Revelada a existência de raro asteroide duplo

Novas observações feitas por três dos maiores radiotelescópios do mundo revelaram que um asteroide descoberto no ano passado é na realidade dois objetos, cada com cerca de 900 metros de diâmetro, orbitando-se um ao outro.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do aspeto do binário 2017 YE5)

O asteroide próximo da Terra 2017 YE5 foi descoberto com observações fornecidas pelo projeto MOSS (Morocco Oukaimeden Sky Survey) no dia 21 de dezembro de 2017, mas não eram conhecidos detalhes acerca das propriedades físicas do objeto até ao final de junho. Este é apenas o quarto asteroide binário de "massa igual" próximo da Terra já detectado, constituído por dois objetos quase idênticos em tamanho, em órbita um do outro. As novas observações fornecem as imagens mais nítidas já obtidas deste tipo de asteroide binário.

© GSSR/NASA/JPL-Caltech (imagem de radar do binário 2017 YE5)

No dia 21 de junho, o asteroide 2017 YE5 fez a sua maior aproximação à Terra pelo menos dos próximos 170 anos, chegando a 6 milhões do nosso planeta, ou cerca de 16 vezes a distância à Lua. Nos dias 21 e 22 de junho, as observações pelo GSSR (Goldstone Solar System Radar) da NASA no estado norte-americano da Califórnia mostraram os primeiros sinais de que YE5 podia ser um sistema binário. As observações revelaram dois lóbulos distintos, mas a orientação do asteroide era tal que os cientistas não podiam ver se os dois corpos estavam separados ou unidos. Eventualmente, os dois objetos giraram para expor uma lacuna distinta entre eles.

Os cientistas do Observatório de Arecibo, em Porto Rico, já haviam planejado observar YE5, e foram alertados pelos seus colegas em Goldstone acerca das propriedades únicas do asteroide. No dia 24 de junho, os cientistas uniram-se com pesquisadores do GBO (Green Bank Observatory) e usaram os dois observatórios juntos numa configuração de radar bi-estática (na qual o Arecibo transmite o sinal de radar e o Green Bank recebe o sinal de retorno). Juntos, puderam confirmar que 2017 YE5 era composto por dois objetos separados. No dia 26 de junho, Goldstone e Arecibo confirmaram independentemente a natureza binária do asteroide.

As novas observações obtidas entre os dias 21 e 26 de junho indicam que os dois objetos giram em torno um do outro uma vez a cada 20 a 24 horas. Isto foi confirmado com observações ópticas das variações de brilho feitas por Brian Warner no CS3 (Center for Solar System Studies) em Rancho Cucamonga, Califórnia.

Imagens de radar mostram que os dois objetos são maiores do que o seu brilho óptico combinado originalmente sugeria, indicando que as duas rochas não refletem tanta luz solar quanto um típico asteroide rochoso. O 2017 YE5 é provavelmente tão escuro quanto carvão. As imagens do GSSR obtidas no dia 21 de junho também mostram uma diferença marcante na refletividade dos dois objetos, um fenômeno anteriormente inédito entre os mais de 50 outros asteroides binários estudados com radar desde 2000 (no entanto, a maioria destes asteroides binários consiste de um objeto maior e de um satélite muito menor). As diferenças de refletividade também aparecem nas imagens de Arecibo e sugerem que os dois objetos podem ter densidades e composições diferentes perto das suas superfícies ou diferentes rugosidades à superfície.

Os cientistas estimam que dos asteroides próximos da Terra com mais de 200 metros, cerca de 15% são binários com um objeto maior e um satélite muito menor. Os binários de massa igual como 2017 YE5 são muito mais raros. Os binários de contato, nos quais dois objetos de tamanho similar estão em contato, são responsáveis por outros 15% dos asteroides próximos da Terra maiores que 200 metros.

A descoberta da natureza binária do 2017 YE5 fornece uma importante oportunidade para melhorar a compreensão de diferentes tipos de binários e para estudar os mecanismos de formação entre binários e binários de contato, que podem estar relacionados. A análise da combinação entre as observações de radar e as observações no visível podem permitir com que os cientistas estimem as densidades dos objetos de 2017 YE5, o que irá melhorar a compreensão da sua composição e estrutura interna, e de como se formaram.

Fonte: Green Bank Observatory

Descoberto material orgânico nas Galáxias Antena

Após a realização de uma análise espectroscópica com o instrumento MUSE, no VLT (Very Large Telescope), no ESO (Chile), uma equipe liderada pela astrofísica Ana Monreal Ibero do IAC (Instituto de Astrofísicas das Canárias) provou a existência de bandas interestelares difusas nas Galáxias Antena, a 70 milhões de anos-luz da Terra.

© Hubble (Galáxias Antena)

Desta forma, mostrou que há provavelmente material orgânico em outras galáxias localizadas além da nossa vizinhança galáctica.

O espectro eletromagnético de um objeto celeste resulta da quebra da luz emitida nas suas cores constituintes. As características deste espectro, por exemplo, as cores dominantes ou ausentes, dizem-nos mais sobre as propriedades do objeto, como a sua velocidade em relação a nós e a sua composição química. Além disso, esta análise dá-nos informações sobre o material que a luz atravessa no caminho até nós e, em particular, sobre o meio interestelar. As bandas interestelares difusas são bandas escuras que aparecem nos espectros de objetos astronômicos associados com este meio e cuja origem é ainda hoje um mistério. Não podem ser explicadas pela presença de moléculas simples conhecidas e suspeita-se que sejam provocadas por material provavelmente orgânico.

A maioria dos estudos relacionados com as bandas interestelares difusas tem sido confinada a objetos na Via Láctea, uma vez que são características espectrais relativamente fracas. Existem algumas detecções de bandas interestelares difusas fora da nossa Galáxia, principalmente nas Nuvens de Magalhães, que são membros do Grupo Local de Galáxias, mas muito raramente têm sido detectadas bem além dos limites do Grupo Local. No entanto, quando olhamos para longe da Via Láctea, é de interesse observar como se comportam em condições interestelares altamente energéticas, como aquelas encontradas numa galáxia com formação estelar explosiva, onde as estrelas se formam a um ritmo muito maior do que na Via Láctea.

Estas observações de galáxias que nos rodeiam podem fornecer pistas adicionais sobre a possível natureza das moléculas que provocam bandas interestelares difusas, mas também podem fornecer ferramentas para caracterizar o meio interestelar ao qual pertencem.

"No nosso trabalho, exploramos o potencial da utilização de espectrógrafos de campo integral, como o HARMONI (um instrumento desenhado para o futuro telescópio de 39 metros, o E-ELT), em cuja construção o IAC participa," esclarece Ana Monreal. E acrescenta: "Para isso, usamos o que constitui, hoje, o instrumento MUSE no VLT, para obter dados do mais próximo sistema de galáxias espirais em fusão: as Galáxias Antena."

O MUSE obtém um grande número de espectros de uma área relativamente grande do céu a partir de uma única exposição. "Com base na adição do sinal de espectros vizinhos e cuidadosamente modelando e separando a emissão devida às estrelas e ao gás ionizado no sistema, conseguimos detectar o sinal de duas das mais bem conhecidas bandas interestelares difusas e as duas primeiras a serem identificadas, ao longo de mais de 200 e 100 linhas de visão independentes, respetivamente," explica Monreal.

Este estudo também compara as detecções obtidas pelo grupo com outras propriedades e componentes do meio interestelar neste sistema, em particular: a atenuação (diretamente relacionada com a quantidade de poeira) e a distribuição do hidrogênio atómico, do gás molecular e de algumas bandas na emissão infravermelha que também parecem estar associadas com compostos orgânicos.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Ondas gravitacionais podem revelar quão depressa o Universo se expande?

Desde que nasceu há 13,8 bilhões de anos, que o Universo tem vindo a expandir-se, arrastando centenas de bilhões de galáxias e estrelas, como passas numa massa que cresce rapidamente.

© MIT (simulação da fusão de um buraco negro e uma estrela de nêutrons)

Os astrônomos têm apontado telescópios para certas estrelas e outras fontes cósmicas a fim de medir a sua distância à Terra e quão rapidamente se afastam de nós, dois parâmetros essenciais para estimar a constante de Hubble, uma unidade de medida que descreve o ritmo de expansão do Universo.

Mas, até à data, os esforços mais precisos basearam-se em valores muito diferentes da constante de Hubble, não oferecendo uma resolução definitiva para exatamente quão depressa o Universo cresce. Esta informação pode desvendar as origens do Universo, bem como sobre o seu destino, se o cosmos se expandirá indefinidamente ou se acabará num colapso.

Agora, cientistas do Massachusetts Institute of Technology (MIT) e da Universidade de Harvard propuseram uma maneira mais precisa e independente de medir a constante de Hubble, usando ondas gravitacionais emitidas por um sistema relativamente raro: um sistema binário altamente energético composto por um buraco negro e por uma estrela de nêutrons. À medida que estes objetos se aproximam um do outro, devem produzir ondas gravitacionais e um surto de luz quando finalmente colidirem.

Os pesquisadores relatam que o lâmpejo de luz daria aos cientistas uma estimativa da velocidade do sistema, ou quão depressa se afasta da Terra. As ondas gravitacionais emitidas, se detectadas na Terra, deveriam fornecer uma medição precisa e independente da distância do sistema. Embora os sistemas constituídos por um buraco negro e por uma estrela de nêutrons sejam incrivelmente raros, os pesquisadores calculam que a detecção de apenas alguns destes deverá render o valor mais preciso, até agora, da constante de Hubble e do ritmo de expansão do Universo.

Recentemente foram feitas duas medições independentes da constante de Hubble, uma usando o telescópio espacial Hubble da NASA e outra usando o satélite Planck da ESA. A medição do telescópio espacial Hubble é baseada em observações de um tipo de estrela conhecida como variável Cefeida, bem como observações de supernovas. Ambos os objetos são considerados "velas padrão", devido ao padrão previsível de brilho que os cientistas podem usar para estimar a distância e a velocidade da estrela.

O outro tipo de estimativa é baseado em observações das flutuações no fundo cósmico de micro-ondas, a radiação eletromagnética deixada para trás no rescaldo do Big Bang, quando o Universo estava ainda na sua infância. Embora as observações por ambos os observatórios espaciais sejam extremamente precisas, as suas estimativas da constante de Hubble discordam significativamente.

O LIGO (Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory) detecta ondas gravitacionais, ondulações no espaço-tempo produzidas por fenômenos astrofísicos cataclísmicos.

Em 2017, os cientistas tiveram a sua primeira oportunidade para estimar a constante de Hubble a partir de uma fonte de ondas gravitacionais, quando o LIGO e o seu homólogo italiano Virgo detectaram pela primeira vez a colisão de um par de estrelas de nêutrons. A colisão liberou uma quantidade enorme de ondas gravitacionais, que os pesquisadores usaram para determinar a distância do sistema à Terra. A fusão também liberou um flash de luz, que foi observado com telescópios terrestres e espaciais a fim de determinar a velocidade do sistema.

Com ambas as medições, os cientistas calcularam um novo valor para a constante de Hubble. No entanto, a estimativa veio com uma incerteza relativamente grande de 14%, muito maior que os valores calculados usando os telescópios espaciais Hubble e Planck.

A grande parte da incerteza é devido a dificuldade de interpretar a distância de um binário de estrelas de nêutrons a partir da Terra usando as ondas gravitacionais que este sistema em particular libera.

Estes sistemas, que produzem um disco giratório de energia à medida que as duas estrelas de nêutrons espiralam em direção uma da outra, emitem ondas gravitacionais de maneira desigual. A maioria das ondas gravitacionais são disparadas para fora do centro do disco, enquanto uma fração muito menor escapa pelos limites. Se os cientistas detectarem um sinal de uma onda gravitacional, isso poderá indicar um de dois cenários: as ondas detectadas são provenientes da orla de um sistema muito próximo da Terra, ou as ondas são emanadas do centro de um sistema muito mais distante.

Em 2014, antes do LIGO fazer a primeira detecção de ondas gravitacionais, os pesquisadores observaram que um sistema binário composto por um buraco negro e por uma estrela de nêutrons poderia fornecer uma medição mais precisa da distância, em comparação com binários de estrelas de nêutrons. A equipe estava analisando a precisão com que se pode medir a rotação de um buraco negro, já que os objetos giram sob os seus próprios eixos, de forma semelhante à Terra, mas muito mais depressa.

Os cientistas simularam uma variedade de sistemas com buracos negros, incluindo binários de buracos negros e estrelas de nêutrons e binários de estrelas de nêutrons. Como resultado deste esforço, a equipe notou que eram capazes de determinar com maior precisão a distância dos binários compostos por um buraco negro e por uma estrela de nêutrons, em comparação com os binários compostos por duas estrelas de nêutrons. Isso deve-se à rotação do buraco negro em torno da estrela de nêutrons.

Entretanto, mesmo que os sistemas binários de estrelas de nêutrons superem os binários compostos por um buraco negro e por uma estrela de nêutrons por um fator de 50, este último tipo produziria uma constante de Hubble similar, em termos de precisão, em comparação com o primeiro.

De forma mais otimista, se os binários constituídos por um buraco negro e por uma estrela de nêutrons fossem ligeiramente mais comuns, mas ainda mais raros do que os binários de estrelas de nêutrons, o primeiro produziria uma constante de Hubble quatro vezes mais precisa.

O LIGO começará a obter dados novamente em janeiro de 2019, e será muito mais sensível, o que significa que podemos ver objetos mais distantes. Assim sendo, o LIGO deverá ver pelo menos um binário constituído por um buraco negro e por uma estrela de nêutrons, talvez no máximo 25, o que ajudará a resolver a tensão existente na medição da constante de Hubble, esperançosamente nos próximos anos.

Um artigo publicado na revista Physical Review Letters.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

O exoplaneta Ross 128b é viável para abrigar vida

O exoplaneta Ross 128b tem características viáveis para abrigar vida.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do planeta Ross 128b e sua estrela anã vermelha hospedeira)

Uma equipe coordenada por pesquisadores do Observatório Nacional (ON) do Brasil analisou as características físico-químicas do sistema extrassolar Ross 128, e constatou que este sistema guarda muitas semelhanças com o Sol e a Terra.

O grupo realizou um estudo detalhado das propriedades da estrela visando compreender melhor o exoplaneta Ross 128b, descoberto em 2017 por cientistas liderados pelo Instituto de Planetologia e Astrofísica de Grenoble, na França.

Ross 128b tem massa equivalente à do nosso planeta, está localizado na zona habitável da sua estrela e tem uma temperatura média na superfície da ordem de 21ºC. Além disso, está muito próximo da Terra, a 10 anos-luz (cada ano-luz corresponde a 9,46 trilhões de quilômetros).

"Desenvolvemos um estudo detalhado das propriedades físico-químicas da estrela Ross 128 com o intuito de inferir propriedades sobre o exoplaneta Ross 128b e, assim, conhecê-lo melhor. Para tal, usamos modelos de formação planetária e verificamos que o exoplaneta deve ser composto por minerais similares aos da Terra, no entanto, com um núcleo um pouco maior," explica o pesquisador Diogo Souto, primeiro autor do estudo.

O exoplaneta Ross 128b tem uma massa mínima 30% superior à massa terrestre, enquanto o seu raio é 10% maior que o da Terra. A razão entre a massa e o raio deste exoplaneta o coloca no grupo de planetas rochosos, assim como a Terra.

Entre as características que assemelham Ross128b à Terra, o grupo concluiu que a radiação que Ross128b recebe de sua estrela hospedeira é similar à que a Terra recebe do Sol. A estrela Ross 128 tem temperatura de 2.958ºC, quase a metade do nosso Sol (5.499ºC); raio de 145.401 km, o que corresponde a cerca de um quinto do raio do Sol. Ross 128b está a uma distância de 6 milhões de km de sua estrela, enquanto a Terra está a 150 milhões de km do Sol, aproximadamente.

"Nunca foi feito um estudo tão detalhado de uma estrela fria como a Ross 128. É difícil estudar estrelas frias assim porque o espectro óptico destes objetos apresenta fortes bandas moleculares que atrapalham a análise. Usando a espectroscopia no infravermelho, estas bandas são mais fracas e é possível estudar as moléculas atômicas para extrair informações que ajudem a caracterizar a estrela," explica Katia Cunha, pesquisadora do ON.

"Este estudo traz como novidade a técnica desenvolvida para o estudo químico detalhado deste tipo de estrela, que povoa o Universo e concentra exoplanetas que podem ser objeto de pesquisas futuras," comemora Diogo Souto. O estudo utiliza dados do projeto Sloan Digital Sky Survey (SDSS), do qual o Observatório Nacional participa.

A estrela Ross 128 é uma estrela de baixa temperatura, classificada como estrela anã M, tipo que corresponde de 65% a 75% das estrelas da nossa Galáxia, por isso é tão importante conhecer mais sobre elas.

"Um dos diferenciais entre as estrelas é a abundância dos seus elementos químicos. A composição química da estrela Ross 128 é, de certa forma, parecida com a do Sol. Neste estudo, conseguimos estudar a assinatura de oito elementos: carbono, oxigênio, magnésio, alumínio, potássio, cálcio, titânio e ferro. As proporções entre alguns destes elementos como Fe/Mg, Ca/Mg e Al/Mg são parecidas com o que observamos no Sol e na Terra, e, segundo nossa análise, também são similares ao exoplaneta Ross 128b. Com isso, temos indícios de que a formação e a composição de Ross 128b sejam parecidas com a da Terra. Verificamos também que não há indicativo de um forte campo magnético em Ross 128, o que poderia reduzir as suas chances de habitabilidade", explica o pesquisador.

O exoplaneta Ross 128b será o alvo principal do ELT (Extremely Large Telescope) do ESO, o qual terá a capacidade de procurar marcadores biológicos na atmosfera do planeta.

O estudo foi publicado no periódico Astrophysical Jornal Letters.

Fonte: Observatório Nacional

Uma paisagem celeste colorida

Novas observações mostram o aglomerado estelar RCW 38 em todo o seu esplendor.

© ESO/K. Muzic (RCW 38)

Esta imagem mostra o aglomerado estelar RCW 38, obtida pela câmera infravermelha HAWK-I montada no Very Large Telescope do ESO (VLT), no Chile. Ao observar no infravermelho, o HAWK-I consegue examinar aglomerados estelares envoltos em poeira, tais como RCW 38, dando-nos uma vista sem paralelo das estrelas que estão se formando no seu interior. Este aglomerado contém centenas de estrelas massivas, quentes e jovens, e situa-se a cerca de 5.500 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação da Vela.

A região central de RCW 38 aparece-nos na imagem com um tom azul brilhante, numa área povoada por uma enorme quantidade de estrelas muito jovens e protoestrelas ainda no processo de formação.

A radiação intensa emitida por estas estrelas recém-nascidas faz com que o gás ao redor brilhe intensamente, em contraste com as correntes de poeira cósmica mais fria que serpenteiam através da região, brilhando ligeiramente em tons escuros de vermelho e laranja. O contraste cria esta bela cena, um quadro de arte celeste.

Imagens anteriores desta região obtidas nos comprimentos de onda do visível mostram-se bastante diferentes, as imagens no visível parecem mais vazias de estrelas devido ao fato do gás e poeira bloquearem a nossa visão do aglomerado. Observações no infravermelho, por outro lado, permitem-nos ver além da poeira que obscurece as imagens no visível, mostrando-nos o coração deste aglomerado estelar.

Os objetivos científicos do HAWK-I são muitos, incluindo a obtenção de imagens de galáxias e grandes nebulosas próximas, assim como de estrelas individuais e exoplanetas. O GRAAL é um módulo de óptica adaptativa que ajuda o HAWK-I a produzir estas imagens extraordinárias. O GRAAL utiliza quatro raios laser que são projetados no céu, criando estrelas artificiais de referência que são utilizadas para corrigir os efeitos da turbulência atmosférica, o que torna as imagens muito mais nítidas.

Esta imagem foi captada no âmbito de uma série de observações de teste do HAWK-I e do GRAAL. Estes testes fazem parte integrante do comissionamento de um novo instrumento no VLT e incluem um conjunto de observações científicas típicas que verificam e demonstram as capacidades do novo instrumento.

Fonte: ESO

A "Salsicha Gaia": a grande colisão que mudou a Via Láctea

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu uma antiga e dramática colisão frontal entre a Via Láctea e um objeto menor, apelidado de galáxia da "Salsicha".

© V. Belokurov (ilustração do encontro entre a Via Láctea e a galáxia da Salsicha)

Numa série de novos artigos científicos, os astrônomos dizem que o choque cósmico foi um evento que definiu o início da história da Via Láctea e reformulou a estrutura da nossa Galáxia, esculpindo tanto o bojo interno como o halo exterior.

Os cientistas propõem que há cerca de 8 a 10 bilhões de anos, uma galáxia anã desconhecida chocou com a nossa própria Via Láctea. A anã não sobreviveu ao impacto: desfez-se rapidamente e os destroços estão agora em nosso redor.

"A colisão rasgou a anã em pedaços, fazendo com que as suas estrelas se movessem em órbitas muito radiais, longas e estreitas como agulhas," comenta Vasily Belokurov da Universidade de Cambridge e do Centro de Astrofísica Computacional do Instituto Flatiron em New York. Os percursos das estrelas levam-nas muito perto do centro da nossa Galáxia. Este é um sinal revelador de que a galáxia anã entrou numa órbita realmente excêntrica e que o seu destino foi selado.

Os novos artigos científicos descrevem as principais características deste extraordinário evento. Vários dos artigos foram liderados pelo estudante de Cambridge, GyuChul Myeong. Ele e colegas usaram dados do satélite Gaia da ESA. Esta sonda espacial tem rastreado o conteúdo estelar da nossa Galáxia, registando as jornadas das estrelas enquanto viajam pela Via Láctea. Graças ao Gaia, sabe-se agora as posições e trajetórias das nossas vizinhas celestes com uma precisão sem precedentes.

Os percursos das estrelas da fusão galáctica deram-lhes a alcunha de "Salsicha Gaia", explicou Wyn Evan de Cambridge. "Nós desenhamos as velocidades das estrelas e a forma de salsicha simplesmente saltou à vista. À medida que a galáxia menor se fragmentava, as suas estrelas foram lançadas para órbitas muito radiais. Estas estrelas são o que resta da última grande fusão da Via Láctea."

A Via Láctea continua colidindo com outras galáxias, como a pequena galáxia anã de Sagitário. No entanto, a galáxia da Salsicha era muito mais massiva. A sua massa total em gás, estrelas e matéria escura era equivalente a mais de 10 bilhões de vezes a massa do nosso Sol. Quando a galáxia da Salsicha colidiu com a jovem Via Láctea, a sua trajetória penetrante provocou muitos danos. O disco da Via Láctea provavelmente ficou inchado ou mesmo fraturado após o impacto e precisou crescer novamente. E os detritos da galáxia da Salsicha foram espalhados por todo o interior da Via Láctea, formando o "bojo" no centro da Galáxia e o "halo estelar" circundante.

As simulações numéricas da colisão galáctica podem reproduzir estas características, explica Denis Erkal da Universidade de Surrey. Nas simulações feitas por Erkal e colegas, as estrelas da galáxia da Salsicha entram em órbitas estendidas. As órbitas são ainda mais alongadas pelo crescente disco da Via Láctea, que incha e se torna mais espesso após a colisão.

As evidências desta remodelação galáctica podem ser vistas nos percursos das estrelas herdadas da galáxia anã, acrescenta Alis Deason da Universidade de Durham. As estrelas da galáxia da Salsicha giram todas praticamente à mesma distância do centro da Galáxia. Estas inversões de marcha fazem com que a densidade no halo estelar diminua drasticamente onde as estrelas mudam de direção. Esta descoberta foi especialmente agradável para Deason, que previu esta acumulação orbital há quase cinco anos. O novo trabalho explica como as estrelas caíram em órbitas tão estreitas.

A nova pesquisa também identificou pelo menos oito aglomerados grandes de estrelas, chamados aglomerados globulares, que foram trazidos para a Via Láctea pela galáxia da Salsicha. As galáxias pequenas geralmente não têm aglomerados globulares próprios, de modo que a galáxia da Salsicha deve ter sido grande o suficiente para abrigar uma coleção de aglomerados.

"Embora tenham havido muitas satélites anãs caindo sobre a Via Láctea ao longo da sua vida, esta foi a maior de todas," comenta Sergey Koposov da Universidade Carnegie Mellon, que estudou em detalhe a cinemática das estrelas da galáxia da Salsicha e os aglomerados globulares.

Os novos artigos científicos foram publicados nos periódicos Monthly Notices of the Royal Astronomical Society e The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Cambridge

A relação simbiótica da estrela variável R Aquarii

A mudança no brilho na estrela variável R Aquarii pode ser vista até com binóculos ao longo de um ano.

© Hubble/Judy Schmidt (estrela variável R Aquarii)

A estrela variável R Aquarii é na verdade um sistema estelar binário interativo, duas estrelas que parecem ter uma relação simbiótica próxima. Localizado a cerca de 710 anos-luz de distância da Terra, este sistema binário intrigante consiste de uma estrela gigante vermelha e uma densa estrela anã quente e em órbita mútua em torno de seu centro de massa comum.

A luz visível do sistema binário é dominada pela estrela gigante vermelha, ela é uma estrela variável de longo período do tipo Mira. Mas o material no envelope estendido da estrela gigante é puxado pela gravidade para a superfície da anã branca menor e mais densa, eventualmente provocando uma explosão termonuclear e espalhando material para o espaço.

A imagem em destaque obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra o anel ainda em expansão de detritos que se estende por menos de um ano-luz e se originou de uma explosão que teria sido vista no início da década de 1770.

A evolução de eventos energéticos menos compreendidos, produzindo alta emissão de energia no sistema R Aquarii, tem sido monitorada desde 2000, através dos dados do observatório de raios X Chandra.

Fonte: NASA

Discrepância na expansão do Universo

Um trio de pesquisadores acaba de demonstrar que a expansão do Universo não segue o mesmo ritmo em todas as partes do cosmos, o que pode ajudar a explicar discrepâncias entre medidas locais e globais da expansão obtidas pelos astrônomos.

© Cosmonovas (teia cósmica)

Na Universidade Monash, na Austrália, Hayley Macpherson e seus colegas recriaram o cosmos num computador, partindo apenas das equações da relatividade geral de Albert Einstein, e de medidas da radiação cósmica de fundo, uma espécie de eco luminoso do Big Bang, medido com precisão pelo satélite europeu Planck.

O estudo partiu dos dados reais do Planck para estimar a inomogeneidade original do Universo, tratando a matéria como um fluido, cujo movimento era ditado pelas equações da relatividade geral.

Os pesquisadores realizaram simulações de relatividade numérica tridimensional de espaços-tempos expansivos homogêneos e não homogêneos, com o objetivo de quantificar efeitos não-lineares a partir de heterogeneidades cosmológicas. Foi demonstrada a convergência de quarta ordem com erros menores que uma parte em 10⁶ na evolução de um espaço-tempo de poeira de Friedmann-Lemaître-Roberston-Walker (FLRW) usando as equações de Einstein.

Em uma simulação cosmológica anisotrópica totalmente não homogênea utilizando as equações de Einstein através de dados numéricos, foi medido que a constante de Hubble pode ser 1,2% maior que uma medição global, considerando escalas comparáveis às análises de uma supernova Tipo Ia. Foi encontrado que as inomogeneidade não podem resolver totalmente o conflito entre as medições de Riess et al. (2018a) e Planck Collaboration et al. (2016a).

Na simulação, notou-se a formação da chamada “teia cósmica”. São as maiores estruturas do Universo, compostas por enormes filamentos com incontáveis galáxias, em meio a grandes vazios.

Ao retratarem o Universo de maneira mais realista, os cientistas constataram que a expansão cósmica, iniciada com o Big Bang, avança significativamente mais depressa em regiões onde há menor concentração de matéria do que nas que compõem as regiões mais densas da “teia cósmica”.

E esta pode ser a chave para compreender um recente conflito entre diferentes estimativas da chamada constante de Hubble, a taxa de expansão cósmica. Enquanto medições baseadas na radiação de fundo indicam que a constante é de 67 km/s/Mpc, estimativas com base em objetos astrofísicos mais próximos apontavam uma taxa local de expansão de 73 km/s/Mpc.

Esta discrepância tem sido um enorme problema para os cosmólogos, mas talvez possa ao menos em parte ser explicada pela variação local da expansão. Caso isso se confirme, é sinal de que estamos numa região relativamente vazia do Universo, onde a expansão avança mais depressa do que a média global. Os pesquisadores demostraram que a relatividade numérica é uma ferramenta viável para investigar efeitos não-lineares na cosmologia.

Os resultados foram apresentados em dois artigos, submetidos aos periódicos Physical Review D e Astrophysical Journal Letters.

Fontes: Universidade Monash & Mensageiro Sideral

Colisão cataclísmica moldou a evolução de Urano

De acordo com uma nova pesquisa, Urano foi atingido por um objeto massivo com aproximadamente o dobro do tamanho da Terra, o que provocou a inclinação do planeta e poderia explicar as suas baixíssimas temperaturas.

© Observatório W. M. Keck (Urano)

Astrônomos da Universidade de Durham lideraram uma equipe internacional de especialistas na pesquisa de como Urano ficou inclinado de lado e que consequências teria um gigantesco impacto na evolução do planeta.

A equipe realizou as primeiras simulações de computador de alta resolução de diferentes colisões massivas com o gigante gelado a fim de tentar descobrir como o planeta evoluiu.

A pesquisa confirma um estudo anterior que afirmou que a inclinação de Urano foi provocada por uma colisão com um objeto massivo, provavelmente um jovem protoplaneta feito de rocha e gelo, durante a formação do Sistema Solar há cerca de 4 bilhões de anos.

As simulações também sugeriram que os detritos do objeto impactante poderiam ter formado uma fina concha perto da camada gelada do planeta e ter prendido o calor emanado do núcleo de Urano. O aprisionamento deste calor interno poderia em parte ajudar a explicar a temperatura extremamente baixa da atmosfera exterior de Urano, cerca de -216º C.

O autor principal, Jacob Kegerreis, pesquisador de doutoramento do Instituto de Cosmologia Computacional da Universidade de Durham, disse: "Urano gira de lado, o seu eixo aponta quase em ângulo reto em relação a todos os outros planetas do Sistema Solar. Isto quase certamente foi provocado por um impacto gigante, mas sabemos muito pouco sobre como isto realmente aconteceu e de que outras formas um evento tão violento afetou o planeta."

"Corremos mais de 50 cenários diferentes para o impacto, usando um supercomputador para ver se podíamos recriar as condições que moldaram a evolução do planeta. As nossas descobertas confirmam que o resultado mais provável foi que o jovem Urano esteve envolvido numa colisão cataclísmica com um objeto duas vezes mais massivo que a Terra, se não maior, colocando-o de lado e definindo os eventos que ajudaram a formar o planeta que vemos hoje."

Havia dúvidas sobre como Urano conseguiu manter a sua atmosfera durante a violenta colisão, que a poderia ter expelido para o espaço.

De acordo com as simulações, isto pode muito provavelmente ser explicado pelo objeto que "raspou" o planeta durante a colisão, que foi forte o suficiente para afetar a inclinação de Urano, mas o planeta foi capaz de reter a maioria da sua atmosfera.

A pesquisa também poderá ajudar a explicar a formação dos anéis e luas de Urano, com as simulações sugerindo que o impacto poderia ter lançado rochas e gelos para órbita em torno do planeta. Estas rochas e gelos podem ter-se agrupado para formar os satélites interiores do planeta e talvez alterado a rotação de quaisquer luas pré-existentes já em órbita de Urano.

As simulações mostram que o impacto pode ter derretido gelo e pedaços de rocha dentro do planeta. Isto pode ajudar a explicar o campo magnético inclinado e fora do centro de Urano.

Urano é semelhante ao tipo mais comum de exoplanetas – planetas localizados além do nosso Sistema Solar - e os pesquisadores esperam que as suas descobertas ajudem a explicar como estes planetas evoluíram e a entender mais sobre a sua composição química.

"Todas as evidências apontam para que os impactos gigantescos tenham sido frequentes durante a formação planetária, e com este tipo de pesquisa estamos agora obtendo mais informações sobre os seus efeitos em potencialmente habitáveis," disse o Dr. Luis Teodoro, do Centro de Pesquisa Ames da NASA.

Os achados foram publicados no peródico The Astrophysical Journal.

Fonte: Durham University

Uma supernova fracassada?

Brilhando calorosamente contra o pano de fundo escuro do Universo, esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra uma galáxia irregular chamada UGC 12682.

© Hubble (UGC 12682)

A galáxia UGC 12682 está localizada a aproximadamente 70 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Pégaso (o Cavalo Alado). Ela está distorcida e estranhamente estruturada, com regiões brilhantes de formação estelar.

Em novembro de 2008, Caroline Moore, de 14 anos, de Nova York, descobriu uma supernova na UGC 12682, denominada SN 2008ha. Isso fez dela a pessoa mais jovem da época a descobrir uma supernova. Observações posteriores de astrônomos profissionais  da SN 2008ha mostraram que ela era peculiarmente interessante de muitas maneiras diferentes: sua galáxia hospedeira UGC 12862 raramente produz supernovas. É uma das mais fracas supernovas já observadas e, após a explosão, expandiu-se muito lentamente, sugerindo que a explosão não liberou grandes quantidades de energia como normalmente se espera.

Os astrônomos classificaram a SN 2008ha como uma subclasse de uma supernova do Tipo Ia, que é a explosão de uma anã branca que coalesce de forma faminta a matéria de uma estrela companheira. A SN 2008ha pode ter sido o resultado de uma supernova parcialmente fracassada, explicando porque a explosão não conseguiu dizimar toda a estrela.

Fonta: ESA

O efeito da refração atmosférica durante o poente da Lua

O fotógrafo Petr Horálek captou este conjunto de imagens quando da sua visita ao Observatório do Paranal do ESO, no Chile, onde o céu se apresenta notavelmente límpido.

© ESO/Petr Horálek (efeito da refração atmosférica durante o poente lunar)

Petr fotografou este Pôr de Lua avermelhado com intervalos de 5 segundos, observando a Lua à medida que esta se afundava no céu escuro e finalmente desaparecia por baixo do horizonte (as imagens estão ordenadas cronologicamente da esquerda para a direita e de cima para baixo).

A proeminente cor vermelha deve-se à refração atmosférica. À medida que a Lua se aproxima do horizonte, a sua luz refletida tem que atravessar cada vez mais atmosfera antes de chegar aos nossos olhos, o que significa que a dispersão se torna mais importante, ou seja, há mais ar por onde a luz tem que passar e por isso mais desta luz é dispersa. De todas as cores que compõem a luz visível, a atmosfera terrestre dispersa e refrata menos a luz vermelha devido ao seu maior comprimento de onda, o que faz com que os poentes solar e lunar apresentem um característico tom vermelho-alaranjado.

Além desta cor, vemos outra estrutura notável na imagem: um efeito ondulado aparente, a Lua parece estar derretendo! Mais uma vez, trata-se de um efeito atmosférico: os raios de luz são refratados de forma estranha e irregular por camadas de ar com diferentes densidades, temperaturas, pressões, umidades, etc. A forma da Lua também parece estar achatada devido ao efeito de lente da atmosfera, o qual empurra as seções mais baixas para cima, criando uma oval.

Estes fenômenos são todos causados por refração diferencial, essencialmente cada camada da atmosfera da Terra trata a luz da Lua de modo diferente, o que resulta em imagens distorcidas.

Fonte: ESO

Até estrelas de nêutrons densas caem como uma pena

Aproveitando a extraordinária sensibilidade do GBT (Green Bank Telescope), os astrônomos fizeram o teste mais rigoroso, até agora, de uma das previsões de Albert Einstein sobre a gravidade.

© NRAO/S. Dagnello (ilustração do sistema triplo PSR J0337+1715)

Ao rastrear precisamente as trajetórias de três estrelas num único sistema, duas estelas anãs brancas e uma estrela de nêutrons ultradensa, os pesquisadores determinaram que até as estrelas de nêutrons fenomenalmente compactas "caem" da mesma maneira que as suas homólogas menos densas, um aspeto da natureza chamado de "Princípio da Equivalência Forte" de Einstein.

A compreensão da gravidade de Einstein, conforme descrita na sua teoria geral da relatividade, prevê que todos os objetos caem à mesma proporção, independentemente da sua massa ou composição. Esta teoria foi amplamente testada aqui na Terra, mas será que ainda é verdadeira para alguns dos objetos mais massivos e densos do Universo, um aspeto da natureza conhecido como o Princípio da Equivalência? Uma equipe internacional de astrônomos deu a esta persistente questão o seu teste mais rigoroso de todos os tempos. Os seus achados mostram que o conhecimento de Einstein sobre a gravidade ainda prevalece, mesmo num dos cenários mais extremos que o Universo pode oferecer.

Retire todo o ar e um martelo e uma pena cairão à mesma velocidade, um conceito explorado por Galileu no final do século XVI e famosamente ilustrado na Lua pelo astronauta David Scott da Apollo 15.

Embora tivesse como base a física newtoniana, foi preciso a teoria da gravidade de Einstein para expressar como e porque é que isso acontece. As equações de Einstein passaram em todos os testes, desde cuidadosos estudos laboratoriais até observações de planetas no nosso Sistema Solar. Mas as alternativas à teoria geral da relatividade de Einstein preveem que objetos compactos com gravidade extremamente forte, como as estrelas de nêutrons, caem um pouco diferente dos objetos de menor massa. Esta diferença, preveem as teorias alternativas, seria devido à energia de ligação gravitacional do objeto compacto, a energia gravitacional que o mantém unido.

Em 2011, o GBT descobriu um laboratório natural para testar esta teoria em condições extremas: um sistema estelar triplo chamado PSR J0337+1715, localizado a cerca de 4.200 anos-luz da Terra. Este sistema contém uma estrela de nêutrons numa órbita de 1,6 dias com uma estrela anã branca, e o par orbita outra anã branca mais distante a cada 327 dias.

Desde a sua descoberta que o sistema triplo tem sido observado regularmente pelo GBT, pelo WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) nos Países Baixos e pelo Observatório de Arecibo em Porto Rico. O GBT passou mais de 400 horas observando este sistema, obtendo dados e calculando como cada objeto se move em relação aos outros.

Como é que estes telescópios conseguiram estudar este sistema? Esta estrela de nêutrons em particular é na verdade um pulsar. Muitos pulsares giram com uma consistência que rivaliza alguns dos relógios atômicos mais precisos da Terra. "Como um dos radiotelescópios mais sensíveis do mundo, o GBT está preparado para captar estes leves pulsos de ondas de rádio com o objetivo de estudar a física extrema," acrescenta Lynch. A estrela de nêutrons neste sistema gira 366 vezes por segundo.

É possível determinar a posição da estrela de nêutrons até algumas centenas de metros. É uma determinação realmente precisa de onde a estrela de nêutrons esteve e para onde está indo.

Se as alternativas à gravidade de Einstein estivessem corretas, então a estrela de nêutrons e a anã branca interior cairiam de forma diferente em relação à anã branca exterior. "A anã branca interior não é tão massiva nem tão compacta quanto a estrela de nêutrons e, portanto, tem menos energia de ligação gravitacional," comenta Scott Ransom, astrônomo do NRAO (National Radio Astronomy Observatory).

Através de meticulosas observações e de cálculos cuidadosos, a equipe foi capaz de testar a gravidade do sistema usando apenas os pulsos da estrela de nêutrons. Eles descobriram que qualquer diferença de aceleração entre a estrela de nêutrons e a anã branca interior é pequena demais para ser detectada.

Este resultado é dez vezes mais preciso do que o melhor teste anterior da gravidade, tornando as evidências do Princípio da Equivalência Forte de Einstein muito mais evidentes.

O resultados foram publicados num artigo na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

NuSTAR prova que Eta Carinae dispara raios cósmicos

Um novo estudo usando dados do telescópio espacial NuSTAR da NASA sugere que Eta Carinae, o sistema estelar mais luminoso e massivo até 10.000 anos-luz, está acelerando partículas a altas energias, algumas das quais podem chegar à Terra como raios cósmicos.

© Hubble (Eta Carinae)

A Grande Erupção de Eta Carinae na década de 1840 criou a nebulosa vista acima, fotografada pelo Hubble. Agora com aproximadamente um ano-luz em diâmetro, a nuvem em expansão contém material suficiente para fazer, pelo menos, 10 cópias do nosso Sol.

"Sabemos que as ondas de choque de estrelas mortas podem acelerar partículas de raios cósmicos a velocidades comparáveis às da luz, um incremento incrível de energia," disse Kenji Hamaguchi, astrofísico do Goddard Space Flight Center da NASA. "Processos semelhantes devem ocorrer em outros ambientes extremos. A nossa análise indica que Eta Carinae é um deles."

Os astrônomos sabem que os raios cósmicos com energias superiores a um bilhão de eletrões-volt (eV) chegam até nós além do nosso Sistema Solar. Mas dado que todas estas partículas – elétrons, prótons e núcleos atômicos - transportam uma carga elétrica, desviam-se do seu percurso sempre que encontram campos magnéticos. Isto baralha os percursos e mascara as suas origens.

Eta Carinae, localizada a cerca de 7.500 anos-luz de distância na direção da constelação de Quilha (Carina), é famosa por uma explosão do século XIX que brevemente a tornou na segunda estrela mais brilhante do céu. Este evento também expeliu uma enorme nebulosa em forma de ampulheta, mas a causa da erupção ainda é pouco conhecida.

O sistema contém um par de estrelas massivas cujas órbitas excêntricas as aproximam a cada 5,5 anos. As estrelas contêm 90 e 30 vezes a massa do nosso Sol e passam a 235 milhões de quilômetros na sua maior aproximação, mais ou menos a distância média entre Marte e o Sol.

Ambas as estrelas de Eta Carinae dirigem poderosos ventos estelares. O local onde estes ventos chocam muda durante o ciclo orbital, o que produz um sinal periódico em raios X de baixa energia que está sendo rastreado há mais de duas décadas.

O telescópio tspacial de raios gama Fermi da NASA também observa uma mudança nos raios gama - luz muito mais energética do que os raios X - de uma fonte na direção de Eta Carinae. Mas a visão do Fermi não é tão nítida quanto as dos telescópios de raios X, de modo que os astrônomos não puderam confirmar a ligação.

Para preencher a lacuna entre a monitoração de raios X de baixa energia e as observações do Fermi, Hamaguchi e colegas recorreram ao NuSTAR. Lançado em 2012, o NuSTAR pode focar-se em raios X muito mais energéticos do que qualquer telescópio anterior. Utilizando tanto dados recolhidos recentemente como de arquivo, a equipe examinou observações do NuSTAR obtidas entre março de 2014 e junho de 2016, juntamente com observações de raios X de baixa energia do satélite XMM-Newton da ESA no mesmo período.

Os raios X de baixa energia de Eta Carinae vêm do gás na interface dos ventos estelares em colisão, onde as temperaturas excedem os 40 milhões de graus Celsius. Mas o NuSTAR detecta uma fonte emissora de raios X acima dos 30.000 eV, cerca de três vezes mais do que pode ser explicado por ondas de choque nos ventos em colisão. Para comparação, a energia da luz visível varia de mais ou menos 2 eV para 3 eV.

A análise da equipe mostra que estes raios X variam com o período orbital binário e indica um padrão de saída de energia similar ao dos raios gama observados pelo Fermi.

Os pesquisadores dizem que a melhor explicação para os raios X energéticos e a emissão de raios gama é a aceleração de elétrons em violentas ondas de choque ao longo da fronteira dos ventos estelares em colisão. Os raios X detectados pelo NuSTAR e os raios gama detectados pelo Fermi surgem da luz estelar, devido a um enorme aumento de energia pelas interações com estes elétrons.

Alguns dos elétrons muito rápidos, bem como outras partículas aceleradas, devem escapar do sistema e talvez alguns vagueiam eventualmente até à Terra, onde podem ser detectados como raios cósmicos.

"Nós sabemos há algum tempo que a região em torno de Eta Carinae é a fonte de emissão energética de raios X e raios gama de alta anergia," acrescenta Fiona Harrison, pesquisadora principal do NuSTAR e professora de astronomia no Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech) em Pasadena. "Mas até que o NuSTAR foi capaz de identificar a radiação, mostrar que vinha do binário e de estudar as suas propriedades em detalhe, a origem permanecia misteriosa."

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Telúrio detectado num dos seus locais de origem

Uma equipe internacional liderada por um estudante de doutoramento do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e da Universidade de La Laguna (ULL) identificou a emissão de telúrio no espectro infravermelho de duas nebulosas planetárias e bromo numa delas.

