A Supernova de Kepler não deixou sobreviventes

Um novo estudo no qual participa o Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) argumenta que a explosão que Johannes Kepler observou em 1604 foi provocada pela fusão de dois resíduos estelares.

© DSS/Chandra (SN 1604)

A supernova de Kepler, da qual atualmente só permanece o remanescente de supernova, teve lugar na direção da constelação de Ofiúco, no plano da Via Láctea, a 16.300 anos-luz do Sol.

Uma equipe internacional, liderada pela pesquisadora Pilar Ruiz Lapuente (Instituto de Ciências do Cosmos da Universidade de Barcelona), na qual participa o pesquisador do IAC Jonay González Hernández, tentou encontrar a possível estrela sobrevivente do sistema binário no qual a explosão teve lugar.

Nestes sistemas, quando pelo menos uma das estrelas (a que tem a massa mais elevada) chega ao fim da sua vida e se torna numa anã branca, a outra começa a transferir matéria até um certo limite de massa, equivalente a 1,44 massas solares, o chamado limite de Chandrasekhar. Este processo leva à ignição central do carbono na anã branca, produzindo uma explosão que pode multiplicar 100.000 vezes o seu brilho original. Este fenômeno, breve e violento, é conhecido como supernova. Às vezes, como na supernova de Kepler (SN 1604), observada e identificada pelo astrônomo alemão Johannes Kepler em 1604, podem ser observadas a olho nu da Terra.

A supernova de Kepler surgiu da explosão de uma anã branca num sistema binário. Portanto, nesta pesquisa, os astrônomos procuravam a possível companheira sobrevivente da anã branca, que supostamente transferiu massa até ao nível da explosão da anã branca. O impacto desta explosão teria aumentado a luminosidade e velocidade da companheira desaparecida. Poderia até ter modificado a sua composição química. De modo que a equipe procurou estrelas com alguma anomalia que lhes permitisse identificar uma delas como a companheira da anã branca que explodiu há 414 anos.

Para realizar esta pesquisa, foram usadas imagens obtidas com o telescópio espacial Hubble. O objetivo era determinar os movimentos próprios de um grupo de 32 estrelas ao redor do centro do remanescente de supernova que ainda existe hoje. Também foram usados dados obtidos com o instrumento FLAMES, instalado no Very Large Telescope (VLT) de 8,2 metros.

Os cientistas caracterizaram as estrelas, a fim de determinar a sua distância e a sua velocidade radial em relação ao Sol. As estrelas do campo da supernova de Kepler são estrelas muito fracas, apenas acessíveis a partir do hemisfério sul com um telescópio de grande abertura como os telescópios do VLT.

Existe um mecanismo alternativo para produzir a explosão. Consiste na fusão de duas anãs brancas, ou a anã branca com o núcleo de carbono e oxigênio da estrela companheira, num estágio final da sua evolução, ambos os casos dando origem a uma supernova.

A supernova de Kepler é uma das cinco supernovas "históricas" do tipo termonuclear. As outras quatro são a supernova de Tycho Brahe, documentada pelo astrônomo dinamarquês em 1572 e que também foi antes investigada por esta equipe; a SN 1006, também estudada pela equipe em 2012, a SN 185 (que poderá ser a origem do remanescente RCW86); e a recentemente descoberta SNIa G1.9+03, que ocorreu na nossa Galáxia por volta de 1.900 e era apenas visível no hemisfério sul.

Esta pesquisa foi publicada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

O fantasma de uma estrela morta

Esta imagem realizada pelo telescópio espacial Spitzer da NASA mostra finos filamentos vermelhos de gás evidenciando a localização de uma das maiores remanescentes de supernovas na Via Láctea.

© NASA/JPL-Caltech/IPAC (HBH-3, W3, W4 e W5)

Uma remanescente de supernova se refere, aos sinais coletivos deixados por uma estrela que explodiu como uma supernova. Os filamentos vermelhos nesta imagem pertencem à remanescente de supernova conhecida como HBH-3 que foi observada pela primeira vez em 1966 através de radiotelescópios. Os traços da remanescente também irradia luz visível. O material brilhante é provavelmente gás molecular que foi perturbado pela onda de choque gerada pela supernova. A energia da explosão energizou as moléculas fazendo com que elas começassem a irradiar radiação infravermelha.

A formação branca parecida com uma nuvem que também é visível na imagem é parte de um complexo de regiões de formação de estrelas simplesmente denominadas de W3, W4 e W5. Contudo, estas regiões se estendem além da borda da imagem. Tanto as regiões brancas de formação de estrelas como os filamentos vermelhos estão localizados a aproximadamente 6.400 anos-luz de distância da Terra, dentro da Via Láctea.

A HBH 3 tem cerca de 150 anos-luz de diâmetro, e isso faz com que ela seja uma das maiores remanescentes de supernovas conhecida. Possivelmente ela também é uma das mais velhas, estima-se que a explosão original pode ter acontecido em qualquer instante entre 80 mil e 1 milhão de anos atrás.

Em 2016, o telescópio de raios gama Fermi da NASA, detectou luz de alta energia provenientes de uma região perto da HBH 3. Esta emissão pode ter vindo do gás em uma das regiões de formação de estrelas na vizinhança, excitada pelas poderosas partículas emitidas na explosão da supernova.

O telescópio espacial Spitzer, que dia 25 de Agosto irá celebrar 15 anos no espaço, é um dos quatro grandes observatórios da NASA, juntamente com o telescópio espacial Hubble, o observatório de raios X Chandra, e o observatório de raios gama Compton. O Spitzer observa o Universo na luz infravermelha, que é um pouco menos energética do que a luz óptica observada pelos nossos olhos.

Nesta imagem, o comprimento de onda de 3,6 mícron foi mapeado em azul, e o de 4,5 mícron em vermelho. A cor branca da região de formação de estrelas é uma combinação de ambos os comprimentos de onda, enquanto que os filamentos da HBH 3 irradiam somente no comprimento de onda mais longo de 4,5 mícron.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A nebulosa da Íris em um campo de poeira

Que flor azul cresce neste campo de poeira escura interestelar?

© F. Sgueglia/F. Sferlazza (nebulosa da Íris)

É a nebulosa da Íris. A impressionante cor azul da nebulosa da Íris é criada pela luz da estrela brilhante SAO 19158 refletindo-se de uma densa camada de poeira normalmente escura.

A estrela em si não possui a tonalidade azul, mas a luz azul da estrela é preferencialmente refletida pela poeira, o mesmo efeito que torna o céu azul da Terra. A tonalidade marrom da poeira penetrante é devido em parte da fotoluminescência, ou seja, devido a converção pela poeira da radiação ultravioleta em luz vermelha.

A nebulosa da Íris, catalogada como NGC 7023, é estudada frequentemente devido à incomum prevalência de Hidrocarbonetos Aromáticos Policíclicos (PAHs), moléculas complexas que também são liberadas na Terra durante a combustão incompleta em incêndios de madeira.

A porção azul brilhante da nebulosa da Íris se estende por cerca de seis anos-luz. A nebulosa da Íris, está localizada a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra e pode ser encontrada com um pequeno telescópio em direção à constelação de Cepheus.

Fonte: NASA

Descoberta uma Super-Terra localizada a apenas 16 anos-luz de distância

Astrônomos descobriram um exoplaneta com cerca de 9 vezes a massa da Terra orbitando uma estrela próxima.

© Sci-News (ilustração do exoplaneta HD 26965b e sua estrela)

O exoplaneta recém-descoberto, designado de HD 2695b, tem uma massa equivalente a 8,47 vezes a massa da Terra e está localizado a 16 anos-luz de distância. Este planeta orbita uma estrela anã brilhante da Classe-K, chamada de HD 26965 a cada 42,4 dias. A estrela tem aproximadamente 6,9 bilhões de anos de existência e tem uma massa equivalente a 78% da massa do Sol, e um raio 87% maior que o Sol.

“A HD 29695 é a estrela primária de um sistema triplo de estrelas amplamente separado. As outras duas companheiras são uma anã branca e uma anã da classe M4,” disse o astrônomo Bo Ma, da Universidade da Flórida.

Esta estrela é pobre em metal e muito brilhante com uma magnitude absoluta de V=4,4. Isso faz dela a segunda estrela mais brilhante no céu noturno com a detecção de uma Super-Terra, a outra é a HD 20794, com V=4,3.

Um fato interessante é que a HD 20794 tem uma metalicidade semelhante a da HD 26965, que é consistente com a descoberta de que planetas menores são detectados ao redor de estrelas com uma ampla metalicidade.

Com um massa mínima de 8 vezes a massa da Terra, o HD 26965b provavelmente possui uma atmosfera gasosa isso com base em outros planetas com a mesma massa e raio conhecidos.

“Contudo, nós notamos que o Kepler-10c tem uma massa e órbita similar, orbita uma estrela com baixa metalicidade e não possui um envelope, então, o HD 26965b, pode ser um mundo parecido com ele,” disse Bo Ma.

O HD 26965b foi descoberto usando o método da velocidade radial, pelo projeto Dharma Planeta Survey (DPS). Este método observa por variações no movimento da estrela causada pela força gravitacional do planeta em sua órbita, o tamanho desta variação revela a massa do planeta.

Numa busca feita nos primeiros dados do projeto DPS, nós descobrimos sinais de velocidade radial consistentes com uma Super-Terra, orbitando a estrela anã K, HD 26965 com magnitude de V=4,4. Dados adicionais de velocidade radial foram usados do arquivo do Keck, e do arquivo do HARPS.

O mesmo sinal foi detectado de forma independente por Matias Diaz, da Universidad de Chile e coautores, mas eles não puderam confirmar se este sinal era da presença de um planeta ou da atividade da própria estrela.

A descoberta foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Sci-News

Resto de estrela revela origem de moléculas radioativas

Com o auxílio do ALMA e do NOEMA, os astrônomos fizeram a primeira detecção confiável de uma molécula radioativa no espaço interestelar.

© ALMA/Gemini (restos de uma colisão da estrela dupla CK Vulpeculae)

A parte radioativa da molécula é um isótopo do alumínio (²⁶Al). As observações revelam que o isótopo se dispersou no espaço após a colisão de duas estrelas, a qual deu origem a um resto estelar conhecido por CK Vulpeculae. Trata-se da primeira vez que foi feita uma observação direta deste elemento numa fonte conhecida. Identificações anteriores deste isótopo tiveram origem na detecção de raios gama, no entanto a sua origem precisa era desconhecida.

Uma equipe, liderada por Tomasz Kamiński (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, EUA), usou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e o NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) para detectar uma fonte do isótopo radioativo de alumínio (²⁶Al). A fonte, conhecida por CK Vulpeculae, foi inicialmente observada em 1670 e no momento aparecia no céu como uma “estrela nova”, brilhante e vermelha. Apesar de inicialmente poder ser vista a olho nu, rapidamente desvaneceu e atualmente são necessários telescópios potentes para observar os restos desta fusão: uma estrela central tênue rodeada por um halo de matéria brilhante que se afasta da estrela.

Após 348 anos da observação do evento inicial, os restos desta fusão estelar explosiva levaram à detecção clara e convincente de uma versão de alumínio radioativo. Trata-se da primeira molécula radioativa instável claramente detectada fora do Sistema Solar. Os isótopos radioativos têm um excesso de energia nuclear e decaem eventualmente para um estado estável.

Kamiński e a sua equipe detectaram uma assinatura espectral única de moléculas compostas por alumínio e flúor (²⁶AlF) nos restos que rodeiam a CK Vulpeculae, situada a cerca de 2.000 anos-luz de distância da Terra. À medida que se deslocam no espaço, estas moléculas emitem uma "impressão digital" específica nos comprimentos de onda milimétricos, um processo conhecido por transição rotacional. Os astrônomos consideram este procedimento a “norma de ouro” para a detecção de moléculas. As características moleculares são normalmente obtidas em experiências laboratoriais. No caso do ²⁶AlF, este método não pode ser aplicado uma vez que o ²⁶Al não existe na Terra. Astrofísicos trabalhando em laboratórios na Universidade de Kassel, na Alemanha, usaram por isso dados das moléculas estáveis e abundantes de ²⁷AlF para derivar dados precisos da molécula rara ²⁶AlF.

A observação deste isótopo particular fornece-nos novas pistas sobre o processo de fusão que deu origem à CK Vulpeculae e demonstra também que as camadas interiores, densas e profundas, de uma estrela onde os elementos pesados e os isótopos radioativos são formados, podem agitar-se e ser lançadas para o espaço por colisões estelares.

Os astrônomos determinaram também que as duas estrelas que se fundiram possuíam uma massa relativamente pequena, sendo uma delas uma gigante vermelha de massa entre 0,8 e 2,5 massas solares.

Uma vez que é radioativo, o ²⁶Al decai, tornando-se mais estável, e neste processo um dos prótons do núcleo decai para um nêutron. Neste momento, o núcleo excitado emite um fóton de elevada energia, o qual observamos sob a forma de um raio gama. O ²⁶Al contém 13 prótons e 13 nêutrons no seu núcleo (um nêutron a menos do que o isótopo estável, o ²⁷Al). Quando decai, o ²⁶Al transforma-se em ²⁶Mg, um elemento completamente diferente.

Anteriormente, detecções de emissões de raios gama mostraram que se encontram presentes na Via Láctea cerca de duas massas solares de ²⁶Al, mas o processo que deu origem a estes átomos radioativos não era conhecido. Adicionalmente, devido à maneira como são detectados os raios gama, a sua origem precisa era também algo relativamente desconhecido. Com estas novas medições, foram detectadas definitivamente e pela primeira vez um radioisótopo instável numa molécula fora do Sistema Solar.

No entanto, e paralelamente, a equipe concluiu que a produção de ²⁶Al por objetos semelhantes à CK Vulpeculae não será a fonte principal de deste radiosótopo na nossa Galáxia. A massa de ²⁶Al existente na CK Vulpeculae é aproximadamente um quarto da massa de Plutão e, dado que estes eventos ocorrem tão raramente, é altamente improvável que sejam os únicos produtores deste isótopo na Via Láctea, o que nos leva a efetuar estudo adicionais sobre estas moléculas radioativas.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “Astronomical detection of a radioactive molecule ²⁶AlF in a remnant of an ancient explosion”, que será publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Mares tempestuosos em Carina

A fotografia abaixo mostra um casulo de gás e poeira em forma de crescente: a nebulosa NGC 3199, situada a 12.000 anos-luz de distância da Terra.

© ESO/VST (NGC 3199)

A nebulosa parece atravessar um céu repleto de estrelas, tal como um navio atravessa mares tempestuosos. Esta analogia torna-se bastante apropriada quando pensamos que a NGC 3199 se situa em Carina, a constelação austral que representa a quilha do navio Argos!

A NGC 3199 foi descoberta pelo astrônomo britânico John Herschel em 1834, quando este compilava o seu famoso catálogo de objetos interessantes do céu noturno. Desde a sua descoberta, a nebulosa tem sido observada por diversas vezes, incluindo com os telescópios do ESO, o Very Large Telescope (VLT) de 8,2 metros e o VLT Survey Telescope (VST) de 2,6 metros. Foi este último que obteve a imagem apresentada aqui. Sabe-se agora que o crescente brilhante desta nebulosa faz parte de uma bolha muito maior mas mais tênue de gás e poeira.

A nebulosa NGC 3199 contém uma estrela notável chamada HD 89358, que é um tipo invulgar de estrela extremamente quente e massiva, conhecida por estrela Wolf-Rayet. A HD 89358 gera ventos e correntes estelares extremamente intensas, que chocam e limpam o material circundante, contribuindo assim para a morfologia deformada e assimétrica da NGC 3199.

O VST, que começou as suas operações em 2011, pode obter imagens de uma grande área no céu de uma só vez, uma área com duas vezes o tamanho da Lua Cheia, graças à sua câmara de 256 milhões de pixels, a OmegaCAM, o que lhe permite caracterizar objetos interessantes que depois o seu vizinho maior, o Very Large Telescope, pode explorar com mais detalhe.

Fonte: ESO

Teste da relatividade geral realizado perto de buraco negro supermassivo

Observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO revelaram pela primeira vez os efeitos previstos pela relatividade geral de Einstein no movimento de uma estrela passando no campo gravitacional extremo existente próximo do buraco negro supermassivo situado no centro da Via Láctea.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da estrela S2 passando perto do buraco negro)

Este resultado, há muito procurado, representa o culminar de uma campanha de observações de 26 anos realizada com os telescópios do ESO no Chile.

Obscurecido pelas espessas nuvens de poeira, o buraco negro supermassivo mais perto da Terra situa-se a cerca de 26.000 anos-luz de distância, no centro da Via Láctea. Este monstro gravitacional, com uma massa de 4 milhões de vezes a massa solar, encontra-se rodeado por um pequeno grupo de estrelas que o orbitam a alta velocidade. Este meio extremo, o campo gravitacional mais forte da nossa Galáxia, é o local ideal para explorar a física gravitacional e, particularmente, testar a teoria da relatividade geral de Einstein.

Novas observações infravermelhas obtidas com os instrumentos extremamente sensíveis GRAVITY, SINFONI e NACO, montados no VLT, permitiram aos astrônomos acompanhar uma destas estrelas, chamada S2, à medida que passava muito perto do buraco negro durante Maio de 2018. No ponto da sua órbita mais próximo do buraco negro, a distância desta estrela ao objeto era menor que 20 bilhões de quilômetros e a sua velocidade era maior que 25 milhões de quilômetros por hora,quase 3% da velocidade da luz.

A estrela S2 orbita o buraco negro a cada 16 anos numa órbita altamente excêntrica que a aproxima deste objeto a uma distância de cerca de 20 bilhões de km, 120 vezes a distância da Terra ao Sol, ou cerca de quatro vezes a distância do Sol a Netuno, no ponto mais próximo do buraco negro. Esta distância corresponde a cerca de 1.500 vezes o raio de Schwarzschild do próprio buraco negro.

A equipe comparou medições de posição e velocidade obtidas pelo GRAVITY e pelo SINFONI, respectivamente, juntamente com observações anteriores de S2 obtidas com outros instrumentos, com previsões de gravidade newtoniana, relatividade geral e outras teorias de gravidade. Os novos resultados são inconsistentes com as previsões newtonianas mas estão em excelente acordo com a relatividade geral.

“Esta é a segunda vez que observamos a passagem de S2 próximo do buraco negro situado no nosso centro galático. No entanto, desta vez, devido à instrumentação disponível muito melhorada, fomos capazes de observar a estrela com uma resolução sem precedentes. Estas observações foram preparadas arduamente durante vários anos, uma vez que queríamos tirar o máximo partido desta oportunidade única de observar os efeitos da relatividade geral,” explica Reinhard Genzel do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE), na Alemanha.

As novas medições revelam claramente um efeito chamado desvio para o vermelho gravitacional. A luz emitida pela estrela é “esticada” na direção dos maiores comprimentos de onda por efeito do campo gravitacional muito forte do buraco negro. E a variação do comprimento de onda da luz de S2 está precisamente de acordo com a variação prevista pela teoria da relatividade geral de Einstein. Trata-se da primeira vez que este tipo de desvio é observado no movimento de uma estrela em torno de um buraco negro supermassivo.

A equipe usou o SINFONI para medir a velocidade de S2 ao aproximar-se e a afastar-se da Terra e o instrumento interferométrico GRAVITY para fazer medições extremamente precisas das variações de posição de S2 de modo a poder definir-se a forma da sua órbita. As imagens criadas pelo GRAVITY são tão nítidas que conseguem mostrar o movimento da estrela de noite para noite à medida que esta passa perto do buraco negro.

Mais de cem anos após a publicação do seu artigo que descreveu as equações da relatividade geral, Einstein mostrou estar certo uma vez mais, e num laboratório muito mais extremo do que jamais poderia imaginar!

Espera-se conseguir revelar outro efeito relativístico no final do ano com observações de acompanhamento, uma pequena rotação da órbita da estrela, conhecida por precessão de Schwarzschild, à medida que S2 se afasta do buraco negro.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Detection of the Gravitational Redshift in the Orbit of the Star S2 near the Galactic Centre Massive Black Hole“, pela Colaboração GRAVITY, que foi publicado hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Mars Express descobre lago de água líquida sob calota polar de Marte

Dados de radar recolhidos pela Mars Express da ESA apontam para um lago de água líquida enterrado sob camadas de gelo e poeira na região polar sul de Marte.

© ESA/DLR (calota polar sul de Marte)

Esta visão da calota polar sul de Marte e da área circundante foi captada pela sonda Mars Express, em 25 de fevereiro de 2015. Observações recentes da Mars Express revelaram um lago de água líquida espreitando sob a calota de gelo.

A evidência do passado aquático do Planeta Vermelho é predominante em toda a sua superfície, na forma de vastas redes de vale fluvial secas e gigantescos canais de saída claramente fotografados por sondas em órbita. Os orbitadores juntamente com os landers e rovers explorando a superfície marciana, também descobriram minerais que só podem formar na presença de água líquida.

Mas o clima mudou significativamente ao longo dos 4,6 bilhões de anos de história do planeta e a água líquida não pode existir na superfície hoje, então os cientistas estão olhando para o subsolo. Os primeiros resultados da sonda Mars Express já descobriram que o gelo da água existe nos polos do planeta e também está enterrado em camadas intercaladas com poeira. A Mars Express foi lançada em 2 de junho de 2003 e comemora 15 anos em órbita em 25 de dezembro deste ano.

A presença de água líquida na base das calotas polares é suspeita há muito tempo; afinal de contas, a partir de estudos na Terra, é bem conhecido que o ponto de fusão da água diminui sob a pressão de uma geleira sobrejacente. Além disso, a presença de sais em Marte poderia reduzir ainda mais o ponto de fusão da água e manter a água líquida mesmo em temperaturas abaixo de zero.

Mas, até agora, evidências do Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding (MARSIS) o primeiro sonar de radar orbitando outro planeta, permaneceram inconclusivas.

Foi necessária a persistência de cientistas que trabalham com este instrumento de sondagem de subsuperfície para desenvolver novas técnicas a fim de coletar o máximo de dados de alta resolução possível para confirmar sua interessante conclusão.

O radar de penetração no solo usa o método de envio de pulsos de radar para a superfície e determina quanto tempo leva para que eles sejam refletidos de volta para a sonda e com que intensidade. As propriedades do material influenciam o sinal retornado, que pode ser usado para mapear a topografia subsuperficial.

A prospecção do radar mostra que a região polar sul de Marte é feita de várias camadas de gelo e poeira até uma profundidade de cerca de 1,5 km na área de 200 km de largura analisada neste estudo. Um reflexo do radar particularmente brilhante por baixo dos depósitos em camadas é identificado dentro de uma zona de 20 km de largura.

Analisando as propriedades dos sinais de radar refletidos e considerando a composição dos depósitos em camadas e o perfil de temperatura esperado abaixo da superfície, os cientistas interpretam a característica brilhante como uma interface entre o gelo e um corpo estável de água líquida, que pode ser carregado com sedimentos salinos saturados. Para que o MARSIS fosse capaz de detectar tal mancha de água, precisaria ter pelo menos várias dezenas de centímetros de espessura.

Esta é apenas uma pequena área de estudo, pode haver mais destes bolsões subterrâneos de água em outros lugares, ainda a serem descobertos em Marte.

A descoberta lembra um pouco o Lago Vostok, descoberto cerca de 4 km abaixo do gelo na Antártica na Terra. Sabe-se que algumas formas de vida microbiana prosperam nos ambientes subglaciais da Terra, mas poderia haver bolsões subterrâneos de água salgada e rica em sedimentos em Marte, que também fornecem um habitat adequado, seja agora ou no passado? Se a vida alguma vez existiu em Marte, permanece uma questão em aberto, e é uma das missões de Marte, incluindo a atual sonda europeia e russa ExoMars e a futura sonda, que continuará a ser explorada.

Esta descoberta emocionante é um destaque para a ciência planetária e contribuirá para a nossa compreensão da evolução de Marte, a história da água no nosso planeta vizinho e sua habitabilidade.

A Mars Express foi lançada em 2 de junho de 2003 e comemora 15 anos em órbita em 25 de dezembro deste ano.

Esta descoberta foi publicada na revista Science.

Fonte: ESA

Encontrada galáxia perdida devorada por Andrômeda

Cientistas da Universidade de Michigan deduziram que a galáxia de Andrômeda, nosso vizinho galáctico mais próximo, destruiu e canibalizou uma enorme galáxia há dois bilhões de anos.

© Adam Evans (M31 e M32)

Nesta imagem, a galáxia de Andrômeda rasga a grande galáxia M32p, que resultou na M32 e um gigantesco halo de estrelas.

Apesar de ter sido em grande parte retalhada, esta enorme galáxia deixou para trás uma rica trilha de evidências: um halo quase invisível de estrelas maiores do que a própria galáxia de Andrômeda, um elusivo fluxo de estrelas e uma enigmática galáxia compacta, a M32. Descobrir e estudar esta galáxia dizimada ajudará os astrônomos a entender como galáxias de disco como a Via Láctea evoluem e sobrevivem a grandes fusões.

Esta galáxia rompida, denominada M32p, era o terceiro maior membro do Grupo Local de galáxias, depois das galáxias da Via Láctea e de Andrômeda. Usando modelos de computador, Richard D'Souza e Eric Bell, do Departamento de Astronomia da Universidade de Michigan, conseguiram reunir estas evidências, revelando esse irmão há muito perdido da Via Láctea.

Os cientistas há muito sabem que este grande halo quase invisível de estrelas em torno de galáxias contém os remanescentes de galáxias canibalizadas menores. Uma galáxia como Andrômeda deveria ter consumido centenas de seus companheiros menores.

Usando novas simulações de computador, os cientistas foram capazes de entender que, apesar de muitas galáxias companheiras terem sido consumidas por Andrômeda, a maioria das estrelas no halo fraco externo de Andrômeda foram principalmente contribuídas pela destruição de uma única grande galáxia.

Esta galáxia, chamada M32p, que foi destruída pela galáxia de Andrômeda, era pelo menos 20 vezes maior que qualquer galáxia que se fundiu com a Via Láctea ao longo de sua vida. A M32p teria sido massiva, tornando-se a terceira maior galáxia do Grupo Local, depois das galáxias de Andrômeda e da Via Láctea.

© AAS/IOP (ruptura da galáxia M32p pela galáxia de Andrômeda)

Este trabalho também pode resolver um mistério de longa data: a formação da enigmática galáxia  satélite M32 de Andrômeda. A compacta e densa M32 é provavelmente o centro sobrevivente da irmã há muito perdida da Via Láctea.

A galáxia M32 é esquisita, embora pareça um exemplo compacto de uma antiga galáxia elíptica, ela tem muitas estrelas jovens. É uma das galáxias mais compactas do Universo.

Seu estudo pode alterar a compreensão tradicional de como as galáxias evoluem. Os pesquisadores perceberam que o disco de Andrômeda sobreviveu a um impacto com uma enorme galáxia, o que questionaria a sabedoria comum de que estas grandes interações destruiriam os discos e formariam uma galáxia elíptica.

O momento da fusão também pode explicar o espessamento do disco da galáxia de Andrômeda, bem como uma explosão de formação de estrelas dois bilhões de anos atrás, uma descoberta que foi alcançada independentemente por pesquisadores franceses no início deste ano.

O método usado neste estudo pode ser aplicado para outras galáxias, permitindo a medição de sua mais massiva fusão de galáxias, dizem os pesquisadores. Com este conhecimento, os cientistas podem desvendar melhor a complicada teia de causa e efeito que impulsiona o crescimento das galáxias e aprender o que as fusões proporcionam às galáxias.

Esta descoberta foi publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Michigan

Será que um intruso estelar alterou o Sistema Solar exterior?

Há um mistério se formando nos confins do nosso Sistema Solar.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do peculiar planeta anão Sedna)

Os astrônomos há muito acreditam que os oito planetas do Sistema Solar orbitam em círculos quase perfeitos porque se formaram dentro de um disco rodopiante de poeira e gás que circundava o jovem Sol. Mas em 2003 os cientistas descobriram algo estranho: um planeta anão conhecido como Sedna, cuja órbita alongada o faz percorrer uma trajetória que varia entre duas e vinte vezes a distância de Plutão em relação ao Sol. Ele não está sozinho. Nos anos seguintes os astrônomos descobriram quase duas dúzias de objetos gelados distantes cujas órbitas são longas e estranhamente inclinadas em comparação ao plano do Sistema Solar. Para explicar essas órbitas estranhas, os cientistas especularam que talvez esses mundos sejam cicatrizes de um passado violento, um sinal de que algo - talvez uma estrela passageira - os tenha tirado de curso no início do nosso Sistema Solar. Ou talvez ainda haja um nono planeta distante cuja gravidade module suas órbitas peculiares.

Nos últimos anos a segunda hipótese ganhou força e a primeira foi deixada de lado, diz Susanne Pfalzner, astrônoma do Instituto Max Planck de Radioastronomia, na Alemanha. Anomalias nas órbitas de alguns pequenos objetos no Sistema Solar exterior acumularam evidências de um suposto “Planeta Nove”, que teria aproximadamente 10 vezes a massa da Terra. Contudo, um intruso estelar era considerado muito improvável, até agora. Pfalzner e seus colegas mostraram que estrelas podem invadir nosso Sistema Solar com muito mais frequência do que se pensava anteriormente. Os resultados não apenas conferem credibilidade a um sobrevoo estelar, mas também poderiam explicar como o fugidio Planeta Nove teria alcançado sua órbita ímpar.

Sabe-se que o Sol nem sempre foi tão solitário. Ele nasceu em meio a um aglomerado de centenas a dezenas de milhares de estrelas que se dispersaram apenas 10 milhões de anos depois. Assim, enquanto o Sol ainda pertencia àquele aglomerado, as estrelas teriam viajado de um lado para o outro, em uma dança vertiginosa que facilmente pode ter trazido uma intrusa ao nosso Sistema Solar embrionário. Mas depois que o aglomerado se desfez, a probabilidade de um encontro como esse caiu para quase zero, ou assim se pensava. Mas Pfalzner e seus colegas agora argumentam que as chances de um encontro continuam bastante altas mesmo depois que o grupo se dispersou. Após muitas simulações em um computador, eles descobriram que há uma chance de 20% a 30% de que uma estrela, talvez tão grande quanto o Sol, tenha passado  a uma distância de 50 a 150 UA (Unidades Astronômicas, que é a distância média da Terra ao Sol, ou 149 milhões de km) em relação a Plutão. Não há dúvida de que tal proximidade de uma estrela certamente abalaria nosso jovem Sistema Solar.

Embora os grandes planetas não sofram grandes interferências (assim como o Sol, que é apenas ligeiramente empurrado pelas gravidades menores dos oito planetas), o encontro perturbaria os objetos menores do Sistema Solar, lançando-os e colocando-nos em órbitas estranhas em locais distantes do Sistema Solar.

Além disso, as simulações também recriaram uma segunda tendência observada no Sistema Solar: a de que objetos da região exterior do sistema se agrupem no espaço. Eles viajam unidos em grupos muito próximos que cruzam o plano do Sistema Solar mais ou menos no mesmo ponto, antes de se encaminharem para uma mesma  região situada nas áreas mais distantes. Em suma, as simulações que incluem um intruso estelar podem recriar perfeitamente o que observamos até o momento. "Mas a grande questão é se se estas características irão durar 4,5 bilhões de anos ou toda a vida útil do Sistema Solar", diz Scott Kenyon, astrônomo do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian que não esteve envolvido na pesquisa. Pfalzner concorda. Ela gostaria de modelar a seguir o comportamento a longo prazo para ver se essas mudanças vão durar toda a vida útil do Sistema Solar. Pode ser que apenas um sobrevoo feito por uma estrela próxima baste para  agrupar objetos apenas por um momento cósmico antes que eles voltem à suas órbitas aleatórias. Se for esse o caso, a existência de um planeta é a melhor explicação para as observações.

Os cientistas estão realizando observações das mais diversas formas para obter mais dados. Algumas equipes, por exemplo, já estão vasculhando partes grandes do céu e buscando por mais fenômenos estranhos na parte exterior do Sistema Solar. Scott Sheppard, um astrônomo da Instituição de Ciência de Carnegie que não esteve envolvido no estudo, não consegue conter sua excitação com o telescópio Synoptic Survey Telescope, um telescópio com 8,4 metros de largura e que provavelmente revelará centenas de novos objetos do Sistema Solar.

Enquanto isso, Kenyon está esperançoso de que a sonda Gaia, que está no processo de mapear um bilhão de estrelas com uma precisão sem precedentes, possa ajudar a encontrar os irmãos perdidos do nosso Sol. Isso permitirá que os cientistas entendam melhor o aglomerado estelar em que nosso jovem Sistema Solar se formou, ou a probabilidade de outra estrela se aproximar demais. Um estudo recente da sonda chegou a traçar caminhos percorridos por estrelas próximas e projetou o futuro de suas trajetórias. Com isso, foi descoberto que em um período de 10 milhões de anos 25 estrelas irão se aproximar perigosamente da Terra. Esse registro sugere sete vezes mais movimento estelar nas proximidades do que se esperava anteriormente.

E existem as várias buscas pelo fugidio Planeta Nove. Mas Pfalzner argumenta que a descoberta de outro grande membro do Sistema Solar não excluirá a possibilidade do sobrevoo estelar. "Se o Planeta Nove existe, isso não é de forma alguma uma contradição ao modelo de sobrevoo. Seria possivelmente até um ponto a favor dele". Sua equipe argumenta que a órbita prevista para o Planeta Nove também seria excêntrica (muito longa) e inclinada (em relação ao plano do Sistema Solar). Ela provavelmente foi modelada pelo próprio intruso estelar.

E embora os astrônomos possam discordar quanto às especificidades da história da origem do nosso Sistema Solar, eles estão certos de que muito mais objetos serão descobertos no Sistema Solar exterior.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Scientific American

A irmã mais velha da Via Láctea

Esta imagem obtida pela Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble mostra uma bela galáxia espiral chamada NGC 6744.

© Hubble (NGC 6744)

À primeira vista, assemelha-se à Via Láctea, embora maior, medindo mais de 200.000 anos-luz de largura em comparação com 100.000 anos-luz de diâmetroda nossa galáxia doméstica.

Como a Via Láctea, a NGC 6744 tem uma região central proeminente repleta de velhas estrelas amarelas. Afastando-se do núcleo galáctico, pode-se ver partes dos braços espirais empoeirados pintados em tons de rosa e azul; enquanto os locais em tom azul estão repletos de jovens aglomerados estelares, o tom rosa são regiões de formação de estrelas ativas, indicando que a galáxia ainda é muito ativa.

Em 2005, uma supernova, chamada SN 2005at (não visível nesta imagem), foi descoberta dentro da NGC 6744, ratificando o argumento da vivacidade desta galáxia. A SN 2005at é uma supernova do tipo Ic, formada quando uma estrela massiva colapsa em si mesma e perde seu envelope de hidrogênio.

Fonte: ESA

A primeira evidência de uma estrela devorando um planeta

Há já quase um século que os astrônomos investigam a curiosa variabilidade de jovens estrelas que residem na região de Touro-Cocheiro a cerca de 450 anos-luz da Terra.

© NASA/CXC/M. Weiss (ilustração da destruição de um planeta jovem por sua estrela)

Uma estrela em particular chamou a atenção dos cientistas. A cada poucas décadas, a luz da estrela diminui brevemente antes de aumentar novamente.

Nos últimos anos, foi observado a estrela diminuindo de brilho com mais frequência, e por períodos mais longos, levantando a questão: o que é que obscurece repetidamente a estrela? A resposta, pode evidenciar alguns dos processos caóticos que ocorrem no início do desenvolvimento de uma estrela.

Agora, físicos do Massachusetts Institute of Technology (MIT) e de outras instituições observaram a estrela, de nome RW Aur A, com o observatório de raios X Chandra da NASA. Eles encontraram evidências do que pode ter provocado o seu mais recente evento de escurecimento: uma colisão entre dois corpos planetários jovens, que produziu no seu rescaldo uma densa nuvem de gás e poeira. Quando estes destroços planetários caíram na estrela, formaram um véu espesso, obscurecendo temporariamente a luz da estrela.

Os anteriores eventos de escurecimento da estrela podem ter sido provocados por colisões similares, quer seja entre dois corpos planetários, quer seja entre remanescentes maiores de colisões passadas que se encontraram de frente e depois se separaram novamente.

Os cientistas que estudam o desenvolvimento inicial de estrelas frequentemente observam as Nuvens Escuras de Touro-Cocheiro, uma concentração de nuvens moleculares nas constelações de Touro e Cocheiro que abrigam berçários estelares com milhares de estrelas jovens. As estrelas jovens formam-se a partir do colapso gravitacional de gás e poeira no interior destas nuvens. As estrelas muito jovens, ao contrário do nosso Sol comparativamente maduro, ainda estão rodeadas por um disco giratório de detritos, incluindo gás, poeira e aglomerados de material que variam em tamanho, desde pequenos grãos de poeira a pedregulhos, e possivelmente até planetas bebês.

"Se tivermos em consideração o nosso Sistema Solar, temos planetas e não um disco enorme em torno do Sol. Estes discos duram talvez 5 a 10 milhões de anos e, em Touro, há muitas estrelas que já perderam o seu disco, mas algumas ainda o têm. Se quisermos saber o que acontece nos estágios finais da dispersão deste disco, Touro é um dos locais onde os podemos encontrar," explica Hans Moritz Guenther, pesquisador do Kavli Institute for Astrophysics and Space Research do MIT.

Guenther e colegas focam-se em estrelas jovens o suficiente para ainda hospedar discos. Estava particularmente interessado em RW Aur A, que está no limite mais antigo da faixa etária das estrelas jovens, pois estima-se que tenha vários milhões de anos. RW Aur A faz parte de um sistema duplo, o que significa que orbita outra estrela jovem, RW Aur B. Ambas as estrelas têm aproximadamente a mesma massa que o Sol.

Desde 1937 que os astrônomos têm registado quedas notáveis no brilho de RW Aur A a cada poucas décadas. Cada evento de escurecimento parecia durar mais ou menos um mês. Em 2011, a estrela diminui novamente de brilho, desta vez durante aproximadamente meio ano. A estrela eventualmente aumentou de brilho, só para desvanecer outra vez em meados de 2014. Em novembro de 2016, a estrela retornou à sua plena luminosidade.

Este escurecimento pode ser provocado por um fluxo passageiro de gás na orla externa do disco da estrela, ou a queda de brilho se deve a processos que ocorrem mais perto do centro da estrela.

Em janeiro de 2017, RW Aur A diminui novamente de brilho e a equipe usou o observatório de raios X Chandra para registar a emissão de raios X da estrela.

Os cientistas obtiveram várias revelações surpreendentes: o disco da estrela hospeda uma grande quantidade de material; a estrela é muito mais quente do que o esperado; e o disco contém muito mais ferro do que o esperado, não tanto ferro como na Terra, mas mais do que uma típica lua no nosso Sistema Solar (a nossa Lua, no entanto, tem muito mais ferro do que o estimado no disco da estrela).

Este último ponto foi o mais intrigante para a equipe. Normalmente, um espectro de raios X de uma estrela pode mostrar vários elementos, como o oxigênio, ferro, silício e magnésio, e a quantidade de cada elemento presente depende da temperatura no interior do disco de uma estrela.

Os pesquisadores especulam que este excesso de ferro pode ter vindo de duas possíveis fontes. A primeira é um fenômeno conhecido como armadilha de pressão de poeira, na qual pequenos grãos ou partículas como ferro podem ficar presas nas "zonas mortas" de um disco. Se a estrutura do disco mudar repentinamente, como quando a estrela parceira passar perto, as forças de maré resultantes podem liberar as partículas presas, formando um excesso de ferro que pode cair para a estrela.

A segunda teoria é a mais convincente. Neste cenário, o excesso de ferro é criado quando dois planetesimais colidem, liberando uma espessa nuvem de partículas. Se um ou ambos os planetas forem compostos parcialmente de ferro, a sua colisão pode expelir uma grande quantidade de ferro para o disco e obscurecer temporariamente a luz quando o material cai na estrela.

No futuro, os cientistas pretendem fazer mais observações da estrela, a fim de ver se a quantidade de ferro ao redor da estrela mudou, uma medição que poderá ajudar na determinação do tamanho da fonte de ferro. Por exemplo, se for detectada a mesma quantidade de ferro, daqui a um ano, isso pode indicar que o ferro vem de uma fonte relativamente massiva, como uma grande colisão planetária, ao invés da baixa abundância de ferro no disco.

Um artigo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Descobertas doze novas luas orbitando Júpiter

Foram encontradas doze novas luas orbitando Júpiter, 11 luas externas “normais”, e uma considerada “excêntrica”. Isso eleva o número total de luas conhecidas de Júpiter a 79, o máximo de qualquer planeta em nosso Sistema Solar.

© Carnegie Institution for Science (novas luas de Júpiter)

Uma equipe liderada por Scott S. Sheppard, da Instituição Carnegie, avistou as luas pela primeira vez na primavera de 2017, enquanto procurava por objetos muito distantes do Sistema Solar, como parte da busca por um possível planeta enorme, muito além de Plutão.

Em 2014, esta mesma equipe encontrou o objeto com a órbita conhecida mais distante em nosso Sistema Solar e foi o primeiro a perceber que um planeta enorme e desconhecido nas margens do nosso Sistema Solar, muito além de Plutão, poderia explicar a similaridade das órbitas de vários pequenos objetos extremamente distantes. Este planeta putativo agora é às vezes popularmente chamado de Planeta X ou Planeta Nove. Dave Tholen, da Universidade do Havaí, e Chad Trujillo, da Northern Arizona University, também fazem parte da equipe de pesquisa do planeta.

“Júpiter estava por acaso no céu, perto dos campos de busca onde estávamos à procura de objetos extremamente distantes do Sistema Solar, e foi por isso que fomos, de forma inesperada, capazes de procurar por novas luas ao redor de Júpiter, enquanto, ao mesmo tempo, procurávamos planetas nos confins do nosso Sistema Solar”, disse Sheppard.

Nove das novas luas fazem parte de um agrupamento externo distante de luas que orbitam na direção retrógrada ou oposta da rotação de Júpiter. Estas luas retrógradas distantes estão localizadas em pelo menos três agrupamentos orbitais distintos e acredita-se que sejam remanescentes de três corpos parentes outrora maiores que se separaram durante colisões com asteroides, cometas ou outras luas. As luas retrógradas recém-descobertas levam cerca de dois anos para orbitar Júpiter.

Duas das novas descobertas fazem parte de um grupo interno luas, que fazem parte do grupo progressivo a que pertence a lua Himalia, um grupo de satélites irregulares cujas órbitas possuem a mesma direção da rotação de Júpiter. Todas estas luas internas têm distâncias orbitais e ângulos de inclinação semelhantes em torno de Júpiter, e por isso também são fragmentos de uma lua maior. Estas duas luas recém-descobertas levam pouco menos de um ano para transladar em torno de Júpiter.

"Nossa outra descoberta é um verdadeiro excêntrico e tem uma órbita como nenhuma outra lua joviana conhecida", explicou Sheppard. "É também a menor lua conhecida de Júpiter, com menos de um quilômetro de diâmetro".

Esta nova lua excêntrica é mais distante e mais inclinada que o grupo progressivo de luas e leva cerca de um ano e meio para orbitar Júpiter. Assim, ao contrário do grupo de luas progressivas mais próximas, esta nova lua excêntrica progressiva tem uma órbita que atravessa as luas retrógradas exteriores, propiciando colisões frontais.

É possível que os vários agrupamentos lunares orbitais que vemos hoje tenham sido formados no passado distante através deste mecanismo.

A equipe acha que esta pequena lua “excêntrica” pode ser o remanescente de uma lua em órbita, formando alguns dos agrupamentos de lua retrógrada durante colisões frontais passadas. O nome Valetudo foi proposto para ela, em referência a Hígia, uma deusa grega mais tarde identificada como a deusa romana Salus, a deusa da saúde e da higiene, bisneta do deus romano Júpiter.

Elucidar as complexas influências que moldaram a história orbital da Lua pode auxiliar no estudo sobre os primeiros anos do nosso Sistema Solar.

Por exemplo, a descoberta de que as menores luas dos vários grupos orbitais de Júpiter ainda são abundantes sugere que as colisões que as criaram ocorreram após a era da formação planetária, quando o Sol ainda estava rodeado por um disco rotativo de gás e poeira do qual os planetas se encontravam.

Por causa de seus tamanhos, de um a três quilômetros, estas luas são mais influenciadas pelo gás e pela poeira ao redor. Se estas matérias-primas ainda estivessem presentes quando a primeira geração de luas de Júpiter colidiu para formar seus agrupamentos de luas , a força exercida por qualquer gás e poeira remanescente nas luas menores teria sido suficiente para fazê-las espiralar para dentro em direção a Júpiter. Sua existência mostra que elas provavelmente se formaram depois que este gás e poeira se dissiparam.

A descoberta inicial da maioria das novas luas foi feita no telescópio Blanco de 4 metros no Cerro Tololo no Chile e operado pelo National Optical Astronomical Observatory dos Estados Unidos. O telescópio foi atualizado recentemente com a Dark Energy Camera, tornando-se uma ferramenta poderosa para avaliar o céu noturno em busca de objetos fracos.

Vários telescópios foram usados ​​para confirmar as descobertas, incluindo o telescópio Magellan de 6,5 metros no Observatório Las Campanas, no Chile; o telescópio Discovery Channel de 4 metros no Observatório Lowell, Arizona, o telescópio Subaru de 8 metros e o telescópio da Universidade do Havaí de 2,2 metros, e o telescópio Gemini de 8 metros no Havaí.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Imagens nítidas obtidas com a nova óptica adaptativa do VLT

O Very Large Telescope (VLT) do ESO obteve a primeira luz com um novo modo de óptica adaptativa chamado Tomografia Laser e captou imagens de teste extremamente nítidas do planeta Netuno, de aglomerados estelares e outros objetos celestes.

© ESO/P. Weilbacher (Netuno)

O instrumento pioneiro MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) em modo de campo estreito, trabalhando com o módulo de óptica adaptativa GALACSI, pode agora usar esta nova tecnologia para corrigir a turbulência da atmosfera em diferentes altitudes. Podemos agora obter imagens a partir do solo nos comprimentos de onda do visível mais nítidas do que as obtidas pelo telescópio espacial Hubble. A combinação de uma excelente nitidez de imagem com as capacidades espectroscópicas do MUSE permite aos astrônomos estudar as propriedades dos objetos astronômicos com muito mais detalhe do que o que era possível até agora.

O modo de campo largo do MUSE juntamente com o GALACSI em modo de solo corrige os efeitos da turbulência atmosférica até 1 km acima do telescópio, para um campo de visão relativamente amplo. O novo modo de campo estreito que usa Tomografia Laser, no entanto, corrige a turbulência atmosférica que ocorre por cima do telescópio em todas as altitudes, dando assim origem a imagens muito mais nítidas, embora numa região do céu menor.

Com esta nova capacidade, o telescópio de 8 metros atinge o limite teórico de nitidez de imagem, não estando assim limitado à distorção atmosférica, algo muito difícil de conseguir no óptico, mas que fornece imagens comparáveis, em termos de nitidez, às que são obtidas com o telescópio espacial Hubble. Esta nova tecnologia permitirá aos astrônomos estudar com um detalhe sem precedentes objetos celestes tais como buracos negros supermassivos no centro de galáxias distantes, jatos emitidos por estrelas jovens, aglomerados globulares, supernovas, planetas e seus satélites no Sistema Solar, entre outros.

A óptica adaptativa é uma técnica que compensa os efeitos de distorção da atmosfera terrestre, o chamado seeing astronômico, fenômeno que representa um enorme problema para todos os telescópios colocados no solo. A mesma turbulência atmosférica que faz cintilar as estrelas quando observadas a olho nu, dá origem a imagens pouco nítidas do Universo, obtidas por telescópios grandes. A luz das estrelas e galáxias fica distorcida ao passar através da camada protetora da nossa atmosfera e por isso os astrônomos têm que utilizar tecnologias inovadoras para melhorar de forma artificial a qualidade destas imagens.

Para isso, quatro raios laser brilhantes foram fixados ao telescópio principal nº4 do VLT, projetando no céu uma intensa luz alaranjada de 30 cm de diâmetro, que estimula os átomos de sódio que se encontram na atmosfera superior. São deste modo criadas estrelas guia laser artificiais, cuja luz é usada pelos sistemas de óptica adaptativa para determinar a turbulência existente na atmosfera e calcular as correções necessárias, mil vezes por segundo, que são fornecidas ao espelho secundário fino e deformável do telescópio, o qual altera constantemente a sua forma, corrigindo assim estes efeitos de distorção da luz.

O MUSE não é o único instrumento que tira partido da infraestrutura de óptica adaptativa. Outro sistema de óptica adaptativa, o GRAAL, está já em operação com a câmera infravermelha HAWK-I. E daqui a alguns anos, virá mais um novo instrumento, o ERIS. Em conjunto, estes grandes desenvolvimentos em óptica adaptativa estão melhorando a já muito poderosa frota de telescópios do ESO, trazendo até nós um Universo cada vez mais nítido.

Este novo modo também constitui um importante passo em frente para o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, o qual necessitará de Tomografia Laser para atingir os seus objetivos científicos. Estes resultados do VLT com a infraestrutura de óptica adaptativa ajudarão os engenheiros e cientistas do ELT a implementar tecnologias de óptica adaptativa semelhantes no telescópio de 39 metros.

Fonte: ESO

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