Mundo infernal com céu de titânio

Astrônomos usaram o Very Large Telescope (VLT) do ESO para detectar pela primeira vez óxido de titânio na atmosfera de um exoplaneta.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do exoplaneta WASP-19b)

Esta descoberta feita em torno do planeta do tipo Júpiter quente chamado WASP-19b fez uso do poder do instrumento FORS2, tendo-nos fornecido informações únicas sobre a composição química e a estrutura de temperatura e pressão na atmosfera deste mundo quente e incomum.

Uma equipe de astrônomos liderada por Elyar Sedaghati, um bolsista do ESO recentemente graduado pela TU Berlim, examinou a atmosfera do exoplaneta WASP-19b com o maior detalhe conseguido até hoje. Este planeta notável tem aproximadamente a mesma massa de Júpiter, mas encontra-se tão perto da sua estrela hospedeira que completa uma órbita em apenas 19 horas. Estima-se que a sua atmosfera tenha uma temperatura de cerca de 2.000 graus Celsius.

Quando WASP-19b passa em frente da sua estrela hospedeira, parte da luz estelar atravessa a atmosfera do planeta, deixando assinaturas sutis na luz que chega eventualmente à Terra. Ao usar o instrumento FORS2 montado no VLT, a equipe conseguiu analisar cuidadosamente esta luz e deduzir que a atmosfera contém pequenas quantidades de óxido de titânio, água e vestígios de sódio, além de uma forte neblina global de dispersão.

A detecção de tais moléculas não é fácil. Foi utilizado um algoritmo que explora muitos milhões de espectros, que cobrem uma grande variedade de composições químicas, temperaturas e propriedades de nuvens.

O óxido de titânio é raramente visto na Terra. Sabe-se que existe em atmosferas de estrelas frias. Nas atmosferas de planetas quentes como WASP-19b, esta molécula atua como um absorvedor de calor. Se estiverem presentes em grandes quantidades, estas moléculas impedem o calor de entrar ou escapar da atmosfera, levando a uma inversão térmica; a temperatura apresenta-se mais elevada na atmosfera superior e mais baixa na inferior, ou seja, o contrário do que acontece numa situação normal. O ozônio desempenha um papel semelhante na atmosfera terrestre, causando uma inversão na estratosfera.

“A presença de óxido de titânio na atmosfera de WASP-19b tem efeitos substanciais na estrutura da temperatura atmosférica e na circulação,” explica Ryan MacDonald, outro membro da equipe e astrônomo da Universidade de Cambridge, Reino Unido.

Os astrônomos coletaram observações de WASP-19b durante um período de mais de um ano. Ao medir as variações relativas do raio do planeta em diferentes comprimentos de onda da luz que passa através da atmosfera do exoplaneta e comparando-as aos modelos atmosféricos, os pesquisadores puderam extrapolar diferentes propriedades, tais como o conteúdo químico da atmosfera do exoplaneta.

Esta nova informação sobre a presença de óxidos de metal, tais como o óxido de titânio e outras substâncias, permitirá uma modelagem muito melhor das atmosferas de exoplanetas. Olhando para o futuro, quando os astrônomos conseguirem observar atmosferas de planetas possivelmente habitáveis, estes modelos melhorados darão uma ideia muito melhor de como interpretar tais observações.

“Esta importante descoberta é o resultado de uma renovação do instrumento FORS2, feita exatamente para este efeito,” acrescenta o membro da equipe Henri Boffin do ESO, que liderou o projeto de renovação. O FORS2 tornou-se o melhor instrumento para realizar este tipo de estudos a partir do solo.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Detection of titanium oxide in the atmosphere of a hot Jupiter” publicado hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

Sonda Cassini registrou uma das últimas visões de Saturno e seus anéis

Com esta imagem, a sonda Cassini registrou uma das últimas visões de Saturno e seus anéis à distância.

© Cassini (Saturno)

O sistema de Saturno tem sido o lar da sonda Cassini pelos último 13 anos, mas a jornada está bem perto do fim.

A sonda Cassini tem orbitado Saturno, por aproximadamente metade do ano do planeta. Esta permanência estendida tem permitido observações das variabilidades de longo prazo do planeta, de seus satélites, dos anéis, da sua magnetosfera. Estas observações não eram possíveis usando simplesmente o sobrevoo de outras sondas.

Quando a sonda chegou em Saturno em 2004, o hemisfério norte do planeta, visto aqui no topo, estava na escuridão, e começou agora a emergir do seu inverno. Agora, com a jornada quase no fim, todo o polo norte de Saturno está sendo banhado continuamente pela luz do Sol no verão.

As imagens foram efetuads no dia 28 de Outubro de 2016, com a câmera de grande angular da Cassini, usando os filtros espectrais vermelho, verde e azul, foram combinadas para criar esta visão colorida. Esta imagem foi realizada com a sonda focalizando para o lado iluminado pelo Sol, a cerca de 25 graus acima do plano dos anéis. A imagem foi adquirida a uma distância de aproximadamente 1,4 milhões de quilômetros de Saturno e a escala da imagem é de 80 km por pixel.

A sonda Cassini, que está com pouco combustível nuclear, está programada para finalizar sua missão, na próxima sexta-feira, dia 15 de Setembro, às 7:45 hora de Brasília, quando irá mergulhar no planeta Saturno e finalizar uma das mais bem sucedidas e incríveis missões já feita pelo Sistema Solar.

Fonte: NASA

Formação estelar numa galáxia espiral barrada

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra a NGC 5398, uma galáxia espiral barrada localizada a cerca de 55 milhões de anos-luz de distância da Terra.

© Hubble (NGC 5398)

A galáxia é famosa por conter uma região HII especialmente extensa, uma grande nuvem composta de hidrogênio ionizado (ou HII, sendo H o símbolo químico do hidrogênio e o "II" indicando que os átomos perderam um elétron para se ionizar). A nuvem da NGC 5398 é chamada de Tol 89 e localiza-se na extremidade inferior esquerda da barra central das estrelas da galáxia, uma estrutura que corta o núcleo galáctico e encapsula o material para dentro para manter a formação de estrelas que existem lá.

A Tol 86 é o único grande complexo de formação de estrelas massivas em toda a galáxia, com uma extensão entre 4.000 e 5.000 anos-luz, contendo pelo menos sete aglomerados de estrelas jovens e massivos. Os dois grupos mais brilhantes dentro da Tol 89, que os astrônomos chamaram de "A" e "B", parecem estar sofrendo duas explosões de atividade formadora de estrelas, a cerca de 4 e 3 milhões de anos atrás respectivamente. Considera-se que a Tol 89-A contém muitas estrelas especialmente brilhantes e massivas conhecidas como estrelas Wolf-Rayet, que são conhecidas por suas altas temperaturas e ventos estelares extremos.

Fonte: ESA

Será que Proxima c está escondido neste gráfico?

Esta incomum fotografia da semana mostra os dados mais recentes coletados pelo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), o caçador de exoplanetas do ESO, durante a campanha Pontos Vermelhos, que está decorrendo.

© ESO/G. Anglada-Escudé (medições obtidas com o HARPS durante a campanha Pontos Vermelhos)

Esta campanha foca-se na busca de exoplanetas do tipo terrestre em torno das três estrelas anãs vermelhas mais próximas de nós: Proxima Centauri, Estrela de Barnard e Ross 154. A campanha foi lançada em junho deste ano, no seguimento da descoberta de Proxima b, que se encontra em órbita da nossa vizinha estelar mais próxima, a Proxima Centauri. A campanha Pontos Vermelhos foi concebida como uma experiência científica aberta, o que significa que o público tem acesso aos dados e pode inclusivamente contribuir com observações. Consegue ver um novo exoplaneta neste gráfico?

Ao seguir cuidadosamente o movimento de uma estrela ao longo do tempo, gráficos como este podem revelar-nos as assinaturas de exoplanetas. Tal como uma estrela atrai gravitacionalmente um planeta que se encontra em sua órbita, também o planeta atrai a estrela, fazendo com que esta oscile e desloque o comprimento de onda da sua luz de uma quantidade pequena mas mensurável. Ao analisar estas variações repetitivas previsíveis, os astrônomos podem inferir a presença de um planeta.

A parte superior esquerda do gráfico mostra os dados de 2016 que confirmaram a existência de Proxima b, mostrando como é que o planeta atua sobre a sua estrela progenitora, a Proxima Centauri, fazendo com que esta se aproxime e se afaste da Terra ao longo do tempo. A linha curva representa o sinal oscilante da estrela, com o padrão regular da variação da velocidade radial a repetir-se a cada 11,2 dias.

O gráfico superior direito mostra as novas medições obtidas com o HARPS durante a campanha Pontos Vermelhos. Os novos dados confirmam uma vez mais o sinal vindo do Proxima b (em amarelo), mas incluem igualmente padrões adicionais, visível como um declive decrescente tanto nos dados de 2016 como nos de 2017, por isso talvez haja algo mais para ser descoberto? Para se ter uma indicação mais concreta sobre o que pode estar causando estes padrões, os astrônomos têm que usar ferramentas matemáticas quantitativas.

Uma tal ferramenta matemática, chamada periodograma, procura nos dados sinais que se repetem, aqui apresentados como picos proeminentes, que indicam a presença de um planeta. O gráfico no painel inferior da imagem mostra o periodograma dos novos dados: o primeiro sinal corresponde ao planeta Proxima b. Os padrões obtidos produzem um segundo conjunto de períodos possível na região dos 200 dias (em vermelho). A presença de picos múltiplos de alturas semelhantes significa que o sinal não pode ser localizado de forma precisa e que a sua origem permanece incerta.

O projeto continuará adquirindo medições até ao final de setembro desde ano. Pode seguir a campanha à medida que esta se desenrola e até contribuir com observações através da página Pontos Vermelhos e das páginas nas redes sociais Facebook e Twitter.

Fonte: ESO

Descoberto primeiro planeta por uma equipe brasileira de astrônomos

De forma inédita, uma equipe totalmente composta por cientistas brasileiros anunciou a descoberta de um novo planeta.

© OPAH (ilustração do planeta CoRoT ID 223977153-b)

A equipe de cientistas é formada por sete pesquisadores de instituições de diferentes regiões do Brasil: Universidade Estadual de Ponta Grossa (UEPG), Universidade de São Paulo (USP), Observatório Nacional do Rio de Janeiro (ON) e Universidade Federal do Rio Grande do Norte (UFRN).

Localizado na direção da constelação de Monoceros e distante cerca de 1.200 anos-luz (um ano-luz equivale a cerca de 9,5 trilhões de quilômetros), o planeta descoberto possui o tamanho aproximado de Saturno, mas com metade de sua massa. Trata-se de um corpo celeste gasoso, assim como Júpiter em nosso Sistema Solar. O planeta orbita uma estrela parecida com o Sol: sua massa é 8% maior, seu raio é 21% menor e sua temperatura, 200°C mais quente. As medidas indicam que a densidade do planeta é menor do que a densidade da água. Apenas para exemplificar, se existisse um oceano grande suficiente para conter o planeta, ele flutuaria. Entretanto mais observações são necessárias para confirmar a medida da densidade.

“A órbita do planeta é muito próxima da estrela. A distância entre eles é cinco vezes menor que a de Mercúrio ao Sol, o que o torna muito quente. Estimamos que a temperatura do planeta esteja em torno de 1.100°C e que possua ventos de milhares de quilômetros por hora”, explica o professor Marcelo Emilio (UEPG), orientador da tese de doutoramento de Rodrigo Carlos Boufleur, defendida no Observatório Nacional no último dia 28 de agosto, e que deu origem ao trabalho científico.

A técnica utilizada para encontrar o planeta é chamada “trânsito planetário”. É semelhante ao fenômeno dos trânsitos de Mercúrio e Vênus em frente ao nosso Sol. Observa-se a diminuição do brilho da estrela pelo fato do planeta ter passado em frente à estrela. Para fazer a medida foram analisadas observações feitas pelo satélite CoRoT (COnvection ROtation and planetary Transits). Este satélite foi construído e operado pela Agência Espacial Francesa, pela Agência Espacial Europeia e pelo Brasil. A confirmação da existência do planeta foi realizada utilizando a técnica de espectroscopia com um dos melhores instrumentos para este fim, chamado HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), localizado em La Silla, Chile.

Outros dois planetas do tamanho de Júpiter foram também encontrados no mesmo trabalho, e necessitam de mais observações para que se possa determinar melhor suas massas. A descoberta de novos mundos é um dos campos mais interessantes e promissores na área da astronomia. O número de planetas descobertos ainda é pequeno em relação ao que deve existir em nossa Galáxia. Mais descobertas são necessárias para entendermos como sistemas solares são formados. Seria o nosso Sistema Solar uma exceção? Em nosso Sistema Solar planetas gigantes e gasosos estão distantes do Sol. No entanto planetas gasosos são encontrados em grande número perto de suas estrelas progenitoras em outros sistemas.

Para o pesquisador Jorge Marcio Carvano, coordenador do Programa de Pós-Graduação do Observatório Nacional, a tese representa um grande avanço na astrofísica brasileira. "Este trabalho mostra o grau de maturidade da ciência brasileira. Os pesquisadores melhoraram algoritmos para tentar identificar planetas em outros sistemas. Isso é importante porque este processo pode ser usado em outros conjuntos de dados e com isso melhorar aspectos da identificação de exoplanetas, um tema muito importante nas pesquisas", explica Carvano.

O trabalho científico sobre o novo astro foi aceito na prestigiada revista britânica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Observatório Nacional

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