Rios fluíram em Marte durante muito tempo

Há muito tempo, em Marte, a água esculpiu leitos de rios profundos à superfície do planeta, mas ainda não sabemos que tipo de clima os alimentou. Os cientistas não têm a certeza porque a sua compreensão do clima marciano, há bilhões de anos, permanece incompleta.

© NASA/JPL/U. de Chicago (a linha tracejada assinala a posição do canal de rio preservado)

Um novo estudo por cientistas da Universidade de Chicago catalogou esses rios para concluir que um escoamento significativo de rios persistiu em Marte durante mais tempo do que se pensava anteriormente. Segundo o estudo, o escoamento foi intenso, onde os rios em Marte eram mais largos do que os da Terra de hoje, e ocorreram em centenas de locais no Planeta Vermelho.

"Isto complica a imagem para os cientistas que querem modelar o antigo clima marciano. Já é difícil explicar rios ou lagos com base nas informações que temos," disse. "Isto torna um problema difícil ainda mais complexo," disse o autor principal do estudo, Edwin Kite, professor assistente de ciências geofísicas e especialista tanto da história de Marte quanto dos climas de outros mundos.

Mas, as restrições podem ser úteis para analisar as muitas teorias que os pesquisadores propuseram para explicar o clima.

Marte é atravessado por trilhas distintas de rios extintos há muito tempo. As naves da NASA tiraram fotos de centenas desses rios a partir de órbita e, quando o rover Curiosity pousou em 2012, enviou imagens de seixos arredondados durante muito tempo no fundo de um rio.

Mas o porquê de Marte, no passado, ter tido água líquida, é um enigma. Marte tem hoje uma atmosfera extremamente fina e no início da sua história também recebia apenas um-terço da luz solar que a Terra de hoje recebe, o que não deveria fornecer calor suficiente para manter a água líquida. "De fato, mesmo no passado de Marte, quando havia água suficiente para a existência de rios durante algum tempo, os dados indicam que Marte era extremamente frio e seco no tempo restante," explicou Kite.

Procurando uma melhor compreensão da precipitação marciana, Kite e colegas analisaram fotografias e modelos de elevação de mais de 200 antigos leitos de rios marcianos, abrangendo mais de um bilhão de anos. Esses leitos de rio são uma rica fonte de pistas sobre a água que os atravessou e o clima que os produziu. Por exemplo, a largura e a inclinação dos leitos dos rios e o tamanho do cascalho informam os cientistas sobre a força do fluxo da água e a quantidade de cascalho restringe o volume de água que passa.

A sua análise mostra evidências claras de escoamento persistente e forte que ocorreu no último estágio do clima úmido.

Os resultados fornecem orientação para aqueles que tentam reconstruir o clima marciano. Por exemplo, o tamanho dos rios implica que a água estava fluindo continuamente, não apenas ao meio-dia, de modo que os modeladores climáticos precisam de explicar um forte efeito estufa para manter o clima aquecido o suficiente para temperaturas diurnas médias acima do ponto de congelamento da água.

Os rios também mostram forte fluxos até ao "último minuto" geológico antes do clima úmido ter secado. "Esperaríamos que diminuíssem gradualmente com o tempo, mas não é isso que vemos," realça Kite. Os rios ficam mais curtos, centenas de quilômetros, em vez de milhares, mas a descarga ainda é forte."

É possível que o clima tenha tido uma oscilação entre os ciclos secos e molhados.

"O nosso trabalho responde a algumas perguntas existentes, mas levanta uma nova. O que está errado: os modelos climáticos, os modelos de evolução atmosférica ou a nossa compreensão básica da cronologia do Sistema Solar interior?", concluiu kite.

O estudo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: University of Chicago

Cadeia de galáxias de Markarian

Do outro lado do coração do aglomerado de galáxias de Virgem, encontra-se uma impressionante cadeia de galáxias, conhecida como Cadeia de Markarian.

© Sergio Kaminsky (Cadeia de Markarian)

A cadeia de galáxias, vista na imagem acima, é destacada à direita com duas grandes galáxias lenticulares, sem traços característicos, M84 e M86. Proeminente no canto inferior esquerdo está um par de galáxias interagindo conhecidas como Olhos de Markarian.

O aglomerado de Virgem é o mais próximo aglomerado de galáxias, contendo mais de 2.000 galáxias e exerce uma atração gravitacional notável nas galáxias do Grupo Local em torno da Via Láctea.

O centro do aglomerado de Virgem está localizado a cerca de 70 milhões de anos-luz de distância em direção à constelação de Virgem. Pelo menos sete galáxias da cadeia parecem se mover de forma coerente, embora outras pareçam estar superpostas ao acaso.

Fonte: NASA

Encontradas evidências de planeta quase 13 vezes maior que Júpiter

Nas últimas três décadas, foram descobertos quase 4 mil objetos semelhantes a um planeta situados fora do Sistema Solar orbitando estrelas isoladas.

© Leandro Almeida (exoplaneta em torno de sistema binário)

Já a partir de 2011, por meio do satélite Kepler da NASA, foi possível observar os primeiros exoplanetas girando em torno de sistemas binários jovens, compostos por duas estrelas vivas, em cujos núcleos ainda há queima de hidrogênio.

Agora, um grupo de astrônomos brasileiros encontrou as primeiras evidências da existência de um exoplaneta ao redor de um sistema binário mais velho ou evoluído, em que uma das duas estrelas está morta.

“Conseguimos obter indicações bastante sólidas da existência de um exoplaneta gigante, com massa quase 13 vezes maior que a de Júpiter [maior planeta do Sistema Solar] em um sistema binário evoluído," disse Leonardo Andrade de Almeida, pós-doutorando na Universidade Federal do Rio Grande do Norte (UFRN). O pesquisador fez pós-doutorado no Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP) com supervisão do professor Augusto Damineli.

Os pesquisadores encontraram sinais da existência de um exoplaneta em um sistema binário evoluído nomeado KIC10544976, localizado na constelação do Cisne, no hemisfério celeste norte, por meio da análise de diferentes pistas. Uma delas foi o efeito da variação do instante do eclipse.

O fenômeno é caracterizado pela precisão do tempo em que ocorrem os eclipses das duas estrelas que formam um sistema binário ao passar uma na frente da outra. Uma variação nesse tempo de ocorrência de eclipses, chamado período orbital, é forte indicador da existência de um planeta ao redor de estrelas. A variação do período orbital de um sistema binário ocorre em razão da atração gravitacional entre os três objetos, que passam a girar em torno de um centro de massa comum.

A identificação de variações no período orbital, porém, não é suficiente para a detecção de um planeta em um sistema binário. Isso porque, assim como o Sol apresenta variação em seu ciclo de atividade magnética a cada 11 anos, marcada por um pico e o posterior declínio das manchas solares, outras estrelas também passam por esse mesmo processo.

“A variação da atividade magnética do Sol e de outras estrelas isoladas causa uma alteração em seus campos magnéticos. Já em estrelas que compõem um sistema binário isso provoca uma mudança no período orbital, que chamamos de mecanismo Applegate,” disse Almeida.

A fim de afastar a hipótese de que a variação no período orbital do KIC10544976 seria resultado apenas da atividade magnética, os pesquisadores analisaram o efeito da variação do instante do eclipse e o ciclo de atividade magnética da estrela viva do sistema binário.

Esse sistema binário (KIC10544976) é composto por uma anã branca – a estrela morta, menor e com brilho alto (alta emissão de energia por unidade de tempo) devido à sua temperatura superficial elevada – e uma anã vermelha – a estrela viva, com massa pequena em comparação à do Sol e baixa luminosidade (baixa emissão de energia por unidade de tempo). As duas estrelas foram monitoradas por telescópios terrestres entre 2005 e 2017 e pelo satélite Kepler entre 2009 e 2013, que geraram dados minuto a minuto.

"Esse sistema é único. Nenhum outro sistema similar possui dados suficientes que nos permitam calcular a variação do período orbital e o ciclo de atividade magnética da estrela viva,” disse Almeida.

Por meio dos dados obtidos pelo satélite Kepler foi possível estimar o ciclo magnético da anã vermelha pela frequência e energia das explosões nos campos magnéticos (flares) e pelas manchas na superfície da estrela associadas a essas ejeções de energia.

As análises dos dados indicaram que o ciclo de atividade magnética da anã vermelha é de 600 dias, o que está de acordo com os ciclos magnéticos medidos para estrelas isoladas de massa baixa. Já a variação do período orbital do sistema binário KIC10544976 foi de 17 anos.

“Isso afasta totalmente a hipótese de que a atividade magnética gere essa variação do período orbital. A explicação mais plausível é a presença de um planeta gigante ao redor desse sistema binário, com massa próxima a 13 vezes à de Júpiter,” disse Almeida.

Ainda não se sabe como o planeta em torno do sistema binário teria sido formado. Uma das hipóteses é a de que o objeto se desenvolveu ao mesmo tempo que as duas estrelas, há bilhões de anos. Nesse caso, seria um planeta de primeira geração. Outra hipótese é a de que foi gerado a partir do gás ejetado durante a morte da anã branca, sendo, portanto, um planeta de segunda geração.

A confirmação de que se trata de um planeta de primeira ou segunda geração e a sua detecção direta ao redor desse sistema poderão ocorrer quando entrar em operação a nova geração de telescópios gigantes com espelhos primários maiores do que 20 metros. Entre eles, o Telescópio Gigante Magalhães (GMT, em inglês), no deserto do Atacama, no Chile, previsto para coletar sua primeira luz em 2024.

A Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) investirá US$ 40 milhões no GMT, o que equivale a cerca de 4% do custo total estimado. O investimento garantirá 4% do tempo de operação do telescópio para estudos realizados por pesquisadores de São Paulo (Brasil).

“Estamos sondando 20 sistemas com possibilidade de gravitar corpos externos, como o KIC10544976, e a maioria só é observável a partir do Hemisfério Sul. O GMT permitirá fazer a detecção direta desses objetos e obter respostas importantes sobre a formação, a evolução e a possibilidade de vida nesses ambientes exóticos,” disse Almeida.

O artigo “Orbital period variation of KIC 10544976: Applegate mechanism versus light travel time effect” foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: FAPESP

"Chaminés" gigantes liberam raios X do núcleo da Via Láctea

Ao examinar o centro da nossa Galáxia, o XMM-Newton da ESA descobriu duas colossais "chaminés" que canalizam o material da vizinhança do buraco negro supermassivo da Via Láctea em duas enormes bolhas cósmicas.

© ESA (ilustração da ejeção de material quente e de raios X no centro da Via Láctea)

As bolhas gigantes foram descobertas em 2010 pelo telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA: uma estende-se acima do plano da Via Láctea e a outra por baixo, desenhando uma forma semelhante a uma ampulheta colossal que se estende por mais ou menos 50.000 anos-luz, cerca de metade do diâmetro de toda a Galáxia. Podem ser considerados "arrotos" gigantes de material das regiões centrais da nossa Via Láctea, onde reside o seu buraco negro central, conhecido como Sagitário A*.

Agora, o XMM-Newton descobriu dois canais de emissão de raios X quentes saindo de Sagitário A*, finalmente ligando as redondezas imediatas do buraco negro às bolhas.

"Sabemos que as correntes e ventos de material e energia que emanam de uma galáxia são cruciais para esculpir e alterar a forma da Galáxia ao longo do tempo," comenta Gabriele Ponti do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre e do Instituto Nacional de Astrofísica na Itália.

"Felizmente, a nossa Galáxia dá-nos um laboratório próximo para explorar isto em detalhe, e examinar como o material flui para o espaço ao nosso redor. Nós usamos dados recolhidos pelo XMM-Newton entre 2016 e 2018 para formar o mapa de raios X mais extenso já feito do núcleo da Via Láctea."

Este mapa revelou canais longos de gás superaquecido, cada um estendendo-se por centenas de anos-luz, fluindo para cima e para baixo do plano da Via Láctea.

Os cientistas pensam que estes agem como um conjunto de tubos de escape através dos quais a energia e a massa são transportadas do núcleo da nossa Galáxia para a base das bolhas, reabastecendo-as com material novo.

Esta descoberta esclarece como a atividade que ocorre no núcleo da nossa Galáxia, tanto no presente como no passado, está ligada à existência de estruturas maiores em seu redor.

O fluxo pode ser um remanescente do passado da nossa Galáxia, de um período em que a atividade era muito mais prevalente e poderosa, ou pode provar que mesmo galáxias quiescentes, aquelas que abrigam um buraco negro supermassivo relativamente calmo e níveis moderados de formação estelar como a Via Láctea, podem orgulhar-se de ter enormes e energéticos fluxos exteriores de material.

Apesar da sua classificação como quiescente na escala cósmica de atividade galáctica, dados anteriores do XMM-Newton revelaram que o núcleo da Via Láctea ainda é bastante tumultuoso e caótico. As estrelas moribundas explodem violentamente, atirando o seu material para o espaço; as estrelas binárias giram em torno uma da outra; e Sagitário A*, um buraco negro tão massivo quanto 4 milhões de sóis, está à espreita para devorar material que se aproxima, expelindo mais tarde radiação e partículas energéticas.

Gigantes cósmicos como Sagitário A* hospedados por galáxias em todo o cosmos, serão explorados em detalhe por observatórios de raios X como o ATHENA (Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics) da ESA, com lançamento previsto para 2031. Outra missão futura da ESA, LISA (Laser Interferometer Space Antenna), vai procurar ondas gravitacionais liberadas pela fusão de buracos negros supermassivos no núcleo de galáxias distantes em colisão.

O ATHENA combinará espectroscopia de raios X de alta resolução com excelentes capacidades de imagem em amplas áreas do céu, permitindo a exploração da natureza e do movimento do gás cósmico quente.

"Este excelente resultado do XMM-Newton dá-nos uma visão sem precedentes do que realmente está acontecendo no centro da Via Láctea, e apresenta o mapa de raios X mais extenso já criado de toda a região central," diz Norbert Schartel, cientista do projeto XMM-Newton da ESA.

Fonte: ESA

GRAVITY abre novos caminhos na obtenção de imagens de exoplanetas

O instrumento GRAVITY montado no Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do ESO obteve a sua primeira observação direta de um exoplaneta utilizando interferometria óptica.

© ESO/L. Calçada (ilustração do exoplaneta HR 8799e)

Este método revelou uma atmosfera exoplanetária complexa com nuvens de ferro e silicatos no seio de uma tempestade que engloba todo o planeta. Esta técnica apresenta possibilidades únicas para caracterizar muitos dos exoplanetas que se conhecem atualmente.

Este resultado foi anunciado hoje numa carta à revista Astronomy & Astrophysics pela Colaboração GRAVITY, na qual foram apresentadas observações do exoplaneta HR8799e usando interferometria óptica. Este exoplaneta foi descoberto em 2010 em órbita de uma estrela jovem de sequência principal, HR8799, situada a cerca de 129 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Pégaso.

Os resultados de hoje, que revelam novas características do HR8799e, necessitaram de um instrumento de muito alta resolução e sensibilidade. O GRAVITY pode usar os quatro telescópios principais do VLT do ESO em sincronia como se fossem um único grande telescópio, utilizando um técnica conhecida por interferometria. O VLTI colecta e separa de forma precisa a radiação emitida pela atmosfera do HR8799e e a radiação emitida pela sua estrela progenitora.

O HR8799e é um exoplaneta do tipo “super-Júpiter”, um mundo diferente de qualquer um dos planetas existentes no Sistema Solar, já que é mais massivo e muito mais jovem do que qualquer dos planetas que orbita o nosso Sol. Com apenas 30 milhões de anos de idade, este exoplaneta bebê é suficientemente jovem para dar aos astrônomos pistas sobre a formação de planetas e sistemas planetários. O exoplaneta é completamente inóspito, a energia que restou da sua formação e um forte efeito estufa fazem com que o HR8799e apresente uma temperatura de cerca de 1.000 ºC na sua superfície.

Esta é a primeira vez que interferometria óptica é utilizada para revelar detalhes sobre um exoplaneta e a nova técnica nos deu um espectro extremamente detalhado com uma qualidade sem precedentes, dez vezes mais detalhado do que observações anteriores. As medições efetuadas pela equipe revelaram a composição da atmosfera do HR8799e, a qual contém algumas surpresas.

“A nossa análise mostrou que o HR8799e tem uma atmosfera que contém muito mais monóxido de carbono do que metano, algo que não se espera do equilíbrio químico,” explica o líder da equipe Sylvestre Lacour, pesquisador do Observatório de Paris e do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre. “A melhor maneira de explicar este resultado surpreendente é com elevados ventos verticais no seio da atmosfera, os quais impedem o monóxido de carbono de reagir com o hidrogênio para formar metano.”

A equipe descobriu que a atmosfera contém igualmente nuvens de poeira de ferro e silicatos. Quando combinado com o excesso de monóxido de carbono, este fato nos sugere que a atmosfera do HR8799e esteja sofrendo os efeitos de uma enorme e violenta tempestade.

“As nossas observações sugerem uma bola de gás iluminada do interior, com raios de luz quente em movimento nas nuvens escuras tempestuosas,” explica Lacour. ”A convecção faz movimentar as nuvens de partículas de ferro e silicatos, que se desagregam provocando chuva no interior. Este cenário nos mostra uma atmosfera dinâmica num exoplaneta gigante acabado de formar, onde ocorrem processos físicos e químicos altamente complexos.”

Este resultado junta-se ao já impressionante conjunto de descobertas feitas com o auxílio do GRAVITY, as quais incluem a observação do ano passado de gás espiralando com uma velocidade de 30% da velocidade da luz na região logo a seguir ao horizonte de eventos do buraco negro supermassivo que se situa no Centro Galáctico. Este novo resultado adiciona mais uma maneira de observar exoplanetas ao já extenso arsenal de métodos disponíveis aos telescópios e instrumentos do ESO, abrindo caminho a muitas outras descobertas impressionantes.

Os exoplanetas podem ser observados usando muitos métodos diferentes. Alguns destes métodos são indiretos, como o método das velocidades radiais que é usado pelo HARPS, o instrumento caçador de exoplanetas do ESO, que mede a atração que a gravidade de um planeta exerce sobre a sua estrela progenitora. Os métodos diretos, tais como a técnica pioneira usada para a obtenção deste resultado, envolvem a observação do planeta propriamente dito em vez do efeito que ele exerce sobre a sua estrela.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “First direct detection of an exoplanet by optical interferometry,” que foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Formação estelar e poeira de estrelas antigas

Pesquisadores detectaram um sinal de rádio de poeira interestelar abundante em MACS0416_Y1, uma galáxia a 13,2 bilhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Erídano.

© ALMA/Hubble (galáxia distante MACS0416_Y1)

Os modelos-padrão não conseguem explicar tanta poeira numa galáxia tão jovem, forçando-nos a reconsiderar a história da formação estelar. É possível que MACS0416_Y1 sofreu uma formação estelar escalonada, com dois períodos intensos 300 milhões e 600 milhões de anos após o Big Bang, e com uma fase calma entre eles.

As estrelas são os principais intervenientes no Universo, mas são apoiadas pelas mãos invisíveis dos bastidores: a poeira estelar e o gás. As nuvens cósmicas de poeira e gás são os locais de formação estelar e magistrais contadores da história cósmica.

"A poeira e os elementos relativamente pesados, como oxigênio, são disseminados pela morte das estrelas," disse Yoichi Tamura, professor associado da Universidade de Nagoya. "Portanto, uma detecção de poeira em determinado momento indica que um número de estrelas já se formou e morreu bem antes desse ponto."

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), Tamura e a sua equipe observaram a galáxia distante MACS0416_Y1. Dada a velocidade finita da luz, as ondas de rádio que observamos hoje nesta galáxia tiveram que viajar durante 13,2 bilhões de anos para chegar até nós, apenas 600 milhões de anos após o Big Bang.

Os astrônomos detectaram um sinal fraco, mas revelador, de emissões de rádio de partículas de poeira em MACS0416_Y1. O telescópio espacial Hubble, o telescópio espacial Spitzer e o VLT (Very Large Telescope) do ESO observaram a luz das estrelas da galáxia; e da sua cor estimam que a idade estelar seja de 4 milhões de anos.

A poeira é demasiado abundante para ter sido formada em 4 milhões de anos. As estrelas mais antigas podem estar escondidas na galáxia, ou podem já ter morrido e desaparecido.

"Já foram propostas várias ideias para superar esta crise do montante de poeira," disse Ken Mawatari, pesquisador da Universidade de Tóquio. "No entanto, nenhuma é conclusiva. Fizemos um novo modelo que não precisa de suposições extremas divergentes do conhecimento da vida das estrelas no Universo de hoje. O modelo explica bem tanto a cor da galáxia como a quantidade de poeira."

Neste modelo, o primeiro surto de formação estelar começou aos 300 milhões de anos e durou 100 milhões de anos. Depois, a formação estelar acalmou durante algum tempo e recomeçou aos 600 milhões de anos. Os pesquisadores pensam que o ALMA observou esta galáxia no início da sua segunda geração de formação estelar.

"A poeira é um material crucial para planetas como a Terra," explica Tamura. "O nosso resultado é um passo importante para entender o início da história do Universo e a origem da poeira."

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Pulsar que acelera através do espaço

Os astrônomos encontraram um pulsar que viaja pelo espaço a quase 4 milhões de quilômetros por hora, tão rápido que poderia percorrer a distância entre a Terra e a Lua em apenas seis minutos.

© NASA/NRAO/J. English (remanescente de supernova CTB 1)

O remanescente de supernova CTB 1 assemelha-se a uma bolha fantasmagórica nesta imagem, que combina novas observações do VLA (Very Large Array) (1,5 gigahertz, laranja, perto do centro) com observações mais antigas do Canadian Galactic Plane Survey do DRAO (Dominion Radio Astrophysical Observatory) (1,42 gigahertz, magenta e amarelo; 408 megahertz, verde) e dados infravermelhos (azul). Os dados do VLA revelam claramente a cauda brilhante e reta do pulsar J0002+6216 e a borda curva da concha do remanescente. O CTB 1 tem cerca de meio-grau, o tamanho aparente de uma Lua Cheia.

A descoberta foi feita usando o telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA e o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array).

Os pulsares são estrelas de nêutrons superdensas e de rápida rotação deixadas para trás quando uma estrela massiva explode. A PSR J0002+6216 (J0002, abreviado), ostenta uma cauda de emissão de rádio que aponta diretamente para os destroços em expansão de uma recente explosão de supernova.

O pulsar J0002 foi descoberto em 2017 por um projeto de cientistas cidadãos chamado Einstein@Home, que usa o tempo nos computadores de voluntários para processar dados de raios gama do Fermi. Graças ao tempo de processamento, coletivamente superior a 10.000 anos, o projeto identificou até à data 23 pulsares de raios gama.

Localizado a mais ou menos 6.500 anos-luz de distância na direção da constelação de Cassiopeia, o J0002 gira 8,7 vezes por segundo, produzindo um pulso de raios gama a cada rotação.

O pulsar fica a cerca de 53 anos-luz do centro do remanescente de supernova CTB 1. O seu movimento rápido através do gás interestelar resulta em ondas de choque que produzem a cauda de energia magnética e partículas aceleradas detectadas no rádio com o VLA. A cauda estende-se por 13 anos-luz e aponta claramente para o centro de CTB 1.

Usando dados do Fermi e uma técnica chamada tempo do pulsar, a equipe foi capaz de medir com que rapidez e em que direção o pulsar se move ao longo da nossa linha de visão.

O resultado apoia a ideia de que o pulsar foi expulso a alta velocidade pela supernova responsável por CTB 1, que ocorreu há aproximadamente 10.000 anos.

O J0002 está acelerando pelo espaço cinco vezes mais depressa do que o pulsar médio e mais depressa do que 99% daqueles com velocidades medidas. Eventualmente acabará por escapar da nossa Galáxia.

Inicialmente, os destroços em expansão da supernova teriam sido movidos para fora mais depressa do que J0002, mas ao longo de milhares de anos a interação da concha com o gás interestelar produziu um arrasto que gradualmente diminui este movimento. Entretanto, o pulsar, comportando-se mais como uma bala de canhão, atravessou o remanescente, escapando cerca de 5.000 anos após a explosão.

Exatamente como o pulsar foi acelerado a uma velocidade tão alta durante a explosão de supernova, ainda não está claro, e um estudo mais aprofundado do J0002 ajudará a esclarecer o processo. Um mecanismo possível envolve instabilidades na estrela em colapso, formando uma região de matéria lenta e densa que sobrevive o tempo suficiente para servir como "rebocador gravitacional", acelerando a estrela de nêutrons nascente na sua direção.

A equipe planeja efetuar observações adicionais usando o VLA, o VLBA (Very Long Baseline Array) e o observatório de raios X Chandra da NASA.

Os astrônomos apresentaram os seus achados na reunião da Divisão de Astrofísica de Alta Energia da Sociedade Astronômica Americana em Monterey, Califórnia.

O artigo que descreve os resultados foi submetido para publicação numa edição futura da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Testemunhando o nascimento de um sistema binário massivo

Cientistas do Grupo RIKEN no Japão, da Universidade Chalmers na Suécia, da Universidade da Virgínia nos EUA e colaboradores usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para observar uma nuvem molecular que está em colapso para formar duas protoestrelas massivas que acabarão por se tornar num sistema estelar binário.

© ALMA/RIKEN/Y. Zhang (animação das correntes de gás)

A animação é composta por imagens obtidas pelo ALMA que mostram as correntes de gás, traçadas pela molécula metanol, com diferentes cores que indicam velocidades diferentes, em torno da massiva protoestrela binária. A imagem cinzenta de fundo mostra a distribuição geral, de todas as velocidades, da emissão da poeira presente nas densas correntes de gás.

Embora se saiba que a maioria das estrelas massivas possuem companheiras estelares em órbita, não se tem a certeza de como isso acontece; por exemplo, se as estrelas nascem juntas num disco espiral comum no centro de uma nuvem em colapso, ou se se agrupam mais tarde graças a encontros aleatórios num aglomerado estelar lotado.

Tem sido difícil compreender a dinâmica da formação de binários porque as protoestrelas nestes sistemas ainda estão envolvidas numa nuvem espessa de gás e poeira que impede a maior parte da luz de escapar. Felizmente, é possível vê-las usando ondas de rádio, desde que possam ser visualizadas com resolução espacial suficientemente alta.

Na pesquisa atual, os cientistas liderados por Yichen Zhang do Grupo RIKEN e Jonathan C. Tan da Universidade Chalmers e da Universidade da Virgínia, usaram o ALMA para observar, em alta resolução espacial, uma região de formação estelar conhecida como IRAS07299-1651, localizada a 1,68 kiloparsecs, cerca de 5.500 anos-luz.

As observações mostraram que já neste estágio inicial, a nuvem contém dois objetos, uma estrela central massiva e "primária" e outra estrela "secundária" em formação, também com massa elevada. Pela primeira vez, a equipe foi capaz de usar estas observações para deduzir a dinâmica do sistema. As observações mostraram que as duas estrelas em formação estão separadas por uma distância de aproximadamente 180 UA (1 UA, ou unidade astronômica, é a distância entre a Terra e o Sol). Portanto, estão bem distantes. Atualmente orbitam-se uma à outra com um período de no máximo de 600 anos e têm uma massa total de pelo menos 18 vezes a do Sol.

Outra descoberta do estudo foi que as estrelas binárias estão sendo estimuladas a partir de um disco comum alimentado pela nuvem em colapso e isto favorece um cenário no qual a estrela secundária do binário se formou como resultado da fragmentação do disco originalmente ao redor da primária. Isto permite que a protoestrela secundária, inicialmente mais pequena, "roube" matéria da sua irmã e eventualmente emergem como "gêmeas" bastante semelhantes.

Jonathan Tan disse: "Este é um resultado importante para entender o nascimento das estrelas massivas. Estas são importantes em todo o Universo pois produzem, no final das suas vidas, os elementos pesados que compõem a nossa Terra e que estão nos nossos corpos."

A pesquisa foi publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Descobertos 83 buracos negros supermassivos no Universo inicial

Astrônomos do Japão, de Taiwan e dos EUA (Universidade de Princeton) descobriram 83 quasares alimentados por buracos negros supermassivos, numa época em que o Universo tinha menos de 10% da sua idade atual.

© Yoshiki Matsuoka (ilustração de um quasar)

Este achado aumenta consideravelmente o número de buracos negros conhecidos naquela época e revela, pela primeira vez, quão comuns são no início da história do Universo. Além disso, fornece novas informações sobre o efeito dos buracos negros no estado físico do gás no Universo primordial, durante os seus primeiros bilhões de anos.

Os buracos negros supermassivos, encontrados nos centros das galáxias, podem ser milhões ou até bilhões de vezes mais massivos que o Sol. Embora sejam prevalentes ainda hoje, não se sabe quando se formaram pela primeira vez, e quantos existiam no Universo primitivo e distante. Um buraco negro supermassivo torna-se visível quando acumula gás ao seu redor, fazendo com que brilhe como um quasar. Os estudos anteriores foram apenas sensíveis aos raríssimos quasares mais luminosos e, portanto, aos buracos negros mais massivos. As novas descobertas sondam a população de quasares mais fracos, alimentados por buracos negros com massas comparáveis à maioria dos buracos negros vistos no Universo atual.

A equipe usou dados obtidos com um instrumento HSC (Hyper Suprime-Cam), acoplado no telescópio Subaru do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), localizado no cume do Mauna Kea, Havaí. O HSC tem um campo de visão fantástico, com 1,77 graus, ou sete vezes a área da Lua Cheia, montado num dos maiores telescópios do mundo. A equipe do HSC está examinando o céu ao longo de 300 noites de tempo de telescópio, espalhadas durante cinco anos.

Foram selecionados candidatos a distantes quasares dos dados sensíveis da pesquisa do HSC. Foi realizado então uma intensa campanha observacional para obter espectros destes candidatos, usando três telescópios: o telescópio Subaru, o GTC (Gran Telescopio Canarias) em La Palma, Canárias, Espanha; e o telescópio Gemini Sul no Chile. O levantamento revelou 83 quasares muito distantes e anteriormente desconhecidos. Juntamento com 17 quasares já conhecidos na região de estudo, os cientistas descobriram que existe aproximadamente um buraco negro supermassivo por giga-ano-luz cúbico, ou seja, se fragmentássemos o Universo em cubos imaginários com bilhões de anos de lado, cada um teria um buraco negro supermassivo.

A amostra de quasares neste estudo está a cerca de 13 bilhões de anos-luz da Terra; isto é, estamos vendo os astros como eram há 13 bilhões de anos. Dado que o Big Bang ocorreu há 13,8 bilhões de anos, estamos efetivamente olhando para trás no tempo, vendo estes quasares e buracos negros supermassivos como apareciam apenas mais ou menos 800 milhões de anos após a formação do Universo (conhecido).

É amplamente aceito que o hidrogênio no Universo já foi neutro, mas que foi "reionizado", dividido nos seus componentes, prótons e elétrons, na época em que a primeira geração de estrelas, galáxias e buracos negros supermassivos nasceram, nas primeiras centenas de milhões de anos depois do Big Bang. Este é um marco da história cósmica, mas ainda não se sabe o que forneceu a incrível quantidade de energia necessária para provocar a reionização. Uma hipótese convincente sugere que havia muitos mais quasares no Universo primitivo do que o detectado anteriormente, e que foi a sua radiação integrada que reionizou o Universo.

Porém, o número de quasares vistos é significativamente menor do que o necessário para explicar a reionização. A reionização foi provocada por outra fonte de energia, provavelmente várias galáxias que começaram a formar-se no Universo jovem.

Com base nos resultados obtidos até agora, a equipe está ansiosa por encontrar buracos negros ainda mais distantes e por descobrir quando surgiu no Universo o primeiro buraco negro supermassivo.

A pesquisa foi divulgada numa série de cinco artigos publicados nas revistas The Astrophysical Journal e Publications of the Astronomical Observatory of Japan.

Fonte: Princeton University

Brilho estelar no Cão Maior

Brilhando intensamente no centro da imagem vemos o sistema estelar múltiplo massivo Tau Canis Majoris, o membro mais brilhante do aglomerado Tau Canis Majoris (NGC 2362) situado na constelação do Cão Maior.

© ESO (NGC 2362)

Para além de Tau Canis Majoris, este aglomerado apresenta muitas outras estrelas jovens com apenas 4 ou 5 milhões de anos de idade, ou seja, mesmo no início das suas vidas cósmicas.

O aglomerado Tau Canis Majoris é um aglomerado aberto, um grupo de estrelas nascidas da mesma nuvem molecular, que por isso mesmo partilham a mesma composição química e se encontram ligadas entre si, ainda que ligeiramente, pela gravidade. Uma vez que nasceram juntas, estas estrelas fornecem-nos um laboratório estelar ideal para testar teorias de evolução estelar, a cadeia de eventos que leva desde o nascimento de uma estrela no seio de uma nuvem de gás fria e densa até à sua morte eventual.

Apesar de todas as estrelas nesta imagem se terem formado ao mesmo tempo, as diferentes massas que apresentam significam que levarão vidas muito diferentes. As estrelas que compõem o sistema múltiplo de Tau Canis Majoris são do tipo mais massivo e de curta vida que se conhece, o que significa que gastarão rapidamente o seu combustível nuclear, antes das suas companheiras de aglomerado menores, as quais continuarão ainda brilhando durante bilhões de anos.

Fonte: ESO

Uma gigantesca galáxia elíptica

Esta esfera de luz difusa é uma gigantesca galáxia elíptica repleta de incríveis 200 bilhões de estrelas.

© Hubble/J. Blakenslee (M49)

Ao contrário das galáxias espirais, que têm uma estrutura bem definida e possuem braços espirais pitorescos, as galáxias elípticas parecem bastante lisas e sem feições. É provável que essa galáxia, denominada Messier 49 (M49), tenha sido descoberta pelo astrônomo francês Charles Messier em 1771. A uma distância de 56 milhões de anos-luz e medindo 157.000 anos-luz de extensão, a M49 foi o primeiro membro do Aglomerado de galáxias Virgem a ser descoberto, e é a galáxia mais luminosa do que qualquer outra a sua distância ou mais próxima.

As galáxias elípticas tendem a conter uma porção maior de estrelas mais antigas do que as galáxias espirais e também não possuem estrelas azuis jovens. A M49 é muito amarelada, o que indica que as estrelas dentro dela são mais antigas que o Sol. De fato, o último grande episódio de formação estelar foi há cerca de seis bilhões de anos, antes mesmo de o Sol nascer!

A M49 também é rica em aglomerados globulares; ela hospeda cerca de 6.000, um número que supera os 150 encontrados dentro e ao redor da Via Láctea. Em média, esses aglomerados têm 10 bilhões de anos. A M49 também é conhecida por abrigar um buraco negro supermassivo em seu centro com a massa de mais de 500 milhões de sóis, identificáveis ​​pelos raios X que saem do núcleo da galáxia, como esta imagem do Hubble compreende observações infravermelhas, esses raios_X não são visíveis aqui.

Fonte: ESA

Estrelas K podem ser as ideais para encontrar mundos habitáveis

Os cientistas que procuram sinais de vida localizada além do nosso Sistema Solar enfrentam grandes desafios, um dos quais é o de que existem centenas de bilhões de estrelas, só na nossa Galáxia, a serem consideradas.

© NASA/JPL-Caltech/Tim Pyle (ilustração de um planeta que orbita uma estrela K)

Para restringir a busca, precisam de descobrir: que tipos de estrelas têm maior probabilidade de hospedar planetas habitáveis?

Um novo estudo descobriu que uma classe particular de estrelas chamadas estrelas K, que são mais fracas que o Sol, mas mais brilhantes que as estrelas mais tênues, podem ser um alvo particularmente promissor na busca por sinais de vida.

Porquê? Em primeiro lugar, as estrelas K vivem muito tempo, de 17 a 70 bilhões de anos, em comparação com os 10 bilhões de anos do Sol, dando bastante tempo para a vida evoluir. Além disso, as estrelas K têm menos atividade extrema na sua juventude do que as estrelas mais tênues do Universo, chamadas estrelas M ou anãs vermelhas.

As estrelas M oferecem algumas vantagens na busca por planetas habitáveis. São o tipo mais comum de estrela na Galáxia, correspondendo a cerca de 75% de todas as estrelas no Universo. São também frugais com o seu combustível e podem brilhar mais de um trilhão de anos. Um exemplo de uma estrela M, TRAPPIST-1, é conhecida por abrigar sete planetas rochosos do tamanho da Terra.

Mas a juventude turbulenta das estrelas M apresenta problemas para a potencial vida. As explosões estelares, liberações explosivas de energia magnética, são muito mais frequentes e energéticas do que as estrelas jovens parecidas com o Sol. As estrelas M também são muito mais brilhantes quando são jovens, até bilhões de anos após a sua formação, com energia que poderia ferver oceanos em qualquer planeta que algum dia pudesse estar na zona habitável.

"Eu gosto de pensar que as estrelas K estão no 'ponto ideal' entre as estrelas análogas do Sol e as estrelas M," disse Giada Arney, do Goddard Space Flