Raios X revelam possíveis estrelas com planetas

Um novo estudo em raios X revelou que estrelas como o Sol e as suas primas menos massivas acalmam-se surpreendentemente depressa após uma juventude turbulenta.

© NASA/Chandra/M. Weiss (GJ 176, uma estrela parecida com o Sol)

Este resultado tem implicações positivas para a habitabilidade a longo prazo dos planetas em órbita destas estrelas.

Uma equipe de pesquisadores usou dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do XMM-Newton da ESA para ver como o brilho em raios X de estrelas semelhantes ao Sol se comporta ao longo do tempo. A emissão de raios X de uma estrela vem de uma camada fina, quente e exterior chamada coroa. A partir de estudos da emissão solar em raios X, foi possível determinar que a coroa é aquecida por processos relacionados com a interação de movimentos turbulentos e com os campos magnéticos nas camadas exteriores de uma estrela.

Níveis elevados de atividade magnética podem produzir raios X brilhantes e radiação ultravioleta a partir de proeminências estelares. A forte atividade magnética também pode gerar erupções poderosas de material a partir da superfície da estrela. Estas erupções e radiação podem afetar os planetas e danificar ou destruir as suas atmosferas, conforme observado em estudos anteriores, incluindo trabalhos do Chandra relatados em 2011 e 2013.

Tendo em conta que os raios X estelares espelham a atividade magnética, as observações em raios X podem dizer mais sobre o ambiente altamente energético ao redor da estrela. O novo estudo usa dados em raios X do Chandra e do XMM-Newton para mostrar que as estrelas como o Sol e as suas primas menos massivas diminuem de brilho em raios X surpreendentemente depressa.

Especificamente, os cientistas examinaram 24 estrelas com massas parecidas à do Sol ou menos, e idades de bilhões de anos ou mais. O declínio observado no brilho de raios X implica um declínio rápido na atividade energética, o que pode proporcionar um ambiente hospitaleiro para a formação e evolução da vida em quaisquer planetas em órbita.

Esta é uma boa notícia para a habitabilidade futura de planetas em órbita de estrelas tipo-Sol, porque a quantidade de raios X e raios UV prejudiciais que atingem estes mundos oriundos de proeminências estelares será menor.

Este resultado é diferente de outros trabalhos recentes sobre estrelas de massas semelhantes à do Sol com idades inferiores a um bilhão de anos. O novo trabalho mostra que estrelas mais velhas diminuem de atividade muito mais depressa do que as suas homólogas mais jovens.

"Ouvimos muito sobre a volatilidade de estrelas menos massivas que o Sol, como TRAPPIST-1 ou Proxima Centauri, e como isso é mau para as atmosferas que podem sustentar vida nos seus planetas," salienta Katja Poppenhaeger, da Queen's University e do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA).

Para compreender quão depressa o nível de atividade magnética estelar muda ao longo do tempo, é necessário obter idades precisas para muitas estrelas diferentes. Esta é uma tarefa difícil, mas novas estimativas de idades ficaram recentemente disponíveis graças a estudos do modo como uma estrela pulsa usando as missões Kepler da NASA e CoRoT da ESA. Estas novas estimativas de idade foram utilizadas para a maioria das 24 estrelas estudadas aqui.

Os astrônomos observaram que a maioria das estrelas são muito ativas magneticamente quando jovens, pois giram rapidamente. À medida que a estrela em rotação perde energia com o tempo, gira mais devagar, a atividade magnética equilibra-se, juntamente com a emissão associada de raios X, que cai.

"Não temos a certeza porque é que as estrelas mais velhas se acalmam relativamente depressa," afirma Chris Watson da Queen's University. "No entanto, sabemos que levou à formação bem-sucedida da vida em pelo menos um caso, em torno do nosso próprio Sol."

Uma possibilidade é que a diminuição da rotação das estrelas mais antigas ocorre mais depressa do que nas estrelas mais novas. Outra possibilidade é que o brilho em raios X diminui mais rapidamente com o tempo para estrelas mais velhas e de rotação mais lenta do que para estrelas mais jovens.

O artigo que descreve estes resultados foi aceito para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Marshall Space Flight Center

Telescópios extremos descobrem segundo pulsar mais rápido

Ao acompanhar as misteriosas fontes altamente energéticas traçadas pelo telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA, o radiotelescópio LOFAR (Low Frequency Array), na Holanda, identificou um pulsar girando a mais de 42.000 revoluções por minuto, tornando-se no segundo mais rápido conhecido.

© NASA/Fermi/ASTRON (porção do céu em raios gama e localização do LOFAR)

O topo desta composição mostra uma porção do céu em raios gama pelo Fermi, que destaca a localização de dois pulsares identificados pelo LOFAR. Em baixo está o LOFAR perto de Exloo, Holanda, que contém as antenas principais do complexo.

Os pulsares são os núcleos de estrelas massivas que explodiram como supernovas. Neste remanescente estelar, também chamado de estrela de nêutrons, a massa equivalente a meio milhão de Terras é esmagada numa bola giratória magnetizada não maior que uma grande cidade. O campo magnético rotativo alimenta feixes de ondas de rádio, luz visível, raios X e raios gama. Se o percurso do feixe, por coincidência, é apontado para a Terra, os pulsos regulares de emissão podem ser observados e o objeto é classificado como um pulsar.

"Aproximadamente um-terço das fontes de raios gama encontradas pelo Fermi não foram detectadas em outros comprimentos de onda," afirma Elizabeth Ferrara, do Goddard Space Flight Center. "Muitas destas fontes não associadas podem ser pulsares, mas muitas vezes precisamos de fazer observações de acompanhamento no rádio para detectar e provar os pulsos. Há uma sinergia real nas extremidades do espectro eletromagnético e nós estamos à caça dela."

O novo objeto, chamado PSR J0952–0607, ou simplesmente J0952, está classificado como um pulsar de milissegundo e está localizado entre 3.200 a 5.700 anos-luz de distância na direção da constelação do Sextante. O pulsar contém cerca de 1,4 vezes a massa do Sol e é orbitado a cada 6,4 horas por uma estrela companheira que foi reduzida a menos de 20 vezes a massa do planeta Júpiter.

Em algum momento da história deste sistema, a matéria começou a fluir da companheira para o pulsar, aumentando gradualmente a sua rotação para 707 rotações por segundo, ou mais de 42.000 rpm, e aumentando consideravelmente as suas emissões. Eventualmente, o pulsar começou a evaporar a sua companheira e este processo ainda ocorre hoje. Devido à sua semelhança com as aranhas que consomem os seus companheiros, os sistemas como J0952 são chamados viúvas negras ou pulsares vermelhos, dependendo do que resta da estrela companheira. A maioria dos sistemas conhecidos destes tipos foram encontrados seguindo fontes não associadas do Fermi.

A descoberta do LOFAR também sugere o potencial de encontrar uma nova população de pulsares ultrarrápidos.

"O LOFAR detectou os pulsos de J0952 a frequências rádio na casa dos 135 MHz, que é cerca de 45% menos do que as frequências mais baixas das pesquisas convencionais no rádio," comenta Cees Bassa do ASTRON (Netherlands Institute for Radio Astronomy). "Nós descobrimos que J0952 tem um espectro de rádio íngreme, o que significa que os seus pulsos de rádio desaparecem muito rapidamente a frequências mais altas. Teria sido um desafio encontrá-lo sem o LOFAR."

Os teóricos dizem que os pulsares podem girar até 72.000 rpm antes de se quebrarem. No entanto, a rotação mais rápida conhecida, efetuada pelo objeto PSR J1748–2446ad que atinge quase 43.000 rpm, está a apenas 60% do máximo teórico. Talvez os pulsares com períodos de rotação mais rápidos simplesmente não se possam formar. Mas a diferença entre a teoria e a observação também pode resultar da dificuldade em detectar os pulsares mais rápidos.

"Existem evidências crescentes de que os pulsares de rotação mais veloz tendem a ter os espectros mais íngremes," afirma Ziggy Pleunis, estudante de doutoramento da Universidade McGill em Montreal. O primeiro pulsar de milissegundo descoberto com o LOFAR, que foi encontrado por Pleunis, é J1552+5437, que gira a mais de 25.000 rpm e também exibe um espectro íngreme. "Uma vez que as pesquisas LOFAR são mais sensíveis a estes pulsares rádio de espectro íngreme, podemos descobrir que os pulsares ainda mais rápidos existem e que escaparam à descoberta por levantamentos a frequências mais altas," explicou.

Durante os seus nove anos em órbita, o Fermi desempenhou uma função na descoberta de mais de 100 pulsares, seja através de detecção direta de pulsos de raios gama, seja pelo seguimento rádio de fontes não associadas.

O LOFAR é um radiotelescópio composto por uma rede internacional de antenas desenhadas para observar o Universo em frequências de 10 a 250 MHz. Operado pelo ASTRON, a rede inclui estações na Holanda, Alemanha, Suécia, Reino Unido, França, Polónia e Irlanda.

Os achados foram relatados num artigo publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Os sete planetas de TRAPPIST-1 têm irmãos gigantes e gasosos?

Um novo estudo tentou determinar se existem, potencialmente, planetas gigantes gasosos em órbita de TRAPPIST-1 a distâncias superiores às dos sete planetas conhecidos.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do sistema planetário TRAPPIST-1)

A descoberta de gigantes gasosos nas fronteiras longínquas deste sistema poderá ajudar a compreender como é que os gigantes de gás do nosso próprio Sistema Solar, como Júpiter e Saturno, se formaram.

No início deste ano, o telescópio espacial Spitzer da NASA deslumbrou o mundo quando revelou que TRAPPIST-1, uma anã ultrafria na direção da constelação de Aquário, era o primeiro sistema conhecido com sete planetas do tamanho da Terra em órbita de uma única estrela. Três destes planetas estão na chamada zona habitável, a gama de distâncias que suportam, potencialmente, água à superfície de planetas rochosos.

Mas é possível que, tal como o nosso próprio Sistema Solar, TRAPPIST-1 também abrigue planetas gigantes e gasosos a distâncias muito maiores do que estes planetas do tamanho da Terra que já conhecemos fazer parte do sistema.

"Uma série de outros sistemas estelares que incluem planetas do tamanho da Terra e super-Terras também são o lar de pelo menos um gigante gasoso," comenta Alan Boss, do Carnegie Institution for Science. "De modo que é importante a determinação da existência de gigantes de gás com órbitas de período mais longo."

A equipe de cientistas possui um instrumento especial no telescópio du Pont do Observatório Las Campanas chamado Carnegie Astrometric Planet Search Camera (CAPSCam). Este instrumento procura exoplanetas usando o método astrométrico, através do qual a presença de um planeta pode ser detectada indiretamente através da oscilação da estrela progenitora em torno do centro de massa do sistema estelar.

Usando o CAPSCam, Boss e colegas determinaram os limites superiores para a massa de quaisquer potenciais gigantes gasosos no sistema TRAPPIST-1. Eles descobriram que não existem planetas maiores que 4,6 vezes a massa de Júpiter em órbita da estrela com um período de 1 ano, e que também não existem planetas maiores que 1,6 vezes a massa de Júpiter em órbita da estrela com um período de 5 anos. Estes períodos podem não parecer muito longos em comparação com o período de quase 12 anos de Júpiter, mas os sete planetas conhecidos de TRAPPIST-1 têm períodos que variam de 1,5 a 20 dias.

Se forem descobertos planetas gigantes e gasosos de longo período em torno da estrela TRAPPIST-1, então isso poderá ajudar a resolver um longo debate sobre a formação dos planetas gigantes do nosso próprio Sistema Solar.

Durante a juventude do nosso Sol, este estava cercado por um disco de gás e poeira a partir do qual os planetas nasceram. A Terra e os outros planetas rochosos formaram-se pela acreção lenta de material deste disco. Uma teoria para a formação dos planetas gigantes gasosos afirma que estes também começaram a acumular um núcleo sólido, que eventualmente conteria material suficiente para atrair gravitacionalmente um grande invólucro de gás circundante.

A teoria concorrente diz que os nossos gigantes gasosos foram formados quando o disco giratório de gás e poeira do Sol assumiu uma forma espiral. Os braços espirais ganharam massa e densidade até formarem grupos distintos que rapidamente coalesceram em gigantes gasosos.

Uma desvantagem da primeira hipótese, chamada de acreção do núcleo, é que não pode explicar facilmente como é que os gigantes gasosos se formam em torno de uma estrela de massa tão baixa como TRAPPIST-1, doze vezes menos massiva que o Sol. No entanto, os modelos computacionais da segunda hipótese, chamada instabilidade do disco, indicaram que os planetas gigantes de gás podem formar-se em torno destas anãs vermelhas.

"Os planetas gigantes gasosos potencialmente encontrados em órbita de TRAPPIST-1 podem desafiar a teoria da acreção do núcleo, mas não necessariamente a teoria da instabilidade do disco," explicou Boss.

Um artigo científico sobre o estudo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Europa e Júpiter vistos da Voyager 1

O que são estes locais em Júpiter?

© NASA/Voyager 1/Alexis Tranchandon (Europa e Júpiter)

O maior e mais distante, localizado à direita do centro, está a Grande Mancha Vermelha, um enorme sistema de tempestade que atua em Júpiter possivelmente desde a provável notação de Giovanni Cassini há 352 anos. Ainda não se sabe por que a Grande Mancha é vermelha.

A região em direção à parte inferior esquerda da imagem é uma das maiores luas de Júpiter: a Europa. As imagens da Voyager em 1979 reforçam a hipótese moderna de que a lua Europa tem um oceano subterrâneo e, portanto, é um bom lugar para procurar a vida extraterrestre.

Mas e o local escuro no canto superior direito? Esta é uma sombra de outra grande lua de Júpiter: Io. A Voyager 1 descobriu que Io era tão vulcânico que nenhuma cratera de impacto poderia ser encontrada. Dezesseis quadros do voo rasante da Voyager 1 sobre Júpiter em 1979 foram recentemente reprocessados e unidos para criar a imagem em destaque.

Hoje, dia 5 de setembro, assinalamos o 40.º aniversário do lançamento da Voyager 1 iniciando uma das maiores explorações do Sistema Solar. Foi a primeira sonda a passar pelos quatro planetas gigantes do Sistema Solar exterior, a Voyager produziu um verdadeiro tesouro de dados científicos.

Fonte: NASA

Supernovas misteriosas

Como fogos de artifício que iluminam o céu na véspera de Ano Novo, os majestosos braços espirais da NGC 5559 estão acesos com novas estrelas nascendo.

© Hubble (NGC 5559)

A NGC 5559 é uma galáxia espiral, com braços espirais repletos de gás e poeira varrendo em torno da protuberância galáctica brilhante. Estes braços são um ambiente rico para a formação de estrelas, pontilhada com uma série festiva de cores, incluindo as estrelas azuis brilhantes recém-nascidas como resultado de suas temperaturas imensamente altas.

A NGC 5559 foi descoberta pelo astrônomo William Herschel em 1785 e está localizada a aproximadamente 240 milhões de anos-luz de distância na constelação austral de Boötes (O Pastor).

Em 2001, uma supernova rica em cálcio chamada SN 2001co foi observada na NGC 5559. As supernovas ricas em cálcio são descritas como "rápidas e fracas", pois são menos luminosas do que outros tipos de supernovas e também evoluem mais rapidamente, para revelar espectros dominados por fortes linhas de cálcio. A supernova SN 2001co surgiu dentro do disco da NGC 5559 perto das regiões formadoras de estrelas, mas as supernovas ricas em cálcio são frequentemente observadas longe da galáxia mais próxima, levantando dúvidas sobre suas progenitoras.

Fonte: ESA

Planetas externos do sistema Trappist-1 ainda podem ter água

Em 22 de fevereiro de 2017, os astrônomos anunciaram a descoberta de sete planetas de tamanho terrestre orbitando a estrela anã e relativamente fria TRAPPIST-1, a 40 anos-luz de distância. Isso faz do TRAPPIST-1 o sistema planetário com o maior número de planetas de tamanho da Terra descobertos até agora.

© ESO/N. Bartmann (ilustração do sistema planetário TRAPPIST-1)

Após a descoberta, uma equipe internacional de cientistas liderada pelo astrônomo suiço Vincent Bourrier do Observatório da Universidade de Genebra usou o Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) no telescópio espacial Hubble para estudar a quantidade de radiação ultravioleta recebida pelos planetas individuais do sistema. "A radiação ultravioleta é um fator importante na evolução atmosférica dos planetas," explica Bourrier. "Como em nossa própria atmosfera, onde a luz solar ultravioleta separa as moléculas, a luz ultravioleta das estrelas pode quebrar o vapor de água nas atmosferas de exoplanetas com hidrogênio e oxigênio".

Enquanto a radiação ultravioleta de baixa energia quebra as moléculas de água, um processo chamado fotodissociação, os raios ultravioleta com mais energia (radiação UVX) e os raios X aquecem a atmosfera superior de um planeta, que permite que os produtos de fotodissociação, hidrogênio e oxigênio escapem.

Como é muito leve, o gás hidrogênio pode escapar das atmosferas dos exoplanetas e ser detectado em torno dos exoplanetas com o Hubble, atuando como um possível indicador do vapor de água atmosférico. Esta parte da atmosfera é chamada de exosfera. A exosfera da Terra consiste principalmente em hidrogênio com traços de hélio, dióxido de carbono e oxigênio atômico. A quantidade observada de radiação ultravioleta emitida pelo TRAPPIST-1 sugere que os exoplanetas poderiam ter perdido quantidades gigantes de água ao longo de sua existência.

Isto é especialmente verdadeiro para os dois planetas mais íntimos do sistema, TRAPPIST-1b e TRAPPIST-1c, que recebem a maior quantidade de energia ultravioleta. "Nossos resultados indicam que a fuga atmosférica pode desempenhar um papel importante na evolução destes planetas," resume Julien de Wit, do Massachusetts Institute of Technology (MIT), EUA.

Os planetas internos poderiam ter perdido mais de 20 mares de água durante os últimos oito bilhões de anos. No entanto, os planetas externos do sistema, incluindo os planetas e, f e g que estão na zona habitável, deveriam ter perdido muito menos água, sugerindo que poderiam ter retido esta substãncia em suas superfícies. Os resultados mostram que cada um destes planetas pode ter perdido menos de três oceanos terrestres de água. As taxas de perda de água calculadas, bem como as taxas geofísicas de liberação de água, também favorecem a ideia de que os planetas mais externos e massivos retem suas águas. No entanto, com os dados atualmente disponíveis, nenhuma conclusão final pode ser extraída sobre o conteúdo de água dos planetas orbitando TRAPPIST-1.

"Enquanto nossos resultados sugerem que os planetas externos são os melhores candidatos para procurar água com o próximo telescópio espacial James Webb, eles também destacam a necessidade de estudos teóricos e observações complementares em todos os comprimentos de onda para determinar a natureza dos planetas TRAPPIST-1 e sua potencial habitabilidade," conclui Bourrier.

Fonte: ESA

Descoberto reservatórios de gás turbulento em galáxias distantes

O ALMA detectou reservatórios turbulentos de gás frio em torno de galáxias distantes com formação estelar explosiva.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração de fábrica de estrelas no Universo longínquo)

Ao detectar CH+ pela primeira vez, este trabalho abre uma nova janela na exploração de uma época crítica de formação estelar no Universo. A presença deste íon lança uma nova luz sobre como é que as galáxias conseguem estender o seu período de formação estelar rápida. O CH+ é um íon da molécula CH chamado metilidínio. Trata-se de uma das primeiras três moléculas que foram descobertas no meio interestelar. Desde a sua descoberta no início da década de 1940, que a presença de CH+ no espaço interestelar permanece um mistério, uma vez que é bastante reativo e por isso desaparece mais depressa do que outras moléculas.

Uma equipe liderada por Edith Falgarone (Ecole Normale Supérieure e Observatoire de Paris, França) utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para detectar assinaturas do íon de hidreto de carbono CH+ em galáxias distantes com formação estelar explosiva. Estas galáxias são conhecidas por terem uma taxa muito mais elevada de formação estelar quando comparadas com galáxias mais calmas, como a Via Láctea, o que torna estas estruturas ideais para estudar o crescimento de galáxias e a interação entre gás, poeira, estrelas e os buracos negros situados nos seus centros.

O grupo de pesquisadores identificou os fortes sinais de CH+ em cinco das seis galáxias estudadas, incluindo a Pestana Cósmica. Este trabalho fornece novas informações que ajudam os astrônomos a compreender melhor o crescimento das galáxias e como é que o meio que envolve estes objetos alimenta a formação estelar.

© ESO/ALMA (Pestana Cósmica)

“O CH+ é um íon especial. Precisa de muita energia para se formar e é muito reativo, o que significa que o seu tempo de vida é muito curto e não pode ser transportado para muito longe. Por isso, o CH+ mostra-nos como é que a energia flui nas galáxias e no meio ao seu redor,” diz Martin Zwaan, astrônomo do ESO, que contribuiu para o estudo que descreve os resultados.

Para percebermos como é que o CH+ rastreia a energia podemos fazer uma analogia com estar num barco num oceano tropical durante uma noite escura e sem Lua. Quando as condições são apropriadas, o plâncton fluorescente pode iluminar a região ao redor do barco à medida que este avança. A turbulência causada pelo barco deslizando na água excita o plâncton, que emite luz, revelando assim a presença de regiões turbulentas na água escura por baixo de nós. Uma vez que o CH+ se forma exclusivamente em pequenas áreas onde os movimentos turbulentos do gás se dissipam, a sua detecção rastreia essencialmente a energia em escala galáctica.

O CH+ observado revela densas ondas de choque, alimentadas por ventos galácticos rápidos e quentes que têm origem nas regiões de formação estelar das galáxias. Estes ventos fluem ao longo da galáxia e empurram o material para fora desta, no entanto os seus movimentos turbulentos são tais que parte deste material pode ser de novo capturado pela atração gravitacional da própria galáxia. A matéria aglomera-se em enormes reservatórios turbulentos de gás frio de baixa densidade, estendendo-se mais de 30 mil anos-luz a partir da região de formação estelar da galáxia. Estes reservatórios turbulentos de gás difuso podem ter a mesma natureza que os gigantes halos resplandecentes observados em torno de quasares distantes.

“Com o CH+ aprendemos que a energia está armazenada no interior de vastos ventos do tamanho de galáxias e que termina como movimentos turbulentos em reservatórios invisíveis de gás frio que rodeiam a galáxia,” disse Falgarone. “Os nossos resultados desafiam a teoria de evolução galáctica. Ao dar origem a turbulência nos reservatórios, estes ventos galácticos aumentam a fase de formação estelar explosiva, em vez de a extinguirem.”

A equipe determinou que os ventos galácticos não podem por si próprios alimentar os reservatórios gasosos recentemente descobertos, sugerindo que a massa vem de fusão ou acreção galácticas de correntes de gás escondidas, como previsto pela atual teoria.

Esta descoberta representa um avanço na compreensão de como o fluxo de material é regulado em torno das galáxias com a mais intensa formação estelar explosiva do Universo primordial.

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: ESO

O Very Large Array revela campo magnético de galáxia distante

Com a ajuda de uma gigantesca lente cósmica, astrônomos mediram o campo magnético de uma galáxia a quase cinco bilhões de anos-luz de distância.

© Hubble (sistema de lente gravitacional CLASS B1152+199)

Este marco astronômico está fornecendo pistas importantes sobre um problema nas fronteiras da cosmologia; a natureza e origem dos campos magnéticos que desempenham um papel importante na forma como as galáxias se desenvolvem ao longo do tempo.

Os cientistas usaram o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) para estudar o sistema de lente gravitacional CLASS B1152+199, uma galáxia que forma estrelas situada diretamente entre um quasar mais distante e a Terra. A gravidade da galáxia atua como uma lente gigante, dividindo a imagem do quasar em duas imagens separadas a partir do ponto de vista da Terra. Mais importante, as ondas de rádio provenientes deste quasar, situado a quase 8 bilhões de anos-luz de distância, estão polarizadas.

"A polarização das ondas provenientes do quasar de fundo, combinada com o fato de que as ondas que produzem as duas imagens de lente viajaram através de partes diferentes da galáxia interveniente, permitiu-nos aprender alguns aspectos importantes sobre o campo magnético da galáxia," comenta Sui Ann Mao, do Minerva Research Group para o Max Planck Institute for Radio Astronomy em Bonn, Alemanha.

Os campos magnéticos afetam as ondas de rádio que viajam através deles. A análise das imagens do VLA mostrou uma diferença significativa entre as duas imagens de lente gravitacional no que toca ao modo como a polarização das ondas mudou. Isto significa que as diferentes regiões da galáxia interveniente afetaram as ondas de forma diferente.

"A diferença diz-nos que esta galáxia tem um campo magnético de grande escala e coerente, parecido ao que vemos em galáxias próximas no Universo atual," explica Mao. A semelhança é tanto na força do campo como no seu arranjo, com linhas de campo torcidas em espirais em torno do eixo de rotação da galáxia.

Uma vez que esta galáxia foi observada como era há quase cinco bilhões de anos, quando o Universo tinha cerca de dois-terços da sua idade atual, esta descoberta fornece uma informação importante sobre como os campos magnéticos são formados e evoluem ao longo do tempo.

"Os resultados do nosso estudo suportam a ideia de que os campos magnéticos galácticos são produzidos por um efeito de dínamo rotativo, semelhante ao processo que produz o campo magnético do Sol," acrescenta Mao. "No entanto, existem outros processos que podem produzir campos magnéticos. Para determinar qual o processo em ação, precisamos ir mais longe no tempo, ou seja, para galáxias mais distantes, e fazer medições parecidas dos seus campos magnéticos," realça Mao.

"Esta medição forneceu os testes mais rigorosos, até ao momento, de como os dínamos operam nas galáxias," afirma Ellen Zweibel, da Universidade de Wisconsin-Madison.

Os campos magnéticos desempenham uma função fundamental na física do gás tênue que permeia o espaço entre as estrelas numa galáxia. A compreensão de como estes campos se formam e desenvolvem ao longo do tempo pode fornecer detalhes importantes sobre a evolução das próprias galáxias.

Os resultados foram divulgados na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

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