mesmo diâmetro. Tal como os planetas gigantes e gasosos, as anãs marrons são constituídas principalmente por hidrogênio e hélio, mas encontram-se muitas vezes separadas de qualquer sistema planetário. Num estudo de 2014 usando o Spitzer, os cientistas descobriram que as anãs marrons normalmente têm tempestades atmosféricas.

Devido à sua semelhança com exoplanetas gigantes, as anãs marrons são janelas para os sistemas planetários além do nosso. É mais fácil estudar anãs marrons do que planetas porque muitas vezes não possuem uma brilhante estrela hospedeira que as obscurece.

"É provável que as estruturas em banda e as grandes ondas atmosféricas que encontramos nas anãs marrons também sejam comuns nos exoplanetas gigantes," comenta Apai.

Usando o Spitzer, os cientistas monitoraram mudanças de brilho em seis anãs marrons durante mais de um ano, observando cada uma completando 32 rotações. À medida que uma anã marron gira, as suas nuvens movem-se para dentro e para fora do hemisfério observado telescopicamente, provocando mudanças no brilho da anã marron. Os cientistas então analisaram estas variações de brilho a fim de explorar como as nuvens de silicato estão distribuídas nas anãs marrons.

Os pesquisadores esperavam que estas anãs marrons tivessem tempestades elípticas parecidas com a Grande Mancha Vermelha de Júpiter, provocadas por zonas de alta pressão. A Grande Mancha Vermelha existe em Júpiter há centenas de anos e muda muito devagar: estas "manchas" não podiam explicar as rápidas mudanças de brilho que os cientistas viram ao observar estas anãs marrons. Os níveis de brilho das anãs marrons variaram acentuadamente apenas ao longo de um dia terrestre.

Para perceber os altos e baixos do brilho, os cientistas tiveram que repensar os seus pressupostos sobre o que acontecia nas atmosferas das anãs marrons. O melhor modelo para explicar as variações envolve ondas grandes, propagando-se pela atmosfera com períodos diferentes. Estas ondas fariam com que as estruturas das nuvens girassem com diferentes velocidades em bandas diferentes.

Theodora Karalidi, pesquisadora da Universidade do Arizona, usou um supercomputador e um novo algoritmo para produzir mapas de como as nuvens viajam nestas anãs marrons.

"Quando os picos das duas ondas não estão em sintonia, ao longo do dia existem dois picos de brilho máximo," afirma Karalidi. "Quando as ondas estão em sincronia, obtemos um pico grande, tornando a anã marron duas vezes mais brilhante do que com uma única onda."

Os resultados explicam o comportamento intrigante e as mudanças de brilho observadas anteriormente. O próximo passo é tentar entender melhor o que faz com que as ondas comandem o comportamento das nuvens.

O estudoforam foi divulgado na revista Science.

Fonte: University of Arizona

Eclipse solar total

a tarde desta segunda-feira, moradores e turistas em 14 estados americanos poderão acompanhar o primeiro eclipse solar total a cruzar os EUA de costa a costa em 99 anos, e de todo o território continental será possível observar o fenômeno ao menos parcialmente.

© Miloslav Druckmüller (eclipse solar total de 2008)

As cidades dentro da faixa de totalidade esperam milhares de turistas e foram vendidos milhões de óculos especiais. Mas mesmo quem não está nos EUA poderá acompanhar o Sol ser escondido pela Lua em transmissões ao vivo pela internet.

A agência espacial americana (NASA) preparou uma grande operação para o evento. As imagens serão transmitidas por repórteres em terra, em eventos promovidos pela agência e outros institutos de pesquisa, mas também por câmeras instaladas em 11 espaçonaves, três aviões, mais de 50 balões de alta altitude e por astronautas a bordo da Estação Espacial Internacional, cada uma oferecendo um ponto de vista único deste raro evento celeste.

A Lua começará a cobrir o Sol às 13:04h (horário de Brasília) e a totalidade será entre as 14:16h e 14:18h, com o fim do fenômeno às 15:36h. O fenômeno poderá ser visto parcialmente em 17 capitais brasileiras e no Distrito Federal. Os moradores de alguns estados das regiões Norte e Nordeste poderão acompanhar o eclipse parcialmente, sendo Macapá o melhor ponto de observação entre as capitais. De acordo com as previsões, os macapaenses poderão ver a Lua cobrindo 40,9% do Sol, com início do eclipse às 16:09h e pico às 17:09h. Moradores de Boa Vista, Belém, São Luís, Teresina, Fortaleza, Natal, João Pessoa e Recife poderão ver entre 30% e 40% do Sol coberto. Em Salvador, a cobertura será de 12,6%, e, em Brasília, apenas 2%. Estados mais ao Sul, incluindo o Rio de Janeiro e São Paulo, ficam fora da faixa.

© Time and Date (visibilidade do eclipse solar)

Os eclipses totais do Sol não são exatamente raros. Eles acontecem aproximadamente a cada dois anos, mas a faixa de totalidade é estreita e curta. O último visto do Brasil aconteceu em março de 2006, cobrindo uma pequena região do Nordeste, entre os estados do Ceará, Rio Grande do Norte e Paraíba. A próxima vez será em agosto de 2045. Em 2 de julho de 2019, um eclipse total vai cruzar o Chile e a Argentina, sendo visto parcialmente das regiões Sul e Sudeste. O fenômeno se repetirá em 2020.

Durante um eclipse solar é preciso cuidado na observação. Nunca se deve olhar diretamente para o Sol sem proteção. Estudos indicam que menos de 30 segundos de observação direta podem ser suficientes para provocar danos permanentes na retina. E o uso de binóculos ou telescópios potencializam os riscos. As chapas de radiografias, filtros fotográficos e outros materiais que escurecem a visão da luz não necessariamente bloqueiam a radiação, por isso devem ser evitados. Os óculos escuros devem bloquear os raios solares prejudiciais à visão, mas como é difícil assegurar a qualidade das lentes, não é recomendado o seu uso. Os mais indicados são os filtros metálicos feitos especialmente para observação do Sol, mas é possível criar dispositivos de proteção com três camadas de filme preto e branco com base de prata revelado ou vidro de soldador número 14 ou superior.

O método mais seguro de observação é por projeção. Para isso, basta abrir um pequeno orifício num pedaço de papelão e direcioná-lo para o Sol. A luz penetra no buraco e projeta uma pequena imagem do eclipse num anteparo paralelo ao papelão.

Fonte: NASA

Uma descoberta em dose dupla

A NGC 178 pode ser pequena, mas tamanho não diz muita coisa.

© Hubble (NGC 178)

Medindo cerca de 40.000 anos-luz de diâmetro, seu diâmetro é menos da metade do da Via Láctea, e é classificada como uma galáxia anã. Apesar do seu tamanho diminuto, a NGC 178 está formando novas estrelas. Em média, a galáxia forma estrelas que totalizam aproximadamente metade da massa do Sol por ano, o suficiente para ser classificada como uma galáxia de explosão de estrelas.

A descoberta da galáxia é uma história interessante e confusa. Ela foi originalmente descoberta pelo astrônomo americano Ormond Stone em 1885 e denominada de NGC 178, mas a sua posição no céu foi registrada incorretamente, por acidente, o valor da ascensão reta da galáxia, que corresponde à longitude celeste, foi deslocada de muitos graus.

Nos anos que se seguiram a NGC 178 foi vista novamente, desta vez pelo astrônomo francês Stéphane Javelle. Como nenhum objeto catalogado ocupava esta posição no céu, Javelle acreditou que tinha descoberto uma nova galáxia e a inseriu no Index Catalogue com o nome de IC 39. Mais tarde, o astrônomo americano Herbert Howe também observou o objeto e corrigiu o erro inicial de Stone. Muitos anos depois, os astrônomos finalmente perceberam que a NGC 178 e a IC 39, eram realmente o mesmo objeto!

Esta imagem da NGC 178 compreende os dados adquiridos pela Wide Field Planetary Camera 2 a bordo do telescópio espacial Hubble, das agências espaciais NASA e ESA.

Fonte: ESA

A anã branca que sobreviveu

Uma anã branca encontrada recentemente poderia ser o remanescente de uma explosão de supernova tipo Ia com falha.

© ESO/M. Kornmesser (gás canalizado para anã branca de uma companheira estelar)

Uma das características que tornam as supernovas de tipo Ia interessantes para a ciência, além do fato de estarem explodindo estrelas cuja luz brilha 5 bilhões de vezes mais do que o nosso Sol, é que todas elas têm o mesmo brilho intrínseco. Isso significa que elas atuam como pontos de referência espalhados pelo Universo, possibilitando usá-las para medir distâncias. Uma vez que uma delas aparece em uma galáxia distante, um observador pode apenas medir o quão brilhante a estrela explosiva parece ser e determinar quão distante a supernova na galáxia hospedeira deve estar para que pareça tão fraca.

A razão por que os brilhos destes eventos são tão confiáveis ​​é porque eles são todos criados quando uma anã branca rouba muito material de uma estrela companheira. Quando a anã branca atinge 1,4 massas solares, o limite Chandrasekhar, sua pressão interna provoca uma reação nuclear em cadeia que destrói a anã branca.

As descobertas recentes mostram que as supernovas tipo Ia nem sempre ocorrem de forma semelhante à do relógio. Às vezes, as coisas ficam bagunçadas ao longo do caminho e a explosão não oblitera completamente a anã branca, resultando em supernovas subliminares. Os astrônomos pensam que estas detonações fracassadas estão atrás de uma subclasse denominada tipo Iax - com 53 objetos conhecidos em uma contagem recente - que apresentam menor luminosidade, velocidades de ejeção mais baixas e características mais variáveis ​​do que as supernovas de tipo Ia normais.

Um grupo internacional de astrônomos identificou uma pequena estrela chamada LP 40-365 que pode ser o restante de uma anã branca depois de uma destas explosões.

