Identificados exoplanetas onde a vida pode desenvolver-se como na Terra

Cientistas identificaram um grupo de planetas localizados além do nosso Sistema Solar onde existem as mesmas condições químicas que podem ter levado à vida na Terra.

© NASA/Ames/JPL-Caltech (ilustração do exoplaneta Kepler-452b)

Os pesquisadores da Universidade de Cambridge e do Medical Research Council Laboratory of Molecular Biology descobriram que as chances da vida se desenvolver à superfície de um planeta rochoso como a Terra estão ligadas com o tipo e força da luz emitida pela sua estrela hospedeira.

O seu estudo propõe que as estrelas que emitem luz ultravioleta suficiente podem dar o pontapé inicial à vida nos seus planetas em órbita da mesma maneira que provavelmente se desenvolveu na Terra, onde a radiação ultravioleta desencadeia uma série de reações químicas que produzem os blocos de construção da vida.

Os cientistas identificaram uma variedade de planetas onde os raios ultravioleta da estrela progenitora são suficientes para permitir a ocorrência destas reações químicas, situados dentro da faixa habitável onde a água líquida pode existir à superfície.

O novo estudo é o resultado de uma colaboração contínua entre o Laboratório Cavendish e o Medical Research Council Laboratory of Molecular Biology, reunindo análises sobre química orgânica e exoplanetas. Baseia-se no trabalho do professor John Sutherland, que estuda a origem química da vida na Terra.

Num outro estudo publicado em 2015, o grupo do professor Sutherland no Medical Research Council Laboratory of Molecular Biology propôs que o cianeto, apesar de ser um veneno mortal, era de fato um ingrediente fundamental na sopa primordial da qual toda a vida na Terra teve origem.

Nesta hipótese, o carbono dos meteoritos que atingiram a jovem Terra interagiram com o nitrogênio na atmosfera para formar cianeto de hidrogênio. O cianeto de hidrogênio choveu até à superfície, onde interagiu com outros elementos de várias maneiras, alimentado pela radiação ultravioleta do Sol. As substâncias químicas produzidas por estas interações deram origem aos blocos de construção do RNA (ácido ribonucleico), o parente próximo do DNA que provavelmente foi a primeira molécula da vida a transportar informação.

No laboratório, o grupo de Sutherland recriou estas reações químicas sob lâmpadas ultravioleta e gerou os precursores de lípidos, aminoácidos e nucleotídios, componentes essenciais das células vivas.

Os dois grupos realizaram uma série de experiências de laboratório a fim de medir a rapidez com que os blocos de construção da vida podem ser formados a partir de íons de cianeto de hidrogênio e sulfito de hidrogênio em água quando expostos à luz ultravioleta. Realizaram então a mesma experiência na ausência de luz.

A mesma experiência executada no escuro com o cianeto de hidrogênio e o sulfito de hidrogênio resultou num composto inerte que não pôde ser usado para formar os blocos de construção da vida, ao passo que a experiência realizada sob as luzes resultou nos blocos de construção necessários.

Os cientistas então compararam a química da luz com a química da escuridão contra a luz UV de diferentes estrelas. Traçaram a quantidade de radiação ultravioleta disponível com planetas em órbita dessas estrelas a fim de determinar onde esta química pode ser ativada.

Descobriram que as estrelas com uma temperatura idêntica à do Sol emitiam luz suficiente para os blocos de construção da vida se formarem à superfície dos seus planetas. As estrelas frias, por outro lado, não produziram luz suficiente para a formação dos blocos de construção, a não ser que tenham erupções estelares suficientes para impulsionar a química passo a passo. Os planetas que recebem luz suficiente para ativar a sua química e que podem ter água líquida à superfície residem na zona de abiogênese.

Entre os exoplanetas conhecidos que residem na zona de abiogênese, estão vários detectados pelo telescópio Kepler, incluindo Kepler-452b, um planeta que foi apelidado de "primo" da Terra, embora esteja demasiado distante para estudar com a tecnologia atual. Os telescópios de próxima geração, como o TESS e o telescópio espacial James Webb da NASA, poderão identificar e potencialmente caracterizar muitos outros planetas que se encontrem na zona de abiogênese.

Segundo estimativas recentes, existem até 700 quintilhões (7x10²⁰) de planetas terrestres no Universo observável. Será que estamos sozinhos?

O estudo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: University of Cambridge

Elegância elíptica

Um brilhante conjunto de galáxias povoa esta imagem obtida pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO, revelando os detalhes mais delicados da estrutura galáctica.

© ESO/M. Spavone (galáxia elíptica NGC 5018 e sua vizinhança)

O VLT consegue observar objetos astronômicos de baixíssimo brilho com grande detalhe, mas quando os astrônomos querem compreender o processo de formação da grande variedade de galáxias que existe, recorrem a um tipo de telescópio diferente, com um campo de visão muito maior. O telescópio de rastreio do VLT (VST) é um equipamento de última geração com espelho de 2,6 metros de diâmetro, que foi concebido para explorar o céu em luz, fornecendo observações astronômicas detalhadas do hemisfério sul.

Com o auxílio das grandes capacidades do VST, uma equipe internacional de astrônomos realizou o rastreio VEGAS (VST Early-type GAlaxy Survey, Rastreio de Galáxias Precoces com o VST), com o objetivo de investigar um conjunto de galáxias elípticas no hemisfério sul.

As galáxias elípticas são também conhecidas por galáxias do tipo precoce, não devido à sua idade, mas porque antigamente se pensava que estes objetos evoluiriam para as mais familiares galáxias espirais, uma ideia que se sabe agora ser falsa. As galáxias do tipo precoce são caracterizadas por uma forma elipsoidal suave e geralmente apresentam pouco gás e pouca formação estelar ativa. A impressionante diversidade de formas e tipos de galáxias encontra-se classificada na Sequência de Hubble.

Utilizando a OmegaCAM, o detector muito sensível situado no núcleo do VST, a equipe liderada por Marilena Spavone do INAF-Observatório Astronômico de Capodimonte em Nápoles, Itália, captou imagens de uma grande variedade deste tipo de galáxias em diferentes meios.

Uma destas galáxias é NGC 5018, a galáxia de um branco leitoso que se encontra próximo do centro da imagem. Este objeto situa-se na constelação da Virgem e à primeira vista pode parecer nada mais do que uma mancha difusa. No entanto, após uma inspeção mais cuidadosa, podemos ver uma corrente tênue de estrelas e gás, ou seja, uma cauda de maré, estendendo-se em direção ao exterior desta galáxia elíptica. Estruturas galáticas delicadas, tais como caudas de maré e correntes estelares, são marcas de interações galáticas, fornecendo-nos pistas vitais sobre a estrutura e dinâmica das galáxias.

Para além de muitas galáxias elípticas, e de algumas espirais, podemos ver também, em primeiro plano nesta imagem notável de 400 milhões de pixels, uma variedade de estrelas coloridas brilhantes que pertencem à nossa Via Láctea. Estas intrusas estelares, tais como HD 114746 de cor azul viva que se vê próximo do centro da imagem, não foram observadas intencionalmente, encontrando-se simplesmente entre a Terra e as galáxias distantes alvos deste estudo. Menos proeminentes, mas igualmente fascinantes, são os rastros tênues deixados pelos asteroides do nosso Sistema Solar. Abaixo da NGC 5018 podemos ver, estendendo-se ao longo da imagem, um traço fraco deixado pelo asteroide 2001 TJ21 (110423) e captado ao longo de observações sucessivas. Mais para a direita, outro asteroide, o 2000 WU69 (98603), deixou também o seu rastro na imagem.

Apesar do objetivo dos astrônomos ter sido pesquisar as estruturas delicadas de galáxias distantes situadas a milhões de anos-luz de distância da Terra, no processo acabaram também por captar imagens de estrelas próximas situadas a apenas centenas de anos-luz de distância e até rastros fracos de asteroides que se encontram a uns meros minutos-luz no nosso próprio Sistema Solar. Mesmo quando estudamos as regiões mais afastadas do cosmos, a sensibilidade dos telescópios do ESO e os límpidos céus noturnos chilenos juntam-se para nos oferecer observações fascinantes de objetos muito mais próximos de casa.

Este trabalho será publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Detectado objeto magnético e exosolar de massa planetária

Astrônomos usaram o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) para fazer a primeira detecção radiotelescópica de um objeto de massa planetária localizado além do nosso Sistema Solar.

© Caltech/Chuck Carter (ilustração de SIMP J01365663+0933473)

O objeto, com cerca de 12 vezes a massa de Júpiter, é uma potência magnética surpreendentemente forte, viajando pelo espaço sem estar ligado a qualquer estrela.

"Este objeto está bem no limite entre um planeta e uma anã marron ou 'estrela falhada', e está proporcionando algumas surpresas que podem potencialmente ajudar-nos a compreender os processos magnéticos tanto nas estrelas quanto nos planetas," comenta Melodie Kao, que liderou este estudo enquanto estudante em Caltech, agora bolsista de pós-doutoramento Hubble na Universidade Estatal do Arizona.

As anãs marrons são objetos demasiado grandes para serem considerados planetas, mas não suficientemente grandes para sustentar a fusão nuclear de hidrogênio nos seus núcleos, o processo que alimenta as estrelas. Os teóricos sugeriram a existência de tais objetos na década de 1960, mas o primeiro só foi descoberto em 1995. Originalmente pensava-se que não emitiam ondas de rádio, mas em 2001 um surto de rádio, descoberto com o VLA, revelou que um destes astros tinha uma atividade magnética forte.

Observações subsequentes mostraram que algumas anãs marrons têm auroras fortes, semelhantes àquelas vistas nos planetas gigantes do nosso Sistema Solar. As auroras vistas na Terra são provocadas pela interação do campo magnético do nosso planeta com o vento solar. No entanto, as anãs marrons solitárias não possuem vento solar de uma estrela próxima para interação. Não se sabe como é que existem auroras nas anãs marrons, mas os cientistas pensam que uma possibilidade é um planeta ou lua em órbita que interage com o campo magnético da anã marrom, como o que acontece entre Júpiter e a sua lua Io.

O estranho objeto neste último estudo, chamado SIMP J01365663+0933473, tem um campo magnético 200 vezes mais forte que o de Júpiter. O objeto foi originalmente detectado em 2016 como uma das cinco anãs marrons que os cientistas estudaram com o VLA a fim de obter novos conhecimentos sobre os campos magnéticos e sobre os mecanismos pelos quais alguns destes objetos mais frios podem emitir rádio. As massas das anãs marrons são difíceis de serem determinadas e, na época, pensava-se que o objeto era uma anã marrom antiga e muito mais massiva.

No ano passado, uma equipe independente de cientistas descobriu que SIMP J01365663+0933473 fazia parte de um grupo muito jovem de estrelas. A sua jovem idade significa que era muito menos massiva, e que podia ser um "planeta flutuante", apenas 12,7 vezes mais massivo que Júpiter, com um raio 1,22 vezes maior. Com 200 milhões de anos e a 20 anos-luz da Terra, o objeto tem uma temperatura de superfície em tornno de 825 ºC. Em comparação, a temperatura da superfície do Sol é de aproximadamente 5.500 ºC.

A diferença entre um gigante gasoso e uma anã marrom continua sendo debatida entre os astrônomos, mas uma regra usada é a massa abaixo da qual a fusão de deutério cessa, conhecida como "limite de queima de deutério", mais ou menos 13 massas de Júpiter.

Simultaneamente, a equipe de Caltech que detectou originalmente a sua emissão de rádio em 2016 havia observado o objeto novamente num novo estudo com frequências rádio ainda mais altas e confirmou que o seu campo magnético era ainda mais forte do que o medido pela primeira vez.

"Quando foi anunciado que SIMP J01365663+0933473 tinha uma massa perto do limite de queima de deutério, tinha acabado de analisar os novos dados do VLA," afirma Kao.

As observações do VLA forneceram tanto a primeira detecção de rádio como a primeira medição do campo magnético de um possível objeto de massa planetária localizado além do nosso Sistema Solar.

"Um campo magnético tão forte apresenta enormes desafios para a nossa compreensão do mecanismo do dínamo que produz os campos magnéticos nas anãs marrons e nos exoplanetas e que ajuda a impulsionar as auroras que vemos," comenta Gregg Hallinan do Caltech.

"Este objeto em particular é empolgante porque o estudo dos seus mecanismos de dínamo magnético pode fornecer-nos novas informações sobre como o mesmo tipo de mecanismos pode operar nos exoplanetas. Nós pensamos que estes mecanismos podem funcionar não só nas anãs marrons, mas também em planetas gigantes gasosos e terrestres," realça Kao.

"A detecção de SIMP J01365663+0933473 com o VLA, através da sua emissão auroral de rádio, também significa que podemos ter uma nova maneira de detectar exoplanetas, incluindo aqueles que não estão em órbita de uma estrela hospedeira," acrescenta Hallinan.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Astrônomo brasileiro encontra cinco aglomerados de estrelas anciãs

Depois de contribuir para a descoberta de sete aglomerados de estrelas no halo da Via Láctea, o astrônomo brasileiro Denilso Camargo anunciou o achado de mais cinco aglomerados globulares localizados, desta vez, na região central da Via Láctea, conhecida como bojo.

© Leonardo Orazi (aglomerado da Coruja, NGC 457)

Os aglomerados globulares são um conjunto esférico e recheado de milhares de estrelas antigas que servem como uma forma de entender a formação e a evolução das galáxias.

“Eles podem ser muito úteis para estudar a fase mais jovem de uma galáxia, pois uma coisa interessante sobre os aglomerados globulares é que eles foram os primeiros sistemas estelares a se formarem no Universo. São verdadeiros fósseis vivos do processo de formação das galáxias,” explica Camargo.

Os aglomerados descobertos pelo astrônomo brasileiro, por exemplo, têm entre 12,5 e 13,5 bilhões de anos, data muito próxima do Big Bang, que ocorreu há 13,8 bilhões de anos.

Por terem se formado nos primeiros milhões de anos do Universo, os aglomerados encontrados também são muito pobres em metal, pois, naquela época, os elementos mais abundantes no espaço eram o hidrogênio e o hélio. Outros elementos só começaram a ser sintetizados muito tempo depois e, então, enriqueceram estrelas e planetas com novos materiais.

Mas não é só de velhas estrelas que o bojo da Via Láctea é feito. Aglomerados mais jovens também foram encontrados em estudos anteriores, o que pode dar pistas sobre o verdadeiro formato do bojo da Via Láctea.

“Os últimos trabalhos que saíram sobre a estrutura central da galáxia sugerem que, quando ela é vista de cima, se parece com uma caixa e, quando é vista lateralmente, se parece com um amendoim. Ao que tudo indica, isso se deve ao fato de que existe uma estrutura em X na vertical do bojo,” afirma Camargo.

Os aglomerados foram denominados 1102, 1103, 1104, 1105, e 1106. Eles encontrados com o auxílio dos dados coletados pelo telescópio WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, a menos de um quiloparsec (1 parsec = 30,86 trilhões de quilômetros) do centro da Via Láctea.

“Conseguir encontrar este tipo de objeto é algo bastante desafiador, porque eles estão localizados na direção do centro da nossa galáxia e, nesta direção, há muitas estrelas e poeira cósmica que dificultam a diferenciação entre objetos,” disse camargo.

O estudo foi publicado no periódico da Sociedade Americana de Astronomia, The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Revista Galileu

Um olho vermelho marcante de um aglomerado globular

Esta imagem mostra o aglomerado globular colorido NGC 2108.

© Hubble (NGC 2108)

O aglomerado está aninhado dentro da Grande Nuvem de Magalhães, na constelação do Espadarte (Dorado). Ele foi descoberto em 1835 pelo astrônomo, matemático, químico e inventor John Herschel, filho do famoso William Herschel.

A característica mais marcante deste aglomerado globular é o brilhante ponto vermelho-rubi no centro esquerdo da imagem. O que parece ser o olhar atento do aglomerado é, na verdade, uma estrela de carbono.

As estrelas de carbono são quase sempre gigantes vermelhas e frias, com atmosferas contendo mais carbono do que oxigênio, o oposto do nosso Sol. O monóxido de carbono se forma na camada externa da estrela através de uma combinação destes elementos, até que não haja mais oxigênio disponível. Os átomos de carbono estão livres para formar uma variedade de outros compostos de carbono, tais como C2, CH, CN, C3 e SiC2, que dispersam a luz azul dentro da estrela, permitindo que a luz vermelha passe sem perturbação.

Esta imagem foi captada pela Advanced Camera for Surveys (ACS) do telescópio espacial Hubble da, usando três filtros diferentes.

Fonte: ESA

Como descobrimos o buraco negro no centro da nossa galáxia

Na semana passada, astrônomos anunciaram as primeiras observações do efeito do redshift gravitacional de um buraco negro, a luz vinda de uma estrela no campo gravitacional perto de um buraco negro parecia mais vermelha do que fora da influência do buraco negro.

© NASA/UMass/STScI (Sagittarius A*)

O buraco negro responsável foi Sagitário A* (Sgr A*), o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. É provável que a maioria das grandes galáxias como a Via Láctea deva ter buracos negros supermassivos em seus centros, mas só nas últimas duas décadas surgiram fortes evidências de que Sgr A* é nosso buraco negro supermassivo.

A descoberta de Sgr A* é creditada a dois astrônomos, Bruce Balick e Robert L. Brown, que publicaram um artigo em 1974 descrevendo uma fonte de rádio brilhante em uma pequena região no centro da Via Láctea.

Os astrônomos sabiam há algum tempo que havia muitas ondas de rádio perto do centro da Via Láctea. Karl G. Jansky, um físico que trabalhava para a Bell Telephone Laboratories, estava tentando identificar fontes de estática que a companhia telefônica poderia ter de enfrentar quando realizou a descoberta no início da década de 1930. Jansky queria investigar mais para descobrir por que as ondas de rádio estavam vindo do espaço interestelar, mas a Bell Labs não estava interessada, e ninguém mais acompanhou a descoberta por vários anos.

Mesmo que a fonte de rádio tenha sido descoberta em 1974, o nome Sgr A* só apareceu em 1982. Os astrônomos haviam proposto outros nomes, como o GCCRS (Galactic Centre Compact Radio Source), mas eles não entenderam. Brown propôs o nome de Sagitário A* porque a fonte estava dentro de uma estrutura maior de emissão de rádio chamada Sagitário A. A notação de asterisco era usada em física atômica para átomos que estão em um estado de alta energia, e Brown achou que seria uma boa analogia para a fonte de rádio compacta que fornece energia ao ambiente.

Foram observações no início dos anos 2000 das estrelas mais próximas orbitando Sgr A*, como a estrela S2, gravitacionalmente deslocada para o vermelho, que deu aos astrônomos evidências realmente convincentes de que Sgr A* contém um buraco negro supermassivo. Com base nas órbitas das estrelas, os astrônomos calcularam que cerca de 4 milhões de vezes a massa do Sol tinha que estar contida em uma região muito menor do que o tamanho do nosso Sistema Solar. Eles perceberam que o que quer que estivesse no coração de Sgr A* era muito denso para ser qualquer coisa além de um buraco negro.

A melhoria da tecnologia de telescópios permitirá que os astrônomos obtenham detalhes mais refinados em áreas do espaço ao redor de buracos negros supermassivos. O Event Horizon Telescope, uma colaboração de telescópios em todo o mundo trabalhando juntos, observou recentemente a vizinhança imediata de Sgr A*. Espera-se que a equipe do Event Horizon Telescope revele os resultados destas observações em breve.

Fonte: Discovery Magazine

Descobertas propriedades ocultas da Estrela Polar

Dois professores de astrofísica da Universidade de Villanova lideraram uma equipe de pesquisadores que descobriu as propriedades físicas há muito ocultas de Polaris, a famosa "Estrela Polar".

© NASA/Hubble (componentes estelares de Polaris)

Até agora, as amplas estimativas da distância da estrela à Terra (322 a 520 anos-luz) dificultavam a determinação da sua composição física. Mas, equipados com medições precisas de distância obtidas recentemente pela missão Gaia da ESA (447 +/- 1,6 anos-luz), a equipe de Villanova conseguiu determinar o raio, o brilho intrínseco, a idade e a massa da Estrela Polar.

A Estrela Polar é a nossa Cefeida Clássica mais próxima, uma classe rara e importante de estrelas supergigantes muito luminosas que pulsam. A relação entre o brilho intrínseco (luminosidade) e o período de pulsação permite que as cefeidas sejam usadas como "velas padrão" para medir as distâncias de galáxias próximas e distantes.

"A grande incerteza anterior, no que toca à distância da Estrela Polar, foi um impedimento real para fixar as propriedades da nossa Cefeida mais próxima. A missão Gaia mediu a sua distância com um erro inferior a 0,5%," comenta Edward Guinan. "Trabalhar com uma medição precisa da distância abre novos caminhos para investigação sobre a estrutura e evolução da Estrela Polar e de outras Cefeidas."

A pesquisa explica a importância deste avanço para um estudo mais aprofundado da Estrela Polar, onde serve como um importante laboratório astrofísico para o estudo da pulsação estelar, das propriedades, evolução e estrutura das Cefeidas.

"O nosso estudo da Estrela Polar fornece uma compreensão mais clara das estrelas variáveis Cefeidas como uma classe. As Cefeidas são fundamentalmente importantes para determinar as distâncias das galáxias e a velocidade de expansão do Universo. Todas, à exceção de algumas, estão demasiado distantes para determinar as suas propriedades físicas com a precisão agora fornecida pela Estrela Polar," acrescenta Guinam.

Um artigo científico foi publicado na revista Research Notes of The American Astronomical Society.

Fonte: Villanova University

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