© Hubble (NGC 7027 e IC 418)

No final das suas vidas, as estrelas de massa média liberam as suas camadas exteriores, formando nebulosas planetárias. Através deste processo, injetam no meio interestelar os elementos químicos que foram sintetizados no seu interior durante bilhões de anos. Estes elementos que são mais pesados do que o ferro não podem ser produzidos nas reações de fusão nuclear que ocorrem dentro das estrelas porque este processo exigiria mais energia do que elas conseguem produzir. Estes elementos são formados por um processo conhecido como captura de nêutrons, que ocorre nos estágios finais da vida de uma estrela, ou em eventos relacionados com a morte de estrelas de massa muito elevada, como explosões de supernova ou colisões entre estrelas de nêutrons (uma das quais foi detectada recentemente por observatórios de ondas gravitacionais), que produzem um grande número de nêutrons livres, ou na fase final da vida de estrelas de baixa massa (entre 1 e 8 vezes a massa do Sol), onde o fluxo de nêutrons é muito mais baixo.

Os astrônomos dectaram, pela primeira vez, uma característica de emissão espectral de telúrio na faixa infravermelha de duas nebulosas planetárias (e bromo numa delas) graças a dados obtidos com o espectrógrafo EMIR, acoplado ao GTC (Gran Telescopio Canarias) e ao instrumento IGRINS do telescópio Harlan J. Smith, no Observatório McDonald no estado norte-americano do Texas. Por intermédio da técnica de espectroscopia, foi analisada a luz recebida das nebulosas, que é decomposta em cores diferentes como um arco-íris e possibilitando determinar quais os elementos químicos presentes no gás, já que cada elemento possui um padrão único de linhas de emissão embebidas neste arco-íris, o espectro de uma nebulosa. Graças a isto, a linha de emissão do telúrio e a linha de emissão do bromo foram localizadas pela primeira vez no espectro infravermelho das nebulosas planetárias. Estas são as mais claras detecções de íons pertencentes a estes dois elementos pesados num dos locais onde se podem formar.

Para determinar a abundância destes elementos, foi preciso construir um modelo atômico teórico para calcular os parâmetros atômicos dos íons observados. A importância da detecção destas linhas nas nebulosas planetárias baseia-se no fato de que são melhores indicadores da abundância do elemento do que as linhas detectadas em estrelas evoluídas e fornecendo a oportunidade de estudar o elemento no seu local de origem.

As abundâncias calculadas de telúrio nas nebulosas planetárias NGC 7027 e IC 418 indicam que este elemento é muito mais abundante do que o esperado na vizinhança solar, onde o padrão de abundância é distribuído como esperado se um processo rápido fosse responsável pela origem destes elementos pesados, de modo que parte do telúrio nestas nebulosas planetárias deve ter tido origem através de processos lentos.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Primeira imagem de um planeta recém-nascido obtida com o VLT do ESO

Astrônomos liderados por um grupo do Instituto Max Planck de Astronomia de Heidelberg, na Alemanha, captaram uma imagem de formação planetária em torno da jovem estrela anã PDS 70.

© ESO/VLT/A. Müller (exoplaneta recém-nascido PDS 70b)

Com o auxílio do instrumento SPHERE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, um dos instrumentos caçadores de planetas mais poderosos que existem, a equipe internacional fez a primeira detecção robusta de um jovem planeta, chamado PDS 70b, que está abrindo caminho através do material que rodeia a jovem estrela.

Com o instrumento SPHERE, a equipe pôde medir também o brilho do planeta em diversos comprimentos de onda, o que permitiu que fossem deduzidas propriedades da sua atmosfera.

O planeta mostra-se muito bem destacado nas novas observações, sendo visível como um ponto brilhante situado à direita do centro (a esfera negra na imagem). Localiza-se aproximadamente a três bilhões de km de distância da estrela central, o que equivale mais ou menos à distância entre Urano e o Sol. A análise mostra que PDS 70b é um planeta gigante gasoso com uma massa de algumas vezes a massa de Júpiter. A superfície do planeta tem uma temperatura de cerca de 1.000 ºC, o que o torna muito mais quente do que qualquer planeta do nosso Sistema Solar.

O círculo escuro que aparece no centro da imagem deve-se à utilização de um coronógrafo, uma máscara que bloqueia a luz ofuscante da estrela central e permite aos astrônomos detectar o disco e o companheiro planetário, que são muito mais fracos que a estrela. Sem esta máscara, a fraca luz emitida pelo planeta desapareceria completamente no intenso brilho de PDS 70.

“Estes discos situados em torno de estrelas jovens são os locais de nascimento dos planetas, mas até agora apenas algumas observações tinham conseguido detectar pistas que apontavam para a existência de planetas bebês em meio a eles,” explica Miriam Keppler, que liderou a equipe por detrás da descoberta do planeta ainda em formação de PDS 70.

A descoberta do jovem companheiro de PDS 70 é um resultado científico bastante interessante, que já mereceu pesquisas subsequentes. Uma segunda equipe, que envolve muitos dos mesmos astrônomos da equipe da descoberta, incluindo Keppler, fez, nos últimos meses, observações de acompanhamento com o intuito de investigar a jovem companheira planetária de PDS 70 com mais detalhe. Esta equipe não só obteve a imagem muito nítida do planeta que aqui mostramos, como também conseguiu obter um espectro deste objeto. A análise do espectro aponta para a existência de nuvens na atmosfera do planeta.

A companheira planetária de PDS 70 esculpiu um disco de transição, um disco protoplanetário com um “buraco” gigante no centro. Estes buracos interiores são conhecidos há várias décadas e foi sugerido que seriam produzidos pela interação entre o disco e o planeta. Agora estamos vendo o planeta pela primeira vez.

Ao determinar as propriedades físicas e atmosféricas do planeta, os astrônomos podem testar modelos teóricos de formação planetária.

Este olhar ao nascimento envolto em poeira de um planeta foi apenas possível graças às impressionantes capacidades tecnológicas do instrumento SPHERE do ESO, o qual estuda exoplanetas e discos em torno de estrelas próximas, usando uma técnica conhecida por imagens de alto contraste. Mesmo bloqueando a luz emitida por uma estrela com o auxílio de um coronógrafo, o SPHERE tem ainda que usar estratégias de observação e técnicas de processamento de dados complicadas para conseguir obter o sinal emitido pelos tênues companheiros planetários situados em torno das jovens estrelas brilhantes, com múltiplos comprimentos de onda e épocas diferentes.

Este trabalho foi descrito em dois artigos científicos intitulados “Discovery of a planetary-mass companion within the gap of the transition disk around PDS 70” e “Orbital and atmospheric characterization of the planet within the gap of the PDS 70 transition disk”, que serão ambos publicados na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO