Caçadores de exoplanetas gigantes: procurem discos de detritos

Não existe um mapa que mostre todos os bilhões de exoplanetas que se escondem na Via Láctea, estão tão distantes e são tão tênues em comparação com as suas estrelas, que é difícil encontrá-los. Agora, os astrônomos à procura de novos mundos estabeleceram um possível marcador para exoplanetas gigantes.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de corpos menores colidindo num dsco de poeira)

Um novo estudo descobriu que os exoplanetas gigantes que orbitam longe das suas estrelas são mais propensos a ser encontrados em torno de estrelas jovens que têm um disco de poeira e detritos do que aquelas sem discos. O estudo focou-se em planetas com mais de cinco vezes a massa de Júpiter. Este estudo é o maior, até à data, de estrelas com discos de detritos empoeirados, e encontrou as melhores evidências de que os planetas gigantes são responsáveis por manter este material sob controle.

Muitos dos planetas já descobertos através de imagens diretas estão em sistemas com discos de detritos, e agora o estudo indica que a poeira pode ser indicadora de mundos por descobrir.

Os astrônomos descobriram que a probabilidade de encontrar planetas gigantes de longo período é nove vezes superior para as estrelas com discos de detritos do que em estrelas sem discos.

Os cientistas combinaram dados de 130 sistemas estelares, compostos por uma estrela individual, com discos de detritos detectados pelo telescópio espacial Spitzer da NASA, e compararam-nos com 277 estrelas que parecem não hospedar discos. Os dois grupos estelares têm entre alguns milhões e bilhões de anos. Das 130 estrelas, 100 já tinham sido anteriormente examinadas à procura de exoplanetas. Como parte deste estudo, os pesquisadores estudaram as restantes 30 com o Observatório W. M. Keck no Havaí e com o VLT (Very Large Telescope) do ESO no Chile. Não detectaram quaisquer novos planetas nestes 30 sistemas, mas os dados adicionais ajudaram a caracterizar a abundância de planetas em sistemas com discos.

A pesquisa não resolve diretamente porque é que os exoplanetas gigantes causariam a formação de discos. Os autores sugerem que a enorme gravidade dos planetas gigantes faz com que corpos menores, denominado planetesimais, colidam violentamente em vez de formar planetas, e permaneçam em órbita como parte de um disco.

"É possível que não encontremos planetas pequenos nestes sistemas porque, ao início, estes corpos massivos destruíram os blocos de construção de planetas rochosos, enviando-os violentamente uns contra os outros a altas velocidades em vez de se combinarem gentilmente," afirma Dimitri Mawet, professor associado de astronomia no Caltech e pesquisador no Jet Propulsion Laboratory (JPL).

Por outro lado, os exoplanetas gigantes são mais fáceis de detectar do que os planetas rochosos, e é possível que existam alguns nestes sistemas onde não foram encontrados.

O nosso próprio Sistema Solar é o lar de gigantes gasosos responsáveis pela produção de "cinturão de detritos", o cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, esculpida por Júpiter, e o Cinturão de Kuiper, esculpida por Netuno. Muitos dos sistemas estudados também têm dois discos, mas também são muito mais jovens do que o nosso, até um bilhão de anos, em comparação com a idade atual de 4,5 bilhões de anos do Sistema Solar. A juventude destes sistemas explica em parte porque contêm muito mais poeira do que o nosso, resultante das colisões de corpos pequenos.

Um sistema discutido no estudo é o de Beta Pictoris, que foi fotografado diretamente com telescópios terrestres. Este sistema tem um disco de detritos, cometas e um exoplaneta confirmado. De fato, os cientistas previram a existência deste planeta bem antes de ser confirmado, com base na presença e estrutura do disco proeminente.

Num cenário diferente, a presença de dois cinturões de poeira num único disco de detritos sugere que existem, provavelmente, mais planetas no sistema cuja gravidade mantém estes cinturões, como é o caso do sistema HR 8799 que tem quatro planetas gigantes. As forças gravitacionais dos gigantes empurram cometas na direção da estrela, evento que poderá imitar o período da história do nosso Sistema Solar há cerca de 4 bilhões de anos conhecido como "Último Grande Bombardeamento". Os cientistas pensam que durante este período a migração de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno desviou poeira e corpos pequenos para o cinturão de asteroides e de Kuiper que vemos hoje. Quando o Sol era jovem, também havia muito mais poeira no nosso Sistema Solar.

O estudo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A magnífica galáxia NGC 1365

A galáxia espiral barrada NGC 1365 é uma verdadeira ilha majestosa do Universo.

© Dietmar Hager/Eric Benson/Torsten Grossmann (NGC 1365)

A galáxia NGC 1365 tem cerca de 200 mil anos-luz de diâmetro. Localizada a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Fornax, a NGC 1365 é um membro dominante do aglomerado de galáxias Fornax.

Esta impressionante imagem colorida e nítida mostra regiões de formação intensa de estrelas nas extremidades da barra e ao longo dos braços espirais, e detalhes das faixas de poeira que atravessam o núcleo brilhante da galáxia.

No núcleo desta galáxia encontra-se um buraco negro supermassivo. Os astrônomos acreditam que a proeminente barra da NGC 1365 desempenha um papel crucial na evolução da galáxia, extraindo gás e poeira do turbilhão de formação de estrelas e finalmente abastecendo de material o buraco negro central da galáxia.

Fonte: NASA

Morte prematura de estrela é confirmada

Um grupo de astrônomos brasileiros observou uma dupla de objetos celestes bastante rara na Via Láctea, composta por uma anã branca de baixíssima massa e uma anã marrom.

© UCL/Mark Garlick (ilustração de sistema binário contendo anã branca e anã marrom)

Ao analisá-las mais detidamente foi constatado algo incomum: a anã branca, que corresponde ao estágio final de uma estrela de massa intermediária (com aproximadamente 0,5 a 8 vezes a massa do Sol), teve sua trajetória interrompida precocemente por sua companheira, uma anã marrom, que a abateu prematuramente por perda de matéria.

As observações, realizadas entre 2005 e 2013 no Observatório do Pico dos Dias em Brazópolis (MG) e no banco de dados públicos do telescópio William Herschel, localizado nas Ilhas Canárias.

O sistema binário  HW Vir, HS 2231+2441, é relativamente raro, ele é composto por uma anã branca que tem entre dois e três décimos da massa do Sol e uma temperatura superficial de 28,5 mil Kelvin e uma anã marrom que possui massa entre 36 a 46 massas de Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar. Os pesquisadores derivaram duas soluções possíveis para HS 2231+2441, fornecendo as massas das componentes: M₁ = 0,19 M⊙ e M₂ = 0,036 M⊙ ou M₁ = 0,288 M⊙ e M₂ = 0,046 M⊙.

Este tipo de sistema binário fornece uma maneira direta de medir as propriedades fundamentais, tais como: as massas e osraios de seus componentes, portanto, são cruciais para estudar a formação de estrelas sdB (subanã de tipo espectral B) e anãs brancas de baixa massa, a fase de envelope comum e a pré-fase das variáveis ​​cataclísmicas.

Ela começou a interagir não só gravitacionalmente, mas também transferir massa para sua companheira. Esta transferência de massa da estrela mais massiva, que é o objeto primário, para sua companheira, que é o objeto secundário, ocorreu de forma desenfreada e instável e em um curto espaço de tempo. O objeto secundário foi atraído e englobado pela atmosfera do primário, chamada de envelope, onde começou a orbitar. Durante este processo de atração, o objeto secundário perdeu o momento angular orbital (grandeza física associada ao movimento de translação de um corpo) devido ao choque e ao atrito com o envelope do objeto primário, que foi transformado em energia cinética para o envelope.

Quando a energia transferida pelo objeto secundário chegou a um ponto em que superou a força gravitacional que mantinha o envelope preso ao núcleo do objeto primário, ocorreu uma grande ejeção de matéria do sistema, deixando o objeto primário despido, com apenas seu núcleo de hélio exposto. Como a matéria ejetada corresponde a uma grande parcela da massa do objeto primário, ela teve sua morte prematura decretada uma vez que, nesta condição, não conseguiu queimar mais hélio de seu núcleo e gerar luz própria. Por isso, passou a ser considerada uma anã branca.

A atual anã marrom, também deve ter ganhado um pouco de matéria quando dividiu o envelope com a anã branca, mas que não foi suficiente para chegar a ser uma nova estrela.

Antes de ser rebaixada a esta condição, a anã branca era uma estrela normal. Por ser mais massiva do que sua companheira ela evoluiu mais rapidamente, gerando um núcleo de hélio ao queimar hidrogênio durante sua existência. Durante a queima de hidrogênio de forma acelerada na camada que envolve o núcleo de hélio, a estrela caminhava rumo à categoria de gigantes vermelhas, que é a trajetória natural de estrelas do tipo solar, e pode ter atingido um raio maior que a distância da Terra ao Sol (cerca de 150 milhões de quilômetros).

A descoberta deste sistema binário, composto por um objeto com seu núcleo exposto orbitando em torno de outro objeto frio em um curto período de tempo, de aproximadamente três horas, poderá contribuir para entender melhor como objetos quentes e compactos como as anãs brancas de baixa massa, descobertas há pouco tempo, são gerados.

Esta classe de objetos mortos só pode ser formada dentro de sistemas binários, considerando a idade do Universo. Cerca da metade das estrelas de baixa massa na Via Láctea são sistemas binários. Entre as estrelas de alta massa, este índice chega a quase a totalidade e 75% deles vão interagir de alguma forma, como troca de matéria, acréscimo da velocidade de rotação das componentes e fusão. Por isso sistemas binários são cruciais para entendermos o ciclo de vida das estrelas.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Estudo de Marte fornece indícios sobre possível berço da vida

A descoberta de evidências de antigos depósitos hidrotermais em Marte identifica uma área no Planeta Vermelho que poderá fornecer pistas sobre a origem da vida na Terra.

© NASA/JPL-Caltech/Mars Reconnaissance Orbiter (região Eridania de Marte)

Um recente relatório internacional examina observações da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA de enormes depósitos numa bacia no sul de Marte. Os autores interpretam os dados como evidências de que estes depósitos foram formados por água aquecida por uma parte vulcanicamente ativa da crosta do planeta que penetrava no fundo de um grande mar há muito tempo atrás.

"Mesmo que nunca encontremos provas de vida em Marte, este local pode dizer-nos mais sobre o tipo de ambiente onde a vida pode ter começado na Terra," comenta Paul Niles do Centro Espacial Johnson da NASA, em Houston, EUA. "A atividade vulcânica, combinada com água parada, forneceram condições que provavelmente eram semelhantes às condições que existiam na Terra aproximadamente no mesmo momento, quando a vida estava se desenvolvendo aqui."

Marte hoje não tem águas paradas nem atividade vulcânica. Os pesquisadores estimam uma idade de aproximadamente 3,7 bilhões de anos para os depósitos marcianos atribuídos à atividade hidrotermal no fundo do mar. As condições hidrotermais submarinas na Terra, são um forte candidato para onde e quando a vida na Terra começou. A Terra ainda tem tais condições, onde muitas formas de vida prosperam graças à energia química extraída das rochas, sem luz solar. Mas devido à crosta ativa da Terra, o nosso planeta possui poucas evidências geológicas diretas preservadas destes tempos em que a vida começou. A possibilidade de atividade hidrotermal submarina no interior de luas geladas como Europa em Júpiter e Encélado em Saturno alimenta o seu interesse como destinos na procura por vida extraterrestre.

As observações do instrumento CRISM (Compact Reconnaissance Spectrometer for Mars) a bordo da MRO forneceram os dados para a identificação de minerais em depósitos massivos no interior da bacia Eridania de Marte, situada numa região com algumas das crostas expostas mais antigas do Planeta Vermelho.

"Este local dá-nos uma história convincente para um mar profundo e de longa duração e para um ambiente hidrotermal profundo," explica Niles. "Evoca os ambientes hidrotermais profundos da Terra, semelhantes aos ambientes onde a vida pode ser encontrada em outros mundos, vida que não precisa de uma atmosfera agradável ou de uma superfície temperada, mas apenas rochas, calor e água."

Os pesquisadores estimam que o antigo mar de Eridania continha cerca de 210.000 quilômetros cúbicos de água. Este valor é equivalente à soma de todos os outros lagos e mares no passado de Marte e cerca de nove vezes o volume total combinado dos Grandes Lagos da América do Norte. A mistura de minerais identificada a partir dos dados do espectrômetro, incluindo serpentina (silicato), talco e carbonato, e a forma e textura das espessas camadas rochosas, levaram à possível identificação de depósitos hidrotermais. A área tem fluxos de lava que sucedem ao desaparecimento do mar. Os cientistas citam-nos como evidências de que esta é uma área da crosta de Marte com uma suscetibilidade vulcânica que também terá produzido efeitos anteriores, quando o mar ainda estava presente.

O novo trabalho acrescenta à diversidade de tipos de ambientes molhados para os quais existem evidências em Marte, incluindo rios, lagos, deltas, mares, fontes termais, águas subterrâneas e erupções vulcânicas sob o gelo.

Os antigos depósitos hidrotermais no fundo do mar da bacia Eridania representam uma nova categoria de alvo astrobiológico em Marte. Os depósitos no fundo do mar de Eridania não são apenas de interesse para a exploração de Marte, também representam uma janela para o início da Terra. Isto porque as evidências mais antigas de vida na Terra vêm de depósitos marinhos de origem e idade semelhantes, mas o registo geológico destes antigos ambientes terrestres está muito pouco preservado.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A montanha Ahuna Mons em Ceres

O que criou esta montanha incomum?

© NASA/Dawn (montanha Ahuna Mons em Ceres)

A Ahuna Mons é a maior montanha conhecida do planeta anão Ceres do Sistema Solar, que orbita o Sol no cinturão principal de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter. A Ahuna Mons, não é parecida com nada que a humanidade viu antes. Isso por uma razão, suas encostas são decorados não com antigas crateras, mas com estruturas raiadas jovens.

Uma hipótese afirma que a Ahuna Mons é um vulcão de gelo formado pouco depois de um grande impacto ocorrido do lado oposto do planeta anão, e que soergueu o terreno com a propagação das ondas sísmicas. As raias brilhantes podem ser sais com alta reflectância, que são semelhantes a outros materiais encontrados nos famosos pontos brilhantes de Ceres.

A imagem digital acima foi construída através de mapas obtidos da superfície do de Ceres pela missão robótica Dawn da NASA, que teve a altura duplicada para realçar as características da montanha.

Fonte: NASA

O tamanho pode ser enganador

No que diz respeito às galáxias, o tamanho pode ser ilusório.

© Hubble (ESO 553-46)

Algumas das maiores galáxias do Universo estão dormentes, enquanto algumas galáxias anãs, como a ESO 553-46, retratada aqui pelo telescópio espacial Hubble, podem produzir estrelas a uma taxa elevada. A galáxia anã ESO 553-46 tem uma das maiores taxas de formação de estrelas de aproximadamente 1.000 galáxias mais próximas da Via Láctea. Uma grande proeza para uma galáxia tão diminuta!

Aglomerados de estrelas jovens e quentes estão presentes na galáxia, vistos com um azul brilhante. A intensa radiação que produzem também faz com que o gás circundante se acenda, visto em vermelho incandescente nesta imagem. A pequena massa e a coloração distinta das galáxias deste tipo levaram os astrônomos a classificá-las adequadamente como anãs compactas azuis (BCD).

Faltando o núcleo e a estrutura nítidos que muitas galáxias maiores possuem, como a Via Láctea, as BCDs como o ESO 553-46 são compostas por muitos aglomerados de estrelas unidos pela gravidade. Sua composição química é interessante, uma vez que elas contêm poeira relativamente pequena e poucos elementos mais pesados ​​do que o hélio, que são produzidos em estrelas e distribuídos por explosões de supernova. Tais condições são surpreendentemente semelhantes às que existiam no Universo primordial, quando as primeiras galáxias começaram a se formar.

Fonte: ESA

Encontrados pares de buracos negros gigantes

Astrônomos identificaram uma colheita abundante de buracos negros supermassivos duplos nos centros de galáxias.

© NASA/Chandra/A. Hobart (ilustração de um par de buracos negros supermassivos)

Esta descoberta pode ajudar na compreensão da maneira como os buracos negros gigantes crescem e como podem produzir as mais fortes ondas gravitacionais do Universo.

As novas evidências revelam cinco pares de buracos negros supermassivos, cada contendo milhões de vezes a massa do Sol. Estes pares de buracos negros formaram-se quando duas galáxias colidiram e se fundiram umas com as outras, forçando a aproximação entre os seus buracos negros supermassivos.

Os pares de buracos negros foram descobertos através da combinação de dados de vários observatórios, incluindo o observatório de raios X Chandra, do WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) e do LBT (Large Binocular Telescope).

"Os astrônomos já encontraram buracos negros individuais por todo o Universo," afirma Shobita Satyapal, da Universidade George Mason (EUA), que liderou um dos dois artigos que descreve estes resultados. "Mas, embora tenhamos previsto que cresçam rapidamente quando estão em interação, os buracos negros supermassivos duplos têm sido difíceis de serem encontrados."

Antes deste estudo conheciam-se menos de dez pares confirmados de buracos negros, graças a estudos de raios X e com base principalmente em detecções fortuitas. Para realizar uma pesquisa sistemática, a equipe teve que examinar cuidadosamente os dados de telescópios que detectam diferentes comprimentos de onda da luz.

Começando com o projeto Galaxy Zoo, os pesquisadores usaram dados ópticos do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) para identificar galáxias onde parecia que havia uma fusão entre duas galáxias menores. A partir deste conjunto, selecionaram objetos cuja separação entre os centros das duas galáxias nos dados do SDSS era inferior a 30.000 anos-luz, e cujas cores infravermelhas dos dados do WISE correspondiam àquelas previstas para um buraco negro supermassivo em rápido crescimento.

Com esta técnica, encontraram sete sistemas em fusão com pelo menos um buraco negro supermassivo. Dado que a forte emissão de raios X é uma característica dos buracos negros supermassivos em crescimento, os pesquisadores observaram estes sistemas com o Chandra. Encontraram pares íntimos de fontes de raios X em cinco destes sistemas, fornecendo evidências convincentes de que contêm dois buracos negros supermassivos em crescimento.

© Chandra/WISE/LBT/SDSS/A. Hobart (dois pares de buracos negros supermassivos)

Tanto os dados de raios X do Chandra como as observações infravermelhas sugerem que os buracos negros supermassivos estão "enterrados" em grandes quantidades de gás e poeira.

"O nosso trabalho mostra que a combinação de uma seleção infravermelha com acompanhamento de raios X é um procedimento muito eficaz para encontrar estes pares de buracos negros," comenta Sara Ellison da Universidade de Victoria, no Canadá. "Os raios X e a detecção infravermelha são capazes de penetrar as nuvens obscuras de gás e poeira que rodeiam estes pares de buracos negros, sendo depois necessária a visão nítida do Chandra para os separar."

A equipe usou dados ópticos adicionais do levantamento MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory) para identificar um dos novos pares de buracos negros. Um membro deste buraco negro binário é particularmente poderoso, tendo a maior luminosidade em raios X já observada, até à data, com o Chandra num par de buracos negros.

Este trabalho tem implicações para o campo crescente da astrofísica de ondas gravitacionais. Enquanto que os cientistas que utilizam o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) já detectaram sinais da fusão de buracos negros, estes buracos negros são da variedade menor, com massas entre oito e 36 vezes a massa do Sol.

Os buracos negros em fusão nos centros das galáxias são muito maiores. Quando estes buracos negros supermassivos se atraem uns aos outros, começam a produzir ondas gravitacionais. A eventual fusão de dois buracos negros supermassivos leva à formação de um buraco negro ainda maior. Este processo produziria uma quantidade surpreendente de energia quando parte da massa fosse convertida em ondas gravitacionais.

"É importante compreender quão comuns são os pares de buracos negros supermassivos, para ajudar a prever os sinais dos observatórios de ondas gravitacionais," comenta Satyapal. "Com as experiências já existentes e com as prestes a chegar, esta é um momento emocionante para investigar a fusão de buracos negros. Estamos nos estágios iniciais de uma nova era na exploração do Universo."

O LIGO não é capaz de dectetar ondas gravitacionais oriundas de pares de buracos negros supermassivos. Ao invés, redes como o NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves) estão atualmente realizando estas pesquisas. No futuro, o projeto LISA (Laser Interferometer Space Antenna) também poderá procurar estas ondas gravitacionais.

Quatro dos candidatos a buraco negro duplo foram divulgados num artigo por Satyapal et al., recentemente aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal. O outro candidato a buraco negro duplo foi divulgado num artigo por Ellison et al., publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Misteriosa diminuição de brilho da Estrela de Tabby

Um dos objetos estelares mais misteriosos pode revelar finalmente alguns dos seus segredos.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de anel disforme de poeira ao redor da Estrela de Tabby)

Chamada KIC 8462852, também conhecida como Estrela de Boyajian, ou Estrela de Tabby, o objeto sofreu diminuições incomuns de brilho; o telescópio espacial Kepler da NASA até observou um escurecimento de até 20% em questão de dias. Além disso, a estrela tem tido tendências enigmáticas de atenuação muito mais sutis a longo prazo e uma continua ainda hoje. Este comportamento é inesperado para estrelas normais ligeiramente mais massivas que o Sol. As especulações têm incluído a ideia de que a estrela engoliu um planeta instável, fazendo com que o seu brilho diminua.

Um novo estudo, com base em dados das missões Swift e Spitzer da NASA bem como do observatório belga AstroLAB IRIS, sugere que a causa do escurecimento em longos períodos é provavelmente uma nuvem de poeira disforme que se move em torno da estrela. Isto destrói a ideia de especulações mais exóticas.

Mas os pesquisadores encontraram menos diminuições estelares no infravermelho do que no ultravioleta. Qualquer objeto maior do que partículas de poeira escureceria todos os comprimentos de onda de forma igual quando passasse em frente da Estrela de Tabby. Suspeita-se que existe uma nuvem de poeira em órbita da estrela com um período de aproximadamente 700 dias.

Nós discernimos o escurecimento uniforme da luz muitas vezes no nosso quotidiano: se formos à praia durante um dia limpo e utilizarmos um chapéu de praia, ele reduzirá a quantidade de luz solar que atingirá os nossos olhos em todos os comprimentos de onda. Mas se esperarmos pelo pôr-do-Sol, o Sol parecerá vermelho porque a luz azul e ultravioleta será espalhada por partículas pequenas. O novo estudo sugere que os objetos que provocam o escurecimento de longo período da Estrela de Tabby não podem ter mais do que alguns micrômetros em diâmetro.

Entre janeiro e dezembro de 2016, os pesquisadores observaram a Estrela de Tabby no ultravioleta usando o Swift e no infravermelho usando o Spitzer. Complementando os telescópios espaciais, os cientistas também observaram a estrela no visível durante o mesmo período usando o AstroLAB IRIS, um observatório público com um telescópio refletor de 27 polegadas localizado perto da vila belga de Zillebeke.

Com base no forte mergulho ultravioleta, foi determinado que as partículas de bloqueio devem ser maiores do que a poeira interestelar, pequenos grãos que podem ser encontrados entre a Terra e a estrela. Tais partículas pequenas não podiam permanecer em órbita da estrela porque a pressão da sua luz as empurraria para o espaço. A poeira que orbita uma estrela, chamada poeira circunstelar, não é tão pequena para voar para longe, mas também não é suficientemente grande para bloquear uniformemente a luz em todos os comprimentos de onda. Esta é considerada, atualmente, a melhor explicação, embora outras sejam possíveis.

Os cientistas-cidadão fazem parte integrante da exploração da Estrela de Tabby desde a sua descoberta. A luz deste objeto foi identificada, ao início, como "bizarra" e "interessante" pelos participantes do projeto Planet Hunters, que permite com que qualquer pessoa procure planetas nos dados do Kepler. O trabalho recente sobre o escurecimento de longo período envolve astrônomos amadores que fornecem suporte técnico e de software ao AstroLAB.

Embora os autores do estudo tenham uma boa ideia da razão porque a Estrela de Tabby diminui de brilho a longo prazo, não abordaram os eventos de atenuação de curto prazo que aconteceram em períodos de três dias em 2017. Também não se debruçaram sobre o mistério das grandes diminuições de 20% que o Kepler observou enquanto estudava o campo de Cisne da sua missão primária. Investigações anteriores com o Spitzer e com o WISE sugeriram um aglomerado de cometas como responsável pelas diminuições mais curtas. Os cometas também são uma das fontes mais comuns de poeira que orbitam as estrelas e, como tal, também podem estar relacionados com o escurecimento de longo período.

Agora que o Kepler explora outras áreas do céu na sua missão atual, de nome K2, já não consegue acompanhar a Estrela de Tabby, mas os telescópios do futuro podem ajudar a revelar mais segredos sobre este misterioso objeto.

A Estrela de Tabby pode ter uma espécie de ciclo de atividade estelar.

O novo estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Arizona

Bolhas no espaço

A uma distância de apenas 160.000 anos-luz, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC) é uma das companheiras mais próximos da Via Láctea.

© Hubble (Nebulosa Favo de Mel)

É também o lar de uma das maiores e mais intensas regiões de formação de estrelas ativas que se sabe em qualquer lugar do nosso bairro galáctico, a Nebulosa da Tarântula. Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra os filamentos de gás spiderly, a aparência araneiforme inspira o nome da região e a estrutura intrigante de "bolhas" empilhadas que formam a chamada Nebulosa Favo de Mel (na parte inferior esquerda).

A Nebulosa Favo de Mel foi encontrada por astrônomos que utilizaram o New Technology Telescope do ESO captar a SN1987A, a supernova observada mais próxima da Terra em mais de 400 anos. A estranha forma de bolha da nebulosa desconcertou os astrônomos desde sua descoberta no início dos anos 90. Várias teorias foram propostas para explicar sua estrutura única, algumas mais exóticas do que outras.

Em 2010, um grupo de astrônomos estudou a nebulosa e, usando análises avançadas de dados e modelagem computacional, chegou à conclusão de que sua aparência única é provavelmente devido ao efeito combinado de duas supernovas, uma explosão mais recente percorreu o escudo em expansão do material criado por uma explosão mais antiga. A aparência especialmente notável da nebulosa é suspeita de ser devido a um ângulo de visão fortuito; o efeito de favo de mel das conchas circulares pode não ser visível a partir de outro ponto de vista.

Fonte: ESA

ALMA e Rosetta detectam freon-40 no espaço

Observações realizadas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e a missão Rosetta da ESA, revelaram a presença do haloalcano freon-40 no gás ao redor de uma estrela recém-formada e também de um cometa.

© NASA/JPL-Caltech/NRAO/B. Saxton (freon-40 no gás de protoestrela)

Os haloalcanos formam-se por processos orgânicos na Terra, mas esta é a primeira vez que são detectados no espaço interestelar. Esta descoberta sugere que os haloalcanos possam não ser tão bons marcadores de vida como se pensava, mas sim componentes significativos do material que forma os planetas. Este resultado sublinha o desafio de encontrar moléculas que possam indicar a presença de vida fora da Terra.

Uma equipe de astrônomos encontrou traços do componente químico freon-40 (CH3Cl), também conhecido por cloreto de metila ou clorometano, em torno tanto da protoestrela IRAS 16293-2422, um sistema estelar binário rodeado por uma nuvem molecular na região de formação estelar Rho Ophiuchi, situado a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra, como do famoso cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko no nosso Sistema Solar. Trata-se da primeira detecção de um haloalcano no espaço interestelar.

Os haloalcanos consistem em halógenos, tais como o cloro e o flúor, ligados ao carbono e às vezes a outros elementos. Na Terra, estes componentes são criados por processos biológicos em organismos que vão desde os humanos aos fungos, assim como por processos industriais, tais como a produção de tintas e medicamentos. O freon foi muito usado como gás de refrigeração, mas atualmente encontra-se banido uma vez que tem um poder destrutivo sobre a camada protetora de ozônio da Terra.

A descoberta de um destes compostos, o freon-40 ou solvente R-40, em locais onde ainda não existe vida, pode ser vista como desapontante, uma vez que trabalhos anteriores sugeriam que estas moléculas poderiam indicar a presença de vida.

“Encontrar o haloalcano freon-40 próximo destas estrelas jovens do tipo solar foi surpreendente,” disse Edith Fayolle, uma pesquisadora do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. “Não tínhamos simplesmente previsto a sua formação e ficamos surpresos por encontrar este composto em concentrações tão significativas. É agora claro que estas moléculas se formam prontamente em maternidades estelares, dando-nos pistas importantes sobre a evolução química dos sistemas planetários, incluindo o nosso.”

O trabalho de investigação relativo aos exoplanetas já avançou para além da descoberta de planetas, atualmente já são conhecidos mais de 3.000 exoplanetas, para a procura de marcadores químicos que poderão indicar a presença de potencial vida. Neste contexto, um passo vital é determinar quais as moléculas que poderão indicar a presença de vida, no entanto estabelecer marcadores viáveis permanece um processo complicado.

“A descoberta de haloalcanos no meio interestelar ajuda-nos também a descobrir as condições de partida da química orgânica nos planetas. Tal química é um passo importante na descoberta da origem da vida,” acrescenta Karin Öberg, uma das co-autora deste estudo. “Com base na nossa descoberta, os haloalcanos são provavelmente um constituinte da chamada sopa primordial, encontrados tanto na Terra jovem como em exoplanetas rochosos em formação.”

Este fato sugere que os astrônomos possam ter visto as coisas ao contrário; em vez de indicarem a presença de vida, os haloalcanos podem antes ser um elemento importante na química, ainda pouco conhecida, da origem da vida.

”Este resultado mostra o poder do ALMA em detectar moléculas com interesse astrobiológico em estrelas jovens onde planetas podem estar se formando. Com o auxílio do ALMA já encontramos açúcares simples e precursores de aminoácidos em torno de estrelas diferentes. Esta descoberta adicional de freon-40 em torno do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko fortalece a ligação entre a química pré-biológica de protoestrelas distantes e o nosso próprio Sistema Solar,” acrescenta Jes Jørgensen, do Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhagen.

Os astrônomos também compararam as quantidades relativas de freon-40 que contêm diferentes isótopos de carbono na protoestrela e no cometa, e encontraram abundâncias semelhantes. Este fato apoia a ideia de que um sistema planetário jovem pode “herdar” a composição química da sua nuvem de formação progenitora, possibilitando assim que os haloalcanos cheguem aos planetas em sistemas jovens durante a formação planetária ou através de impactos de cometas.

“Os nossos resultados mostram que ainda temos muito que aprender sobre a formação dos haloalcanos,” conclui Fayolle. “A procura adicional destes compostos em torno de outras protoestrelas e cometas torna-se crucial para compreendermos esta questão.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Protostellar and Cometary Detections of Organohalogens” de E. Fayolle et al., publicado hoje na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Revisitando a maior estrela hipergigante amarela descoberta até hoje

Pode não parecer grande coisa, mas esta mancha gorda mostra a notável estrela chamada V766 Centauri (V766 Cen) e a sua companheira próxima.

© ESO/VLTI (V766 Centauri)

A fotografia acima mostra a V766 Cen em três períodos de tempo diferentes. Na realidade, as imagens contêm tanto a V766 Cen como a sua companheira, na primeira imagem a companheira passa por trás da V766 Cen, mas na segunda e terceira imagens a companheira está passando em frente e pode ser vista como uma mancha brilhante.

Esta estrela foi estudada e classificada pela primeira vez há alguns anos atrás por pesquisadores que usaram o Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do ESO, quando se descobriu que este objeto era uma hipergigante amarela, um tipo extremamente raro de estrela muito massiva e luminosa e extremamente grande! Com mais de 1.400 vezes o diâmetro do Sol, a V766 Cen não é apenas a maior estrela do seu tipo descoberta até hoje, é também uma das dez maiores já descobertas.

No entanto, um estudo recente sugeriu que a V766 Cen estaria na fase anterior à de uma hipergigante amarela: uma supergigante vermelha evoluída perdendo massa tão depressa que eventualmente fará de novo a transição para uma supergigante amarela mais quente durante um curto período de tempo. De qualquer modo, esta estrela é um verdadeiro monstro e de grande interesse para os cientistas que querem saber mais sobre esta fase rara do ciclo de vida das estrelas.

Uma equipe de astrônomos usou de novo o VLTI para estudar a V766 Cen com maior detalhe. Usando a rede dos quatro telescópios auxiliares e um instrumento montado no VLTI chamado PIONER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment), a equipe obteve imagens de grande precisão da V766 Centauri e da sua companheira. Os cientistas descobriram que esta companheira é menor e mais fria que a sua parceira, provavelmente uma gigante ou supergigante fria com um raio de cerca de 650 vezes o do Sol. Pensa-se que as estrelas massivas têm tipicamente companheiras próximas, as quais desempenham um papel importante nos processos de evolução estelar.

Fonte: ESO

A atividade da galáxia Mrk 533

Se você acha que sua vida está ocupada, imagine a vida da Mrk 533, também denominada NGC 7674, uma galáxia espiral barrada localizada na direção da constelação de Pegasus.

© Hubble (Mrk 533)

Esta galáxia ativa é o membro maior e mais brilhante de seu grupo, e suas forças de maré são testemunho de sua existência conturbada, onde as interações com seus companheiros estão literalmente dilacerando a galáxia em todas as direções.

Uma destas interações pode ter chegado um pouco perto demais. Novas observações relatadas na Nature Astronomy revelam uma fonte de rádio dupla no centro de Mrk 533, possivelmente a emissão de um par de buracos negros supermassivos separados por apenas 0,35 parsec (1 ano-luz). O par mais próximo de buracos negros supermassivos conhecidos até agora, descobertos na galáxia 0402+379, orbita 24 anos-luz.

As atrações gravitacionais de galáxias menores provavelmente são responsáveis ​​pelo gás que está colapsando e abastecendo o par de buracos negro no núcleo da Mrk 533. Mesmo que vejamos o rosto da galáxia, as observações mostram que vemos os buracos negros centrais, e um grosso véu de poeira e gás que esconde grande parte da emissão. Preeti Kharb (National Centre for Radio Astrophysics, Índia) e colegas usaram o Very Long Baseline Interferometer (VLBI) para compartilhar este véu e o núcleo da Mrk 533. Explorando várias frequências de rádio, a equipe descobriu que a única fonte de emissão de rádio ocorreu em duas fontes a 15 GHz.

Uma possibilidade é que as ondas de rádio emanam de um par de buracos negros supermassivos com uma massa combinada de 400 milhões de sóis, orbitando um ao outro durante um ano-luz. Se assim for, então este é o par mais próximo de buracos negros centrais detectados através de imagem direta.

Espera-se que grandes galáxias cresçam por fusão com outras galáxias, e as galáxias maiores possuem um buraco negro supermassivo. Portanto, é natural que algumas galáxias grandes nos estágios tardios de uma fusão não acolheriam um, mas dois buracos negros. Mas tais pares, especialmente os próximos, provaram ser surpreendentemente difíceis de serem encontrados.

Sem muitos exemplos para orientá-los, os teóricos se esforçaram para entender como dois buracos negros supermassivos oscilam mutuamente numa velocidade tremenda, podendo perder bastante impulso angular para se fundirem. Pode ser que as interações dos buracos negros com gás e poeira circundantes os ajudem a se unirem.

Este núcleo duplo de rádio duplo ainda é rotulado como um candidato a binário de buraco negro supermassivo. As observações do VLBI apenas detectam a fonte dupla na Mrk 533 em uma única frequência, é difícil esgueirar os espectros das fontes e descartar alternativas para a emissão de rádio. É possível, por exemplo, que uma das fontes de rádio seja um buraco negro, mas o outro é simplesmente o jato do buraco negro em vez de outro buraco negro.

Entretanto, existem alguns fatores que favorecem o cenário do duplo buraco negro. Por exemplo, os pequenos jatos emissores de rádio da Mrk 533, que prorrogam cerca de 2.000 anos-luz, têm uma forma Z incomum. Esta morfologia é pensada como resultado dos efeitos combinados da fusão da galáxia seguida pela formação do binário massivo.

Fonte: Sky & Telescope

Progenitora da Supernova de Tycho não era quente nem luminosa

Uma equipe internacional de cientistas da Universidade de Monash (Melbourne, Austrália), das Universidades de Townson e Pittsburgh (EUA) e do Instituto Max Planck para Astrofísica, lançou nova luz sobre as origens da famosa supernova de Tycho.

© Chandra/DSS (remanescente de supernova de Tycho)

A pesquisa desmantela a visão comum de que a supernova de Tycho teve origem em uma anã branca, que acretava lentamente matéria da sua companheira num sistema binário.

As supernovas do Tipo Ia (SNe Ia) servem como "velas padrão" da cosmologia observacional moderna; também desempenham um papel vital na evolução química galáctica. No entanto, a origem destas gigantescas explosões cósmicas permanece incerta. Embora exista um consenso quase universal de que as SNe Ia sejam resultado da interrupção termonuclear de uma anã branca, composta por carbono e oxigênio, atingindo o limite de massa de Chandrasekhar (cerca de 1,4 vezes a massa do nosso Sol), a natureza exata das suas progenitoras é ainda desconhecida. A anã branca pode estar acumulando gradualmente matéria de uma estrela companheira, alcançando assim o limite de massa de Chandrasekhar, e a partir deste ponto começar a fuga nuclear; ou a explosão nuclear pode ser desencadeada pela fusão de duas anãs brancas num sistema binário compacto. Estes dois cenários diferem dramaticamente ao nível de emissão eletromagnética esperada da progenitora durante os milhões de anos que antecedem a explosão.

Uma anã branca que acumula material da estrela companheira torna-se uma fonte abundante de raios X e radiação UV extrema, o canônico cenário de acreção implica uma progenitora quente e luminosa que ioniza todo o gás circundante dentro de um raio de  aproxidamente 10 a 100 parsecs (cerca de 300 anos-luz), a chamada esfera de Strömgren. Depois da anã branca desencadear a explosão de supernova, a fonte da emissão ionizante desaparece. No entanto, o gás interestelar demora muito tempo para se recombinar e para se tornar novamente neutro, uma nebulosa ionizada continuará existindo em torno da supernova até mais ou menos 100.000 anos após a explosão. Assim, a detecção de pequenas quantidades de gás neutro na vizinhança da supernova pode ajudar a colocar restrições sobre a temperatura e luminosidade da progenitora.

Há 445 anos, Tycho Brahe observou uma nova estelar no céu noturno. Mais brilhante que Vênus quando apareceu pela primeira vez, desvaneceu ao longo do ano seguinte. Hoje, sabemos que Tycho tinha observado uma perturbação nuclear de uma anã branca, uma supernova do Tipo Ia. Graças à sua história e proximidade relativa com a Terra, a supernova de Tycho é um dos exemplos mais bem documentados de uma supernova do Tipo Ia.

A partir de observações ópticas do remanescente de supernova, nota-se que hoje ainda se expande para o gás principalmente neutro. Assim, usando o próprio remanescente como uma sonda do seu ambiente, foi possível excluir progenitoras luminosas e quentes que teriam produzido uma esfera de Strömgren maior que o raio do remanescente atual (~3 parsecs). Isto exclui, conclusivamente, anãs brancas que queimam, estavelmente, combustível nuclear (fontes de raios X), bem como a emissão de disco de uma anã branca com a massa de Chandrasekhar que acumularia mais de uma massa solar em aproximadamente 100 milhões de anos (novas recorrentes). A ausência de uma circundante esfera de Strömgren é consistente com a fusão de um binário composto por duas anãs brancas, embora outros cenários mais exóticos também sejam possíveis.

A pesquisa foi publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Astrophysics

Resolvendo o mistério das lâminas gigantes de gelo em Plutão

A missão New Horizons da NASA revolucionou o nosso conhecimento de Plutão quando passou pelo mundo distante em julho de 2015. Entre as suas muitas descobertas havia imagens de formações estranhas que se comparavam a gigantes lâminas de facas, cuja origem permanecia um mistério.

© NASA/JHUAPL/SwRI/New Horizons (terreno laminado de Plutão)

Agora, os cientistas apresentaram uma explicação fascinante para este "terreno laminado": as estruturas são feitas quase inteiramente de metano gelado, e provavelmente foram formadas como um tipo específico de erosão que esculpiu as suas superfícies, deixando para trás figuras dramáticas e divisões acentuadas.

Estes sulcos geológicos irregulares encontram-se às maiores altitudes da superfície de Plutão, perto do seu equador, e podem subir muitas dezenas de metros no céu. São das características mais intrigantes de Plutão, e parece agora que as lâminas estão relacionadas com o clima complexo e a história geológica de Plutão.

Uma equipe liderada pelo membro da New Horizons, Jeffrey Moore, pesquisador do Ames Research Center da NASA, determinou que a formação deste terreno laminado começa com o congelamento do metano na atmosfera a altitudes extremas em Plutão, da mesma maneira que a geada congela no chão aqui da Terra, ou até mesmo num congelador.

Este terreno consiste de depósitos altos de gelo de metano, ao contrário de apenas formar grandes gotas de gelo no chão. Parece que Plutão sofre variação climática e, por vezes, quando Plutão está um pouco mais quente, o metano gelado começa basicamente a evaporar-se, ou seja, sofre sublimação.

Podem ser encontradas estruturas semelhantes em campos de neve de alta altitude ao longo do equador da Terra, embora a uma escala muito diferente das lâminas em Plutão. As estruturas terrestres, chamadas penitentes, são formações de neve com apenas alguns metros de altura, com semelhanças impressionantes com o terreno muito maior e mais laminado em Plutão. A sua textura pontiaguda também se forma através da sublimação. Um exemplo de penitentes podem ser encontradas no lado sul da planície Chajnantor no Chile.

Esta erosão do terreno laminado de Plutão indica que o seu clima sofreu mudanças ao longo de grandes períodos de tempo - uma escala de milhões de anos - que provocam esta atividade geológica em curso. As condições climáticas iniciais permitiram com que o metano congelasse a superfície de alta elevação, mas à medida que o tempo avançava, estas condições mudaram, fazendo com que o gelo se transformasse em gás.

Como resultado desta descoberta, sabemos agora que a superfície e o ar de Plutão são, aparentemente, muito mais dinâmicos do que se pensava anteriormente.

A identificação da natureza do exótico terreno laminado também nos leva mais perto de compreender a topografia global de Plutão. A sonda New Horizons forneceu dados espetaculares e de alta resolução de um lado do planeta anão, o chamado hemisfério de encontro, e observou o outro lado de Plutão em menor resolução.

Uma vez que o metano foi agora ligado a altas elevações, os cientistas podem usar dados que indicam onde o metano está presente no globo de Plutão para inferir quais os locais mais elevados. Isto fornece uma oportunidade para mapear as altitudes de algumas partes da superfície de Plutão não captadas em alta resolução, onde os terrenos laminados também parecem existir.

Embora a cobertura detalhada do terreno laminado de Plutão compreenda apenas uma pequena área, os pesquisadores da NASA e seus colaboradores foram capazes de concluir, a partir de vários tipos de dados, que estes sulcos afiados podem ser uma característica generalizada no chamado "lado distante" de Plutão, ajudando a desenvolver uma melhor compreensão da geografia global do planeta anão, do seu presente e do seu passado.

Fonte: Icarus

Detectadas ondas gravitacionais da fusão de um buraco negro binário

A colaboração LIGO e a colaboração Virgo anunciaram a primeira detecção conjunta de ondas gravitacionais com os detectores LIGO e Virgo.

© LIGO Caltech (mapa das ondas gravitacionais)

As áreas de origem da onda gravitacional são mapeadas através do céu neste gráfico. Nota-se que quanto menor é a área (GW170814) maior precisãoé a localização da fonte com três detectores.

Esta é a quarta detecção anunciada de um sistema composto por dois buracos negros e o primeiro sinal de onda gravitacional significativa registado pelo detector Virgo, e realça o potencial científico de uma rede de três detectores de ondas gravitacionais.

A observação dos três detectores foi feita no dia 14 de agosto de 2017 às 10:30:43 (UTC). Os dois detectores LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), localizados em Livingston, Louisiana e Hanford, Washington, ambos nos EUA, e o detector Virgo, localizado perto de Pisa, Itália, detectaram um sinal transiente de onda gravitacional produzido pela coalescência de dois buracos negros de massa estelar.

As ondas gravitacionais detectadas - ondulações no espaço e no tempo - foram emitidas durante os momentos finais da fusão de dois buracos negros com massas de mais ou menos 31 e 25 vezes a massa do Sol, localizados a 1,8 bilhões de anos-luz de distância. O buraco negro daí resultante tem aproximadamente 53 vezes a massa do nosso Sol, o que significa que cerca de 3 massas solares foram convertidas em energia de ondas gravitacionais durante a coalescência.

"Este é apenas o início das observações com a rede do Virgo e dos LIGO, trabalhando juntos," comenta David Shoemaker, do Massachusetts Institute of Technology (MIT).

O Advanced LIGO é uma segunda geração de detector de ondas gravitacionais que consiste de dois interferômetros idênticos em Hanford e Livingston, EUA, e usa interferometria laser de precisão para detectar ondas gravitacionais. Desde o início das observações em setembro de 2015, o Advanced Ligo realizou duas campanhas de observação. A segunda campanha de observação, "O2", teve lugar entre os dias 30 de novembro de 2016 e 25 de agosto de 2017.

O Advanced Virgo é o instrumento de segunda geração construído e operado pela colaboração Virgo para procurar ondas gravitacionais. Com o fim das observações do detector original em outubro de 2011, começou a integração do detector Advanced Virgo. Em abril deste ano o detetor avançado começou a trabalhar normalmente.

O detector Virgo juntou-se à campanha O2 no dia 1 de agosto de 2017 as 10:00 (UTC). A detecção em tempo real do dia 14 de agosto foi desencadeada com dados dos três instrumentos. O Virgo é, de momento, menos sensível que o LIGO, mas dois algoritmos de pesquisa independentes, baseados em toda a informação disponível dos três detectores, demonstrou também a evidência de um sinal nos dados do Virgo.

No geral, o volume do Universo que provavelmente contém a fonte encolheu por mais de um fator de 20 quando passando de uma rede composta por dois detectores para uma rede de três detectores. A região do céu em que GW170814 está localizado tem um tamanho de apenas 60 graus quadrados, mais de 10 vezes menor do que com os dados de apenas os dois interferômetros do LIGO; além disso, a precisão na qual a distância à fonte foi medida beneficia também com a adição do Virgo.

Uma área menor de busca permite observações de acompanhamento com telescópios e satélites à procura de eventos cósmicos capazes de produzir ondas gravitacionais e emissões de luz, como a colisão de estrelas de nêutrons.

"À medida que aumentamos o número de observações na rede internacional de ondas gravitacionais, não só melhoramos a localização da fonte, mas também recuperamos informações melhoradas de polarização que fornecem melhores dados sobre a orientação dos objetos em órbita bem como permitem novos testes da teoria de Einstein," comenta Fred Raab, diretor associado do LIGO para as operações de observação.

As instalações eletromagnéticas parceiras do LIGO e VIRGO, espalhadas pelo mundo, não detectaram uma contrapartida do evento GW170814, semelhante às três observações anteriores pelo LIGO das fusões de buracos negros. Os buracos negros produzem ondas gravitacionais, mas não produzem luz.

"Com esta primeira detecção conjunta pelos detectores LIGO e Virgo, demos um passo em frente no cosmos das ondas gravitacionais," afirma David H. Reitze do Caltech, diretor executivo do Laboratório LIGO. "O Virgo traz com ele uma nova e poderosa capacidade para detectar e melhor localizar fontes de ondas gravitacionais, que sem dúvida levará a resultados excitantes e imprevistos no futuro."

Um artigo sobre o evento foi aceito para publicação na revista Physical Review Letters.

Fonte: California Institute of Technology