Estima-se que a LP 40-365 tem apenas 0,14 massa solar e é apenas 8% da largura do Sol, ou aproximadamente 8 vezes maior que a Terra. A análise espectral mostra uma ausência de hidrogênio, hélio e carbono na superfície. Isso poderia ser consistente com uma anã branca que expulsou ao espaço o que restava das camadas externas de hidrogênio e hélio da estrela em uma supernova subluminante. O carbono poderia ter sido convertido em elementos mais pesados, ou talvez colapsasse no fundo do núcleo.

Esta detonação gerou um cadáver de uma estrela parecida com o Sol, que está viajando a uma velocidade maior do que a velocidade de escape da Via Láctea.

O astrônomo Stephane Vennes, da Czech Academy of Sciences, admite que existam outras formas de impulsionar uma estrela a uma velocidade muito alta, como um encontro com o centro galáctico ou instabilidades dinâmicas em um sistema triplo, mas tampouco poderia explicar a estranha superfície deste objeto.

Este processo incompleto pode gerar estrelas zumbis. Na Via Láctea podem existir muitas estrelas zumbis,  com uma taxa esperada de criação de uma em cada 300 a 1.000 anos.

O novo estudo também contribui para um longo debate sobre a origem das supernovas tipo Ia. Há dois cenários principais aceitos para produzir uma destas explosões poderosas. Em um deles, chamado de modelo de degeneração única, o gás é canalizado para anã branca de uma companheira estelar comum até atingir o limite de Chandrasekhar. No segundo modelo, chamado de modelo de dupla degeneração, duas anãs brancas se fundem, atingindo uma massa instável que desencadeia a explosão.

  A descoberta deste remanescente putativo de supernova é consistente com o modelo de degeneração única. A matéria deverá ser totalmente consumida na fusão de duas anãs brancas e a explosão subsequente. Uma situação de degeneração única, no entanto, deve às vezes deixar um remanescente com propriedades semelhantes às da anã branca LP 40-365.

Fonte: Science

Acompanhamento de uma erupção solar através do Sistema Solar

Dez sondas, desde a Venus Express da ESA à Voyager 2 da NASA, sentiram o efeito de uma erupção solar à medida que esta atravessava o Sistema Solar, enquanto três satélites em órbita terrestre assistiram, proporcionando uma perspetiva única nestas condições meteorológicas espaciais.

© ESA (localização das várias sondas durante a ejeção de massa coronal do Sol)

A imgem acima mostra a localização das várias sondas durante a ejeção de massa coronal (CME) do Sol do dia 14 de outubro de 2014. As separações dos planetas não são mostradas à escala; as suas distâncias do Sol, no lado esquerdo, são dadas em UA (Unidades Astronômicas) e a refletem a distância no momento em que as medições da CME foram feitas (para outros planetas é fornecida a distância média). A Rosetta e o cometa encontravam-se a 3,1 UA do Sol. As datas em que a sonda começou a sentir os efeitos da CME estão indicadas na escala à direita.

Os cientistas que trabalhavam na Mars Express da ESA estavam ansiosos por analisar os efeitos do contato próximo do cometa Siding Spring na atmosfera do Planeta Vermelho, em 19 de outubro de 2014, mas em vez disso, descobriram o que acabou por ser a marca de um evento solar.

Embora isso tenha tornado a análise de qualquer efeito relacionado com o cometa muito mais complexa do que o previsto, desencadeou um dos maiores esforços colaborativos para traçar a jornada de uma CME interplanetária do Sol ao alcance distante do Sistema Solar externo.

Embora a Terra em si não estivesse na linha de fogo, uma série de satélites de observação solar próximos da Terra - Proba-2 da ESA, o SOHO da ESA/NASA e o SDO da NASA - testemunharam uma poderosa erupção solar alguns dias antes, em 14 outubro.

O Stereo-A da NASA não só captou imagens do outro lado do Sol em relação à Terra, mas também recolheu informações locais, à medida que a CME passou apressadamente.

Graças aos locais fortuitos de outros satélites na direção da viagem da CME, foram feitas detecções inequívocas por três sondas de Marte - Mars Express da ESA, Maven, Mars Odyssey e o Rover Curiosity da NASA, que operava na superfície do Planeta Vermelho, a Rosetta da ESA no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko e a missão internacional Cassini em Saturno.

Foram até encontrados vestígios tão longe quanto a New Horizons da NASA que, no momento, se aproximava de Plutão, e para além da Voyager 2. No entanto, nessas grandes distâncias é possível que a evidência dessa erupção específica se possa ter fundido com o vento solar de fundo.

"As velocidades de uma CME com distância ao Sol não estão bem compreendidas, em particular no Sistema Solar externo", diz Olivier Witasse, da ESA, que liderou o estudo. "Graças às cronometragens precisas de inúmeras medições 'in situ', podemos entender melhor o processo e devolver os nossos resultados aos modelos."

As medições dão uma indicação da velocidade e da direção da viagem da CME, a qual alastrou sobre um ângulo de pelo menos 116º para alcançar a Venus Express e o Stereo-A no flanco oriental, e as sondas espaciais em Marte e no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, no flanco ocidental.

A partir de um máximo inicial de cerca de 1.000 km/s estimado no Sol, foi medida uma forte queda para 647 km/s pela Mars Express três dias depois, diminuindo para 550 km/s na Rosetta, após cinco dias. Isto foi seguido por uma diminuição mais gradual para 450-500 km/s à distância de Saturno, um mês após o evento.

Os dados também revelaram a evolução da estrutura magnética da CME, com os efeitos sentidos pela sonda espacial durante vários dias, fornecendo informações úteis sobre os efeitos das condições meteorológicas espaciais em diferentes corpos planetários. As assinaturas nas várias sondas incluíam, caracteristicamente, um choque inicial, um fortalecimento do campo magnético e um aumento da velocidade do vento solar.

No caso da Venus Express da ESA, os dados não foram coletados porque a sonda estava "por trás" do Sol, vista da Terra, limitando as capacidades de comunicação. Uma pequena indicação foi inferida a partir do seu rastreador estelar, ao ser sobrecarregado com a radiação no momento esperado de passagem.

Além disso, várias sondas que transportam monitores de radiação - Curiosity, Mars Odyssey, Rosetta e Cassini - revelaram um efeito interessante e bem conhecido: uma diminuição súbita nos raios cósmicos galácticos. À medida que uma CME passa, age como uma bolha protetora, varrendo temporariamente os raios cósmicos e protegendo parcialmente o planeta ou a nave espacial.

Uma queda de cerca de 20% nos raios cósmicos foi observada em Marte, uma das mais profundas registadas no Planeta Vermelho, e persistiu por cerca de 35 horas. Na Rosetta, observou-se uma redução de 17% que durou 60 horas, enquanto que em Saturno a redução foi ligeiramente inferior e durou cerca de quatro dias. O aumento na duração da depressão dos raios cósmicos corresponde a uma desaceleração da CME e da região mais ampla sobre a qual foi dispersa em distâncias maiores.

"A comparação da diminuição do influxo de raios cósmicos galácticos em três locais amplamente separados devido à mesma CME é bastante nova", diz Olivier. "Embora as observações de CMEs por várias sondas já tenham sido feitas no passado, é incomum que as circunstâncias sejam tais para incluir tantas espalhadas pelo Sistema Solar interno e externo, como neste caso.

"Finalmente, voltando à nossa observação original pretendida, da passagem do Cometa Siding Spring em Marte, os resultados mostram a importância de ter um contexto das condições meteorológicas espaciais, para entender como esses eventos solares podem influenciar, ou até mesmo ocultar, a assinatura do cometa na atmosfera de um planeta."

Fonte: ESA

A galáxia NGC 2442 em Volans

A galáxia distorcida NGC 2442 pode ser encontrada na constelação boreal do peixe voador, (Piscis) Volans.

© Hubble/ESO/R. Gendler/R. Colombari (NGC 2442)

Localizada a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância da Terra, os dois braços espirais da galáxia que se estendem a partir de uma barra central pronunciada têm uma aparência semelhante a um gancho em imagens de campo mais amplo.

Este mosaico, construído a partir do telescópio espacial Hubble e dados do Observatório Europeu do Sul (ESO), mostra a estrutura da galáxia com detalhes surpreendentes. Notam-se faixas de poeira escuras, jovens aglomerados de estrelas azuis e regiões avermelhadas formadoras de estrelas circundam um núcleo de luz amarelada de uma população de estrelas mais velhas.

Esta imagem nítida também revela galáxias de fundo mais distantes vistas diretamente através de aglomerados estelares e nebulosas da NGC 2442. A imagem abrange cerca de 75 mil anos-luz na distância estimada da NGC 2442.

Fonte: NASA

Buracos negros supermassivos alimentam-se de medusas cósmicas

Observações de “galáxias medusa” revelaram uma maneira até então desconhecida de alimentar buracos negros.

© ESO/GASP (galáxia medusa JO204)

Parece que o mecanismo que produz os tentáculos de gás e as estrelas recém-nascidas que dão o nome curioso a este tipo de galáxias tornam também possível que o gás chegue às regiões centrais das galáxias, alimentando o buraco negro que se esconde no centro de cada uma delas e fazendo com que brilhem intensamente.

Uma equipe liderada por astrônomos italianos utilizou o instrumento MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) montado no Very Large Telescope (VLT), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, para estudar como é que o gás é arrancado das galáxias. A equipe focou-se no exemplo extremo de galáxias medusa, situadas em aglomerados de galáxias próximos e assim chamadas devido aos seus “tentáculos” de matéria notavelmente longos, que se estendem por dezenas de milhares de anos-luz além dos discos galácticos. Até agora foram encontradas cerca de 400 candidatas a galáxias medusa.

Os tentáculos das galáxias medusa são produzidos em aglomerados de galáxias por um processo chamado varrimento por pressão dinâmica. A sua interação gravitacional mútua faz com que as galáxias caiam em alta velocidade nos aglomerados de galáxias, onde encontram um gás quente e denso que atua como um poderoso vento, retirando caudas de gás dos discos galácticos e dando origem a intensa formação estelar nestas galáxias.

Descobriu-se que seis das sete galáxias medusa do estudo abrigam um buraco negro supermassivo no centro, que se alimenta do gás ao redor. Esta fração de galáxias é inesperadamente alta; em galáxias, de modo geral, esta fração é inferior a uma em cada dez. Já está bem estabelecido que quase todas, senão todas, as galáxias abrigam um buraco negro supermassivo no seu centro, com massa entre alguns milhões a alguns bilhões de vezes a massa do Sol. Quando um buraco negro atrai matéria existente nas suas redondezas, emite radiação eletromagnética, dando origem a alguns dos fenômenos astrofísicos mais energéticos que existem: os núcleos ativos de galáxias (AGN).

“Esta forte ligação entre o varrimento por pressão dinâmica e buracos negros ativos não foi prevista nem relatada anteriormente,” disse a chefe da equipe Bianca Poggianti do INAF-Observatório Astronômico de Pádua, na Itália. “Parece que o buraco negro central está sendo alimentado porque uma parte do gás, em vez de ser removido, está chegando ao centro da galáxia.”

Uma pergunta ainda sem resposta é porque apenas uma pequena fração dos buracos negros supermassivos existentes nos centros das galáxias se encontram ativos. Estes objetos encontram-se em quase todas as galáxias, por isso porque é que apenas alguns acretam matéria e brilham intensamente? Estes resultados revelam um mecanismo anteriormente desconhecido que alimenta os buracos negros.

Yara Jaffé, bolsista do ESO que contribuiu para a pesquisa, explica a importância deste resultado: ”Estas observações do MUSE sugerem um mecanismo novo, que direciona o gás para a vizinhança do buraco negro. Este resultado é importante porque nos fornece uma nova peça do quebra-cabeças das ligações, ainda pouco compreendidas, entre buracos negros supermassivos e suas galáxias hospedeiras.”

Estas observações fazem parte de um estudo muito mais extenso, com muito mais galáxias medusa, que está atualmente em curso.

“Quando estiver completo, este rastreio revelará quantas galáxias ricas em gás que entram nos aglomerados, e quais, atravessam um período de atividade aumentada nos seus centros,” conclui Poggianti. “Um problema ainda sem solução na astronomia tem sido compreender como é que as galáxias se formam e mudam no nosso Universo em expansão e evolução. As galáxias medusa são a chave para compreendermos a evolução galáctica, uma vez que são observadas em plena transformação drástica.”

Os resultados foram divulgados hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

A estrela TRAPPIST-1 é mais antiga que o nosso Sistema Solar

Se quisermos saber mais sobre se a vida poderá sobreviver num planeta localizado além do nosso Sistema Solar, é importante saber a idade da sua estrela.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do sistema TRAPPIST-1 a vista próximo do planeta TRAPPIST-1f)

As estrelas jovens liberam frequentemente radiação altamente energética sob a forma de erupções que podem atingir as superfícies dos seus planetas. Se os planetas são recém-formados, as suas órbitas também podem ser instáveis. Por outro lado, os planetas que orbitam estrelas mais velhas sobreviveram a estes episódios flamejantes e juvenis, mas também foram expostos aos estragos da radiação estelar durante um maior período de tempo.

Os cientistas têm agora uma boa estimativa da idade de um dos sistemas planetários mais intrigantes descobertos até à data, o TRAPPIST-1, um sistema com sete mundos do tamanho da Terra em órbita de uma anã ultrafria a cerca de 40 anos-luz de distância. A estrela TRAPPIST-1 é muito antiga: tem entre 5,4 e 9,8 bilhões de anos. Poderá ser até duas vezes mais velha que o nosso próprio Sistema Solar, que se formou há cerca de 4,5 bilhões de anos.

As sete maravilhas de TRAPPIST-1 foram reveladas no início deste ano numa conferência de imprensa da NASA, usando uma combinação de resultados do TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope) no Chile, do telescópio espacial Spitzer da NASA e de outros telescópios terrestres. Três dos planetas de TRAPPIST-1 residem na "zona habitável" da estrela, a região de distâncias orbitais onde um planeta rochoso com uma atmosfera poderá conseguir suportar a existência de água à sua superfície. Todos os sete planetas têm, provavelmente, bloqueio de marés, isto é, cada com um perpétuo lado diurno e noturno.

Durante da sua descoberta, os cientistas pensavam que o sistema TRAPPIST-1 tinha que ter pelo menos 500 milhões de anos, uma vez que é o tempo necessário para que estrelas de baixa massa como TRAPPIST-1 (apenas 8% da massa do Sol) contraiam para o seu tamanho mínimo, apenas um pouco maiores que o planeta Júpiter. No entanto, mesmo este limite mínimo de idade era incerto; em teoria, a estrela podia ser quase tão antiga quanto o próprio Universo. Será que as órbitas deste sistema compacto de planetas eram estáveis? Será que a vida já teria tido tempo suficiente para evoluir em qualquer um destes mundos?

"Os nossos resultados ajudam realmente a restringir a evolução do sistema TRAPPIST-1, porque o sistema tem que ter persistido durante bilhões de anos. Isto significa que os planetas tiveram que evoluir juntos, caso contrário o sistema há muito que se teria desmoronado," afirma Adam Burgasse, astrônomo da Universidade da Califórnia. Burgasser juntou esforços com Eric Mamajek, cientista do Programa de Exploração Exoplanetária da NASA no Jet Propulsion Laboratory (JPL), com o objetivo de calcular a idade de TRAPPIST-1.

Não está claro o que esta idade mais antiga significa para a habitabilidade dos planetas. Por um lado, as estrelas mais velhas iluminam menos que as estrelas mais jovens, e foi confirmado que TRAPPIST-1 é relativamente silenciosa em comparação com outras anãs ultrafrias. Por outro, tendo em conta que os planetas estão tão próximos da estrela, podem ter absorvido bilhões de anos de radiação altamente energética, radiação esta capaz de "ferver" atmosferas e grandes quantidades de água. Realmente, o equivalente a um oceano da Terra poderá ter evaporado de cada planeta em TRAPPIST-1 à exceção dos dois mais distantes: os planetas g e h. No nosso próprio Sistema Solar, Marte é um exemplo de um planeta que provavelmente já teve água líquida à sua superfície no passado e que perdeu a maior parte da sua água e da atmosfera para a radiação altamente energética do Sol ao longo de bilhões de anos.

No entanto, uma grande idade não significa, necessariamente, que a atmosfera de um planeta foi totalmente destruída. Dado que os planetas de TRAPPIST-1 têm densidades inferiores à da Terra, é possível que grandes reservatórios de moléculas voláteis como a água possam produzir atmosferas espessas que protejam as superfícies planetárias das radiações prejudiciais. Uma atmosfera espessa pode ajudar a redistribuir o calor para os lados noturnos destes planetas bloqueados pelo efeito de maré, aumentando a área habitável. Mas isto também pode criar um efeito de estufa, no qual a atmosfera se torna tão espessa que a superfície do planeta sobreaquece, como em Vênus.

"Caso haja vida nestes planetas, eu especularia que tem que ser uma vida robusta, porque tem que ser capaz de sobreviver a alguns cenários potencialmente terríveis durante bilhões de anos," comenta Burgasser.

Felizmente, as estrelas de baixa massa como TRAPPIST-1 têm temperaturas e brilhos que permanecem relativamente constantes ao longo de trilhões de anos, pontuados por aumentos ocasionais de atividade estelar. Prevê-se que as vidas de estrelas minúsculas como TRAPPIST-1 sejam muito maiores do que a idade de 13,7 bilhões de anos do Universo (o Sol, em comparação, tem uma vida útil estimada em mais ou menos 10 bilhões de anos).

"As estrelas muito mais massivas que o Sol consomem o seu combustível rapidamente, aumentando de brilho ao longo de milhões de anos e explodindo como supernovas," afirma Mamajek. "Mas TRAPPIST-1 é como uma vela lenta que brilhará cerca de 900 vezes mais do que a idade atual do Universo."

Algumas das pistas que Burgasser e Mamajek usaram para medir a idade de TRAPPIST-1 incluem a rapidez com que a estrela se move na sua órbita em torno da Via Láctea (estrelas mais rápidas tendem a ser mais velhas), a sua composição química atmosférica e quantas erupções TRAPPIST-1 teve durante períodos observacionais. Todas estas variáveis apontaram para uma idade substancialmente maior do que a do nosso Sol.

Observações futuras com o telescópio espacial Hubble e com o futuro telescópio espacial James Webb poderão revelar se estes planetas têm atmosferas e se são, ou não, como a da Terra.

"Estes novos resultados fornecem um contexto útil para futuras observações dos planetas de TRAPPIST-1, o que nos poderá dar mais informações sobre a formação e evolução das atmosferas planetárias, e se estas persistem ou não," explica Tiffany Kataria, cientista exoplanetária do JPL, que não esteve envolvida no estudo.

As observações futuras com o Spitzer poderão ajudar os cientistas a aprimorar as suas estimativas das densidades dos planetas de TRAPPIST-1, o que fornecerá mais dados sobre as suas composições.

Os resultados serão publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A batalha de estrelas, gás e poeira na Nebulosa Carina

O caos reina na Nebulosa Carina onde estrelas massivas estão se formam e morrem.

© Bastien Foucher (Nebulosa Carina)

A imagem acima mostra um detalhe impressionante de uma parte da famosa nebulosa, que é uma combinação da luz emitida pelo hidrogênio (mostrado em vermelho) e o oxigênio (mostrado em azul).

Os nódulos de poeira escura e características complexas reveladas são esculpidos pelos ventos e pela radiação das estrelas massivas e energéticas da Nebulosa Carina. Um aspecto conhecido da Nebulosa Carina é a faixa de poeira escura em forma de V que aparece na parte superior da imagem.

A Nebulosa Carina abrange cerca de 200 anos-luz, e localiza-se a aproximadamente 7.500 anos-luz de distância da Terra, e é visível com binóculos na direção da constelação Carina. Em um bilhão de anos depois que a poeira baixar, ou ser destruída e o gás se dissipar, ou gravitacionalmente se condensar, apenas as estrelas permanecerão, mas as mais brilhantes podem ter sido dizimadas.

Fonte: NASA

Uma dupla distorcida

A gravidade governa os movimentos do cosmos. Ela desenha uma coleção de galáxias juntas para formar aglomerados de galáxias mais massivos, e traz duplas tão próximas que começam a puxar uma ao outra.

© Hubble (IC 1727 e NGC 672)

Este último cenário pode ter consequências extremas, com membros de pares interativos de galáxias, muitas vezes sendo dramaticamente distorcidas, despedaçadas ou conduzidas a se esmagarem, abandonando suas identidades anteriores e se fundindo para formar uma única acumulação de gás, poeira e estrelas.

O objeto desta imagem efetuada pelo telescópio espaial Hubble, a IC 1727, está atualmente interagindo com sua vizinha próxima, a NGC 672 (que está quase fora da imagem). As interações do par desencadearam fenômenos peculiares e intrigantes em ambos os objetos, mais visivelmente na IC 1727. A estrutura da galáxia é visivelmente torcida e assimétrica, e seu núcleo brilhante foi arrastado para fora do centro.

Em interações de galáxias como essas, os astrônomos observam frequentemente sinais de formação de estrelas intensas (em rajadas episódicas conhecidas como starbursts) e localizam grupos de estrelas recém-formadas. Eles são causados ​​provavelmente pela revitalização da gravidade, redistribuição e compactação do gás e da poeira. Na verdade, os astrônomos analisaram a formação de estrelas dentro da IC 1727 e NGC 672 e descobriram algo interessante; as observações mostram que explosões simultâneas de formação estelar ocorreram em ambas as galáxias cerca de 20 a 30 e 450 a 750 milhões de anos atrás. A explicação mais provável para isso é que as galáxias são realmente um par de interação, aproximando-se de vez em quando e girando o gás e a poeira à medida que passam próximas entre si.

Fonte: ESA

A vida útil do dínamo lunar

Novas evidências de antigas rochas lunares sugerem que um dínamo ativo já esteve presente no núcleo metálico fundido da Lua, gerando um campo magnético que durou pelo menos mais um bilhão de anos do que se pensava anteriormente.

© Hernán Cañellas (Lua primitiva gerando um campo magnético no seu núcleo metálico líquido)

Os dínamos são geradores naturais de campos magnéticos em torno de corpos terrestres e são alimentados pela agitação de fluídos condutores dentro de muitas estrelas e planetas.

Os pesquisadores do MIT (Massachusetts Institute of Technology) e da Universidade Rutgers relatam que uma rocha lunar recolhida pela missão Apollo 15 da NASA exibe sinais de que foi formada entre 1 e 2,5 bilhões de anos atrás na presença de um campo magnético relativamente fraco de aproximadamente 5 microteslas. Este valor é cerca de 10 vezes mais fraco do que o atual campo magnético da Terra, mas ainda 1.000 vezes maior do que os campos no espaço interplanetário atual.

Há vários anos, os mesmos pesquisadores identificaram rochas lunares com 4 bilhões de anos que se formaram num campo muito mais forte de mais ou menos 100 microteslas e determinaram que a força deste campo caiu precipitadamente há cerca de 3 bilhões de anos. Na época, era incerto se o dínamo lunar sucumbiu logo depois ou permaneceu num estado enfraquecido antes de se dissipar completamente.

Os resultados relatados apoiam o último cenário: depois do campo magnético da Lua ter ficado mais fraco, ainda persistiu por pelo menos um bilhão de anos, existindo por um total de cerca de 2 bilhões de anos.

Benjamin Weiss, professor de ciências planetárias do Departamento de Ciências da Terra, Atmosféricas e Planetárias do MIT, diz que esta nova vida prolongada ajuda a identificar os fenômenos que impulsionaram o dínamo da Lua. Especificamente, os resultados levantam a possibilidade de dois mecanismos diferentes: um que pode ter alimentado um dínamo mais antigo e muito mais forte, e um segundo que manteve o núcleo da Lua aquecido a uma temperatura mais baixa no final da sua vida.

"O conceito de um campo magnético planetário, produzido pelo movimento de metal líquido, é uma ideia que só tem realmente algumas décadas," comenta Weiss. "O que impulsiona este movimento na Terra e em outros corpos, particularmente na Lua, não é ainda bem entendido. Podemos descobrir mais sobre isto conhecendo a duração do dínamo lunar."

Desde que os astronautas das missões Apollo da NASA trouxeram amostras da superfície lunar, que os cientistas descobriram que algumas destas rochas são "gravadores" precisos do antigo campo magnético da Lua. Tais rochas contêm milhares de minúsculos grãos que, tal como agulhas de uma bússola, se alinharam na direção de antigos campos quando as rochas se cristalizaram há éones atrás. Estes grãos podem dar aos cientistas uma medida da força do antigo campo da Lua.

Até recentemente, Weiss e outros não haviam conseguido encontrar amostras muito mais jovens do que 3,2 bilhões de anos que pudessem "gravar" com precisão os campos magnéticos. Como resultado, só conseguiam avaliar a força do campo magnético da Lua entre 3,2 e 4,2 bilhões de anos atrás.

"O problema é que existem muito poucas rochas lunares mais jovens do que aproximadamente 3 bilhões de anos, porque naquela época a Lua arrefeceu, o vulcanismo praticamente cessou e, juntamente com ele, a formação de novas rochas ígneas à superfície lunar," explica Weiss. "De modo que não havia amostras jovens que pudéssemos medir para determinar a existência de um campo após os 3 bilhões de anos."

Há, no entanto, uma pequena classe de rochas trazidas pelas missões Apollo que foram formadas, não por antigas erupções lunares, mas por impactos de asteroides mais tarde na história da Lua. Estas rochas derreteram-se devido ao calor do impacto e recristalizaram-se em orientações determinadas pelo campo magnético da Lua.

Weiss e colegas analisaram uma destas rochas, conhecida como amostra 15498 da Apollo 15, originalmente recolhida no dia 1 de agosto de 1971, na orla sul da Cratera Dune da Lua. A amostra é uma mistura de minerais e fragmentos de rocha, soldados por uma matriz vítrea, cujos grãos preservam registos do campo magnético da Lua no momento em que a rocha foi "montada". Descobriu-se que este material vítreo que solda coisas possui excelentes propriedades de gravação magnética.

A equipe desenvolveu uma técnica para decifrar o campo magnético antigo gravado na matriz vítrea da rocha medindo, em primeiro lugar, as propriedades magnéticas naturais da rocha usando um magnetômetro muito sensível.

Em seguida, expuseram a rocha a um campo magnético conhecido em laboratório e aqueceram a rocha até perto das temperaturas extremas nas quais originalmente se formou. Mediram então como a magnetização da rocha mudou à medida que aumentaram a temperatura ambiente.

"Podemos ver como fica magnetizada neste aquecimento e campo magnético conhecido, comparar este campo com o campo magnético natural medido antemão e daqui podemos determinar a força do campo antigo," explica Weiss.

Os pesquisadores tiveram que fazer um ajuste significativo para a experiência melhor simular o ambiente lunar original e, em particular, a sua atmosfera. Enquanto a atmosfera da Terra contém cerca de 20% de oxigênio, a Lua tem apenas vestígios impercetíveis do gás. Em colaboração com o Timothy Grove, Clément Suavet construiu um forno personalizado e privado de oxigênio no qual aqueceu as rochas, impedindo-as de oxidar ao mesmo tempo que simulava o ambiente livre de oxigênio no qual as rochas ficaram inicialmente magnetizadas.

Os cientistas propuseram que o dínamo da Lua pode ter sido alimentado pela atração gravitacional da Terra. No início da sua história, a Lua orbitava muito mais perto da Terra e a gravidade do nosso planeta, em tão íntima proximidade, pode ter sido forte o suficiente para puxar e girar o exterior rochoso da Lua. O centro líquido da Lua pode ter sido arrastado juntamente com a sua concha exterior, gerando no processo um campo magnético.

Pensa-se que a Lua se tenha afastado para suficientemente longe da Terra há cerca de 3 bilhões de anos, de modo que a energia disponível para o dínamo, através deste mecanismo, tornou-se insuficiente. Isto acontece praticamente no mesmo instante em que a força do campo magnético da Lua cai. Um mecanismo diferente pode então ter entrado em cena para sustentar este campo magnético mais enfraquecido. À medida que a Lua se afastava da Terra, o seu núcleo provavelmente continuou em "baixa fervura" através de um lento processo de arrefecimento ao longo de pelo menos um bilhão de anos.

"À medida que a Lua arrefecia, o seu núcleo agia como uma lâmpada de lava, o material menos denso sobe porque é quente ou porque a sua composição é diferente da do fluido circundante," acrescenta Weiss. "É assim que pensamos que o dínamo da Terra funciona e é o que sugerimos que o dínamo lunar tardio também fazia."

Os pesquisadores estão planejando analisar rochas lunares ainda mais jovens para determinar quando é que o dínamo lunar morreu completamente. Atualmente, o campo magnético da Lua é essencialmente zero.

Um artigo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology