As estranhas estruturas da Nebulosa Saturno

A nebulosa planetária NGC 7009, ou Nebulosa Saturno, emerge da escuridão como uma série de bolhas de forma estranha, brilhando em tons de rosa e azul.

© ESO/J. Walsh (Nebulosa Saturno)

Esta imagem colorida foi obtida pelo instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, no âmbito de um estudo que mapeou pela primeira vez a poeira no interior de uma nebulosa planetária. O mapa, que nos revela estruturas intricadas na poeira, incluindo conchas, um halo e uma estrutura em forma de onda, ajudará os astrônomos a compreender como é que as nebulosas planetárias desenvolvem estranhas formas e simetrias.

A Nebulosa Saturno situa-se a aproximadamente 5.000 anos-luz de distância na constelação do Aquário. Seu nome deriva da sua estranha forma, que faz lembrar o planeta com anéis, visto de perfil.

Na realidade, as nebulosas planetárias não têm nada a ver com planetas. A Nebulosa Saturno era originalmente uma estrela de pequena massa, que se expandiu para formar uma gigante vermelha no final da sua vida, começando a libertar as suas camadas mais exteriores. Este material foi empurrado por ventos estelares fortes e energizado por radiação ultravioleta emitida pelo núcleo estelar quente deixado para trás, criando assim uma nebulosa circunstelar de poeira e gás quente de cores brilhantes. No coração da Nebulosa encontra-se a estrela condenada, visível nesta imagem, e que está no processo de se tornar uma anã branca. As nebulosas planetárias têm geralmente uma vida curta; a Nebulosa Saturno durará apenas algumas dezenas de milhares de anos antes de se expandir e arrefecer tanto que se tornará invisível para nós. A estrela central irá desvanecer-se à medida que se transforma numa anã branca.

De modo a compreendermos melhor como é que as nebulosas planetárias se moldam nestas formas estranhas, uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Jeremy Walsh do ESO, usou o instrumento MUSE para observar o interior dos véus de poeira da Nebulosa Saturno. O MUSE além de imagens obtém também informações sobre o espectro de luz de um objeto em cada ponto da imagem.

A equipe usou o MUSE para produzir os primeiros mapas ópticos detalhados do gás e poeira na nebulosa planetária. A imagem resultante revela muitas estruturas intricadas, incluindo uma concha interna elíptica, uma concha externa e um halo. A imagem também mostra duas correntes já observadas anteriormente, que se estendem a partir de cada ponta do eixo mais longo da nebulosa, terminando em asas brilhantes.

Curiosamente, a equipe descobriu ainda na poeira uma estrutura em forma de onda, a qual não se compreende bem. A poeira distribui-se por toda a nebulosa, mas existe uma diminuição significativa na quantidade existente na periferia da concha interior, onde parece que a poeira está sendo destruída. Existem vários mecanismos potenciais para esta destruição. A concha interior é essencialmente uma onda de choque em expansão, por isso pode estar se chocando com os grãos de poeira, destruindo-os, ou alternativamente pode estar produzindo um efeito de calor extra que fará evaporar a poeira.

Mapear as estruturas de gás e poeira situadas no núcleo de nebulosas planetárias ajuda-nos a compreender melhor a sua função na vida e morte das estrelas de pequena massa, além de nos ajudar igualmente a perceber como é que as nebulosas planetárias adquirem as suas formas estranhas e complexas.

As capacidades do MUSE, no entanto, vão bem além das nebulosas planetárias. Este instrumento é capaz de estudar a formação de estrelas e galáxias no Universo primordial, assim como mapear a distribuição de matéria escura em aglomerados de galáxias no Universo próximo. O MUSE criou também o primeiro mapa tridimensional dos Pilares da Criação na Nebulosa da Águia e obteve imagens de uma colisão cósmica numa galáxia próxima de nós.

Fonte: ESO

Estudando galáxias similares à Via Láctea

A galáxia mais estudada do Universo, a Via Láctea, pode não ser tão "típica" quanto se pensava anteriormente, de acordo com um novo estudo.

© SDSS (imagem óptica de uma galáxia irmã da Via Láctea)

A Via Láctea, que é o lar da Terra e do seu Sistema Solar, hospeda várias dúzias de galáxias satélite menores. Estas galáxias orbitam a Via Láctea e são úteis na compreensão da nossa própria Galáxia.

Os primeiros resultados do levantamento SAGA (Satellites Around Galactic Analogs) indicam que as galáxias satélite da Via Láctea são muito mais tranquilas do que outros sistemas comparáveis em termos de luminosidade e ambiente. Muitos satélites destas galáxias "irmãs" estão produzindo ativamente novas estrelas, mas as da Via Láctea são principalmente inertes.

Segundo os pesquisadores, isto é significativo, porque muitos modelos para o que sabemos sobre o Universo dependem de galáxias que se comportam de forma semelhante à Via Láctea.

"Nós usamos a Via Láctea e os seus arredores para estudar absolutamente tudo," afirma a astrofísica Marla Geha, da Universidade Yale. "Surgem centenas de estudos por ano sobre matéria escura, cosmologia, formação estelar e formação galáctica, usando a Via Láctea como guia.

O levantamento SAGA começou há cinco anos atrás com o objetivo de estudar as galáxias satélite em torno de 100 irmãs da Via Láctea. Até ao momento, estudou oito outros sistemas idênticos ao da Via Láctea, que os cientistas dizem ser uma amostra demasiado pequena para chegar a conclusões definitivas. O SAGA espera ter estudado 25 irmãs da Via Láctea nos próximos dois anos.

"O nosso trabalho coloca a Via Láctea num contexto mais amplo," comenta a pesquisadora do SAGA Risa Wechsler, astrofísica do Instituto Kavli da Universidade de Stanford. "O Levantamento SAGA vai fornecer uma compreensão crítica da formação das galáxias e da natureza da matéria escura."

Wechsler, Geha e sua equipe dizem que vão continuar melhorando a eficiência de encontrar satélites em torno de irmãs da Via Láctea. "Eu quero realmente saber a resposta à pergunta 'A Via Láctea é única, ou totalmente normal?'," comenta Geha.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Yale University

Morte por supernova revela vínculo com nascimento estelar

Pensava-se, anteriormente, que as moléculas e as poeiras fossem completamente destruídas pelas gigantescas explosões de supernova. No entanto, pela primeira vez, os cientistas descobriram que não é bem o caso.

© Chandra/Hubble/ALMA (Supernova 1987A)

Um grupo de cientistas identificou duas moléculas previamente não detectadas: formilum (HCO+) e monóxido de enxofre (SO) no remanescente de supernova 1987A. Tendo explodido originalmente em fevereiro de 1987, a Supernova 1987A está localizada a 163.000 anos-luz de distância na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da nossa própria Via Láctea.

O Dr. Mikako Matsuura, da Escola de Física e Astronomia da Universidade de Cardiff, disse: "Esta é a primeira vez que encontramos estas espécies de moléculas dentro das supernovas, o que questiona os nossos pressupostos de que estas explosões destroem todas as moléculas e poeiras presentes no interior de uma estrela." Estas moléculas recém-identificadas eram acompanhadas por substâncias como monóxido de carbono (CO) e óxido de silício (SiO), que já tinham sido detectadas anteriormente.

A descoberta destas moléculas inesperadas abre a possibilidade de que a morte explosiva das estrelas forma nuvens residuais de gás que arrefecem abaixo dos -200ºC, resultando nos vários elementos pesados sintetizados que começam a abrigar moléculas, produzindo o que é apelidado de "fábrica de poeira". "O que é mais surpreendente é que estas fábricas de moléculas ricas são geralmente encontradas em condições onde as estrelas nascem. A morte de estrelas massivas pode, portanto, levar ao nascimento de uma nova geração," explica o Dr. Matsuura.

À medida que são criadas novas estrelas a partir dos elementos mais pesados espalhados durante as explosões, este trabalho abre a perspetiva de uma melhor compreensão da composição destas estrelas nascentes, analisando a sua fonte.

A mecânica das supernovas é relativamente bem compreendida. Quando estrelas gigantes chegam ao fim da sua evolução estelar, ficam praticamente sem combustível, sem calor e energia suficientes para neutralizar a força da sua própria gravidade. Consequentemente, as regiões externas da estrela caem sobre o núcleo com uma força formidável, provocando a espetacular explosão e deixando o que parece ser uma nova estrela brilhante para trás, antes de desvanecer.

Desde a sua descoberta há mais de 30 anos atrás que os astrônomos têm enfrentado obstáculos no estudo da Supernova 1987A, especialmente no que toca à investigação do núcleo mais interior. Uma análise foi realizada com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), o que permitiu sua exploração em grande detalhe. Dado que a instalação possui 66 antenas e é capaz de observar comprimentos de onda milimétricos, que no espectro eletromagnético, estão situados entre o infravermelho e o rádio, conseguindo penetrar as nuvens de gás e poeira da supernova. Esta capacidade permitiu expor as moléculas recém-formadas.

Para expandir as suas descobertas atuais, a equipe planeja continuar usando o ALMA para verificar a prevalência das moléculas de HCO+ e SO, bem como explorar ainda mais as moléculas detectadas até agora.

O estudo foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Estrela massiva expele conchas de gás

Estrelas tão voláteis são bastante raras.

© Spitzer/WISE/Judy Schmidt (G79.29+0.46)

Captada no meio das nuvens de poeira e visível à direita e acima do centro está a gigantesca G79.29+0.46, uma das menos de 100 estrelas variáveis azuis luminosas (LBVs) atualmente conhecidas na Via Láctea.

As LBVs expulsam conchas de gás e podem perder o equivalente a massa de Júpiter em 100 anos. A estrela brilhante e azul está envolta em poeira e, portanto, não é vista na luz visível. A estrela moribunda parece verde e cercada por conchas vermelhas, nesta imagem no infravermelho de cores delineadas, que combina imagens do observatório espacial Spitzer e o Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE), ambos da NASA.

A G79.29+0.46 está localizada na Cygnus X, uma região formadora de estrelas em nossa galáxia. O motivo da G79.29+0.46 ser tão volátil, quanto tempo ela permanecerá na fase LBV, e quando ela explodirá em uma supernova não é conhecido.

Fonte: NASA

Estrelas e galáxias espirais

Esta bela galáxia espiral, chamada NGC 1964, situa-se a aproximadamente 70 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação da Lebre.

© ESO/Jean-Christophe Lambry (NGC 1964 e estrelas)

A NGC 1964 possui um núcleo denso e brilhante situado no coração de um disco oval sarapintado, o qual por sua vez se encontra rodeado pelos distintos braços espirais salpicados de brilhantes regiões estreladas. O centro resplandescente da galáxia chamou a atenção do olho treinado do astrônomo William Herschel na noite de 20 de novembro de 1784, o que levou à descoberta desta galáxia e à sua subsequente integração no catálogo New General Catalogue (NGC).

Além de conter estrelas, a NGC 1964 também está situada numa região do céu repleta de estrelas. Nesta imagem obtida pelo instrumento Wide Field Imager (WFI), montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, podemos ver a estrela HD 36785 logo à direita da galáxia. Por cima dela encontram-se duas outras estrelas proeminentes chamadas HD 36784 e TYC 5928-368-1, enquanto que a estrela grande brilhante por baixo e à direita da NGC 1964 é conhecida por BD-22 1147.

Esta imagem da NGC 1964 também mostra uma série de galáxias, visíveis no plano de fundo. O WFI é capaz de observar a luz emitida por estas galáxias distantes, até 40 milhões de vezes mais fracas do que o olho humano pode observar.

Fonte: ESO

Mapeando o Universo próximo

As distâncias para objetos no Universo podem diferir enormemente.

© Hubble (ESO 376-16)

A estrela mais próxima de nós é a Proxima Centauri, localizada a cerca de 4,2 anos-luz da Terra, enquanto algumas galáxias incrivelmente distantes estão tão longe - 13 bilhões de anos-luz ou mais - que elas são visíveis somente como resultado de truques cósmicos de ampliação, ou seja, através de lentes gravitacionais.

A imagem acima mostra uma galáxia chamada ESO 376-16, que fica a quase 23 milhões de anos-luz da Terra; não é uma grande distância em escala cósmica. No entanto, dada a proximidade relativa da galáxia, sabemos surpreendentemente pouco sobre isso. Os astrônomos ainda estão debatendo sobre muitas das propriedades da ESO 376-16, incluindo sua morfologia. As galáxias são divididas em tipos com base em sua aparência visual e características; as galáxias espirais, como a Via Láctea, são discos achatados com braços curvos que circulam o núcleo central, enquanto as galáxias irregulares não possuem uma estrutura distinta e parecem muito mais caóticas. Com base em sua morfologia bastante definida, a ESO 376-16 é considerada uma espiral de tipo tardio ou uma galáxia anã irregular.

Apesar de sua mística, as observações da ESO 376-16 foram úteis em vários estudos, incluindo um efetuado com o telescópio espacial Hubble que visava criar um mapa 3D de galáxias na proximidade da Terra. Os pesquisadores usaram o Hubble para medir a distância às galáxias, incluindo a ESO 376-16, medindo as luminosidades de estrelas especialmente brilhantes de gigantes vermelhas localizadas dentro das galáxias. Os astrônomos usaram seus dados para gerar e calibrar mapas 3D da distribuição de galáxias em todo o cosmos próximo.

Fonte: ESA

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