Hubble descobre objeto único no Sistema Solar

Com o auxílio do telescópio espacial Hubble, um grupo de astrônomos observou as características intrigantes de um tipo de objeto incomum no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter: dois asteroides que se orbitam um ao outro e que exibem características semelhantes a cometas, incluindo uma cabeleira brilhante e uma longa cauda.

© NASA/ESA/J. Agarwal (movimento aparente da cauda no sistema binário de asteroides)

Este conjunto de imagens obtidas pelo telescópio espacial Hubble revela os dois asteroides. As imagens revelam a atividade no sistema binário. O movimento aparente da cauda é um efeito de projeção devido à mudança do alinhamento relativo entre o Sol, a Terra e 288P entre observações. A orientação da cauda é também afetada por uma alteração no tamanho das partículas. Inicialmente, a cauda apontava na direção onde as comparativamente grandes partículas de poeira (com cerca de 1mm de tamanho) eram emitidas no final de julho. No entanto, a partir de 20 setembro de 2016, a cauda começou a apontar na direção oposta à do Sol onde partículas pequenas (com aproximadamente 10 micrômetros de tamanho) são "sopradas" para longe do núcleo graças à pressão de radiação.

Este é o primeiro asteroide binário, conhecido, também classificado como cometa.

Em setembro de 2016, pouco antes do asteroide 288P fazer a sua maior aproximação ao Sol, estava perto o suficiente da Terra para permitir uma visão detalhada com o telescópio espacial Hubble.

As imagens do 288P, localizado no cinturão de asteroides, revelou que na verdade não era um único objeto, mas dois asteroides quase da mesma massa e mesmo tamanho, orbitando-se um ao outro a uma distância de mais ou menos 100 quilômetros. Considerando que se orbitam um ao outro, as massas dos objetos em tais sistemas conseguem ser medidas.

Mas as observações também revelaram atividade continuada no sistema binário. "Nós detectamos fortes indícios de sublimação de água gelada devido ao aumento do aquecimento solar, semelhante à forma como é criada a cauda de um cometa," explica Jessica Agarwal, do Instituto Max Planck para Pesquisa do Sistema Solar, na Alemanha. Isto torna 288P o primeiro asteroide binário também classificado como um cometa do cinturão principal.

Compreender a origem e evolução dos cometas do cinturão principal, que mostram atividade parecida com a de um cometa, é um elemento crucial na nossa compreensão da formação e evolução do Sistema Solar. Entre as questões que os cometas do cinturão de asteroides podem ajudar a responder, está a forma como a água chegou à Terra. Uma vez que apenas se conhecem alguns objetos deste tipo, o 288P apresenta-se como um sistema extremamente importante para estudos futuros.

As várias características do 288P, grande separação entre os dois componentes, tamanho quase igual, alta excentricidade e atividade semelhante a um cometa, também o tornam único entre os poucos asteroides binários no Sistema Solar. Igualmente, a atividade observada no 288P revela informações sobre o seu passado, realça Agarwal: "o gelo à superfície não consegue sobreviver no cinturão de asteroides durante toda a vida do Sistema Solar, mas pode ser protegido durante bilhões de anos por um manto de poeira refratária, com apenas alguns metros de espessura."

A equipe concluiu que o 288P existe como sistema binário há cerca de 5.000 anos. "O cenário de formação mais provável para o 288P é uma fragmentação devido à rápida rotação. Depois disso, os dois fragmentos podem ter-se afastado graças às forças de sublimação," observa Agarwal.

O fato de que 288P é tão diferente de todos os outros asteroides binários conhecidos levanta algumas questões sobre se algumas das suas propriedades únicas não são apenas coincidências. Dado que a descoberta do 288P envolveu muita sorte, é provável que permaneça como o único exemplo do seu gênero durante muito tempo. "Precisamos de mais trabalho teórico e observacional, bem como mais objetos semelhantes a 288P, para encontrar uma resposta a esta questão," conclui Agarwal.

A pesquisa foi divulgada num artigo publicado na revista Nature.

Fonte: Max Planck Institute for Solar System Research

Duas estrelas, três dimensões e quantidades gigantescas de energia

As explosões irregulares da estrela dupla V745 Sco são conhecidas há décadas.

© NASA/CXC/M. Weiss (ilustração do modelo tridimensional da explosão de V745 Sco)

Mas astrônomos ficaram surpreendidos quando explosões anteriores do sistema foram observadas em 1937 e 1989. No entanto, quando entrou em erupção no dia 6 de fevereiro de 2014, os cientistas estavam prontos para observar o evento com um conjunto de telescópios, incluindo o observatório de raios X Chandra da NASA.

O V745 Sco é um sistema estelar binário composto por uma gigante vermelha e por uma anã branca ligadas pela gravidade, que está localizado a aproximadamente 25.000 anos-luz da Terra. Estes dois objetos estelares orbitam tão perto um do outro que as camadas externas da gigante vermelha são atraídas pela intensa força gravitacional da anã branca. Este material cai gradualmente à superfície da anã branca. Ao longo do tempo acumula-se material suficiente para desencadear uma explosão termonuclear colossal, provocando um aumento dramático de brilho, ou seja, gerando uma nova. O sistema V745 Sco enfraqueceu por um fator de mil vezes, no visível, ao longo de mais ou menos 9 dias.

Os astrônomos observaram V745 Sco com o Chandra durante pouco mais de duas semanas após a erupção de 2014. A sua principal descoberta foi que a maioria do material expelido pela explosão movia-se na nossa direção. Para explicar isto, uma equipe de cientistas do INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo e do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics construiu um modelo tridimensional da explosão e ajustou o modelo até que explicasse as observações. Neste modelo, incluíram um grande disco de gás frio em torno do equador do binário, provocado pela anã branca que puxa um vento gasoso da gigante vermelha.

Os cálculos de computador mostraram que a onda de choque da nova e o material ejetado foram provavelmente concentrados ao longo dos polos norte e sul do sistema binário. A sua forma foi provocada pela explosão que colidiu com o disco de gás frio em torno da estrela dupla. Esta interação fez com que a onda de choque e o material ejetado diminuíssem de velocidade ao longo da direção do disco e produzissem um anel em expansão de gás emissor de raios X. Os raios X do material que se movia na direção contrária à da Terra foram principalmente absorvidos e bloqueados pelo material que se movia na direção da Terra, explicando por que parecia que a maioria do material se movia na nossa direção.

A figura mostra o novo modelo 3D da explosão, a onda de choque está em amarelo, a massa ejetada pela explosão tem tons púrpura e o disco de material mais frio, majoritariamente intocado pelos efeitos da onda de choque, está em azul. A cavidade visível no lado esquerdo do material ejetado é o resultado dos detritos da superfície da anã branca ficando mais lentos à medida que atingem a gigante vermelha.

Uma quantidade extraordinária de energia foi liberada durante a explosão, equivalente a cerca de 10 quintilhões de bombas de hidrogênio. Os autores estimam que o material expelido tem uma massa equivalente a um-décimo da massa da Terra.

Porém, a quantidade de massa ejetada é muito menor do que o valor que os cientistas calculam ser necessário para desencadear a explosão. Isto significa que apesar de explosões recorrentes, uma quantidade substancial de material está sendo acumulada à superfície da anã branca. Se for acumulado material suficiente, a anã branca sofre uma explosão termonuclear e pode ser completamente destruída. Os astrónomos usam estas chamadas supernovas do Tipo Ia como marcadores cósmicos de distância para medir a expansão do Universo.

Os cientistas também foram capazes de determinar a composição química do material ejetado pela nova. A sua análise destes dados mostra que a anã branca é composta principalmente por carbono e oxigênio.

Um artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrela envelhecendo sopra bolha difusa

Astrônomos usaram o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para captar esta bela imagem de uma delicada bolha de material expelido pela exótica estrela vermelha U Antliae.

© ALMA/F. Kerschbaum (estrutura da concha da estrela U Antliae)

Estas observações irão ajudar a compreender melhor como é que as estrelas evoluem durante as fases finais do seu ciclo de vida. Na fraca constelação austral da Máquina Pneumática, um observador cuidadoso munido de binóculos poderá ver uma estrela muito vermelha, que varia ligeiramente em brilho de semana para semana. Novas obervações da estrela U Antliae revelam uma concha esférica bastante fina à sua volta.

O nome U Antliae reflete o fato desta ser a quarta estrela com variação de brilho na constelação da Máquina Pneumática.

A U Antliae é uma estrela de carbono, isto é, uma estrela evoluída, luminosa e fria do ramo assintótico das gigantes. Há cerca de 2.700 anos, U Antliae sofreu um período curto de perda de massa rápida. Durante este período de apenas algumas centenas de anos, o material que compõe a concha, que agora observamos nos novos dados do ALMA, foi ejetado a alta velocidade. A análise detalhada desta concha mostrou também a existência de nuvens de gás finas e esparsas, as chamadas subestruturas filamentares.

Esta imagem se tornou possível devido à capacidade única do radiotelescópio ALMA em criar imagens nítidas em vários comprimentos de onda. O ALMA, situado no planalto do Chajnantor no deserto chileno do Atacama, conseguiu observar a estrutura da concha da U Antliae com muito mais detalhe do que o conseguido até então.

Os novos dados ALMA não consistem apenas numa única imagem: o ALMA produz um conjunto de dados tridimensionais (um cubo de dados) com cada “fatia” correspondente a um comprimento de onda ligeiramente diferente. Devido ao efeito Doppler, cada fatia diferente do cubo de dados mostra imagens do gás deslocando-se a velocidades diferentes, aproximando-se ou afastando-se do observador. Ao dispormos de velocidades diferentes, podemos cortar a bolha cósmica em fatias virtuais, tal como uma tomografia do corpo humano feita pelo computador. A concha observada apresenta-se simetricamente bastante redonda e muito fina, o que faz dela uma estrutura notável.

Compreender a composição química das conchas e atmosferas destas estrelas, e saber como é que estas conchas se formam por perda de massa, é importante para compreendermos como é que as estrelas, e consequentemente as galáxias, evoluíram no Universo primordial. Conchas como a que observamos em torno de U Antliae mostram uma enorme variedade de componentes químicos baseados no carbono e em outros elementos. Estas conchas ajudam igualmente a reciclar matéria, contribuindo com até 70% da poeira do meio interestelar.

Fonte: ESO

Novo mapa de gravidade sugere que Marte tem uma crosta porosa

Os cientistas da NASA encontraram evidências de que a crosta de Marte não é tão densa como se pensava anteriormente, uma pista que poderá ajudar os pesquisadores a compreender melhor a estrutura e evolução do Planeta Vermelho.

© NASA/MIT/E. Mazarico (mapa de gravidade de Marte)

O novo mapa da espessura da crosta de Marte mostra menos variação entre regiões mais espessas (em vermelho) e regiões mais finas (em azul), em comparação com mapeamentos anteriores. Esta imagem está centrada no Valle Marineris, com Tharsis Montes perto do terminador a oeste.

Uma densidade mais baixa significa, provavelmente, que pelo menos parte da crosta de Marte é relativamente porosa. No entanto, a equipe não pode descartar a possibilidade de uma composição mineral diferente ou talvez de uma crosta mais fina.

"A crosta é o resultado final de tudo o que aconteceu durante a história de um planeta, de modo que uma densidade menor poderá ter implicações importantes sobre a formação e evolução de Marte," comenta Sander Goossens, do Goddard Space Flight Center da NASA.

Os pesquisadores mapearam a densidade da crosta marciana, estimando que a densidade média é de 2.582 kg/m³. Este valor é comparável à densidade média da crosta lunar. Anteriormente, considerava-se que a crosta de Marte era pelo menos tão densa quanto a crosta oceânica da Terra, cerca de 2.900 kg/m³.

O novo valor é derivado do campo de gravidade de Marte, um modelo global que pode ser extraído de dados de rastreamento por satélite usando ferramentas matemáticas sofisticadas. O campo de gravidade da Terra é extremamente detalhado, porque os conjuntos de dados têm uma resolução muito alta. Estudos recentes da Lua, pela missão GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) da NASA, também forneceram um mapa de gravidade preciso.

Os conjuntos de dados para Marte não têm tanta resolução, por isso é mais difícil determinar a densidade da crosta a partir dos mapas de gravidade atuais. Como resultado, as estimativas anteriores basearam-se mais fortemente em estudos da composição do solo e das rochas marcianas.

"À medida que esta história se desenrola, chegamos à conclusão de que não basta apenas conhecer a composição das rochas," afirma o geólogo planetário de Goddard Greg Neumann, coautor do artigo. "Nós também precisamos de saber como as rochas foram trabalhadas ao longo do tempo."

Goossens e colegas começaram com os mesmos dados usados para o modelo de gravidade existente, mas com um novo "twist", estabelecendo uma restrição diferente e aplicando-a para obter a nova solução. Uma restrição compensa o facto de que mesmo os melhores conjuntos de dados não conseguem capturar todos os detalhes. Em vez de seguirem a abordagem padrão, conhecida por aqueles no campo como a restrição Kaula, a equipa criou uma restrição que leva em consideração as medições precisas das mudanças de elevação de Marte, ou topografia.

"Com esta abordagem, conseguimos espremer mais informações sobre o campo de gravidade a partir dos dados existentes," comenta Terence Sabaka, geofísico do Goddard Space Flight Center.

Antes de se debruçarem sobre Marte, os cientistas testaram a sua abordagem aplicando-a ao campo de gravidade que estava em uso antes da missão GRAIL. A estimativa resultante para a densidade da crosta lunar correspondeu, essencialmente, ao valor de 2.550 kg/m³ da missão GRAIL.

A partir do novo modelo, a equipe gerou mapas globais da densidade e espessura da crosta. Estes mapas mostram os tipos de variações que eram esperadas, como uma crosta mais densa sob os vulcões gigantes de Marte.

Os cientistas salientam que a missão InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) da NASA deverá fornecer os tipos de medições que confirmam os seus achados. Com lançamento previsto para 2018, colocará uma plataforma geofísica em Marte a fim de estudar o seu interior profundo.

Este trabalho foi publicado na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Uma galáxia observada além do visível

Apesar dos avanços realizados nas décadas passadas, o processo de formação de galáxias continua sendo uma questão aberta em astronomia.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 6753)

Várias teorias foram sugeridas, mas desde que as galáxias surgem com diversas formas e tamanhos - incluindo elíptica, espiral e irregular - nenhuma teoria até agora conseguiu explicar satisfatoriamente as origens de todas as galáxias que vemos ao longo do Universo.

Para determinar qual modelo de formação está correto, os astrônomos buscam os sinais reveladores de vários processos físicos. Um exemplo disso são as coronas galácticas, que são enormes regiões invisíveis de gás quente que cercam o volume visível de uma galáxia, formando uma forma esferoidal. Elas são tão quentes que podem ser detectados por sua emissão de raios X, muito além da região óptica da galáxia. Por serem tão tênues, estas coronas são extremamente difíceis de serem detectadas. Em 2013, os astrônomos exploraram a NGC 6753, que foram vistos aqui pelo telescópio espacial Hubble, como uma das duas galáxias espirais conhecidas que eram suficientemente massivas e próximas o suficiente para permitir observações detalhadas de suas coronas. Óbvio, a NGC 6753 é apenas um ponto de referência astronômico, a galáxia está a quase 150 milhões de anos-luz da Terra.

A NGC 6753 aparece como um redemoinho colorido nesta imagem, onde as rajadas azuladas em todos os braços espirais são regiões cheias de estrelas jovens e quentes brilhando na luz ultravioleta, enquanto as áreas mais vermelhas são preenchidas com estrelas mais antigas e frias que emitem no infravermelho próximo.

Fonte: ESA

A brilhante galáxia espiral M81

Uma das galáxias mais brilhantes no céu do planeta Terra é de tamanho semelhante à Via Láctea: a exuberante M81.

© Subaru/Hubble/R. Colombari/R. Gendler (M81)

Esta grande galáxia espiral pode ser encontrada em direção à constelação da Ursa Maior. Esta visão soberbamente detalhada revela o brilhante núcleo amarelado da M81, os braços espirais azuis e as faixas de poeira cósmica com uma escala comparável à Via Láctea. Insinuando um passado desordenado, uma notável faixa de poeira corta através do disco, à esquerda do centro galáctico, ao contrário das outras características espirais proeminentes da M81. A faixa de poeira errante pode ser o resultado persistente de um encontro próximo entre a M81 e uma galáxia menor, a M82. O exame minucioso de estrelas variáveis da M81 produziu uma das melhores determinações da distância até uma galáxia externa, a 11,8 milhões de anos-luz.

Fonte: NASA

Um exoplaneta absorve grande quantidade de luz oriunda de sua estrela

O telescópio espacial Hubble observou um planeta fora do nosso Sistema Solar que parece tão preto quanto o asfalto fresco porque ele absorve luz ao invés de refletir de volta ao espaço.

© NASA/ ESA/G. Bacon (ilustração do exoplaneta WASP-12b)

Esta proeza é devido à capacidade única do planeta de capturar pelo menos 94% da luz visível que penetra em sua atmosfera.

O exoplaneta estranho, chamado WASP-12b, é um "Júpiter quente", ou seja, um planeta gigante e gasoso que orbita muito perto de sua estrela hospedeira e são aquecidos a temperaturas extremas. A atmosfera do planeta é tão quente que a maioria das moléculas são incapazes de sobreviver no lado diurno do planeta, onde a temperatura é mais de 2.500°C. Portanto, as nuvens provavelmente não podem se formar para refletir a luz de volta ao espaço. Em vez disso, a luz penetra profundamente na atmosfera do planeta, onde é absorvida por átomos de hidrogênio e convertida em energia térmica.

É uma surpresa encontrar um exoplaneta tão escuro, pois os Júpiteres mais quentes refletem cerca de 40% da luz de suas estrelas.

Mas o lado noturno do exoplaneta é uma história diferente. O WASP-12b orbita tão perto da estrela que está bloqueado por efeito de maré, proporcionando lados diurno e  noturnos fixos. O lado da noite tem cerca de 1.200°C, que permite a formação de vapor de água e nuvens. Observações anteriores do Hubble do limite dia/noite detectaram evidências de vapor de água e possivelmente nuvens na atmosfera. O WASP-12b está a cerca de 3,2 milhões de quilômetros de distância de sua estrela e completa uma órbita uma vez por dia.

Os pesquisadores determinaram as capacidades de absorção do planeta usando o espectralógrafo de imagem do telescópio espacial Hubble para pesquisar na região da luz visível durante um pequeno mergulho na luz da estrela, já que o planeta passou diretamente atrás da estrela. A quantidade de escurecimento infere quanto a luz refletida é liberada pelo planeta. No entanto, as observações não detectaram luz refletida, o que significa que o lado diurno do planeta está absorvendo quase toda a luz da estrela.

Primeiro visto em 2008, o WASP-12b circunda uma estrela parecida com o Sol que fica a 1.400 anos-luz de distância na constelação Auriga. Desde a sua descoberta, vários telescópios estudaram o exoplaneta, incluindo o Hubble, o telescópio espacial Spitzer da NASA e o observatório de raios X Chandra também da NASA. As observações anteriores do Spectrograph Cosmic Origins (COS) acoplado no telescópio espacial Hubble revelaram que o planeta pode estar reduzindo de tamanho. O COS detectou material da atmosfera aquecida do planeta que se espalhava pela estrela.

Os resultados aparecem na recente edição do periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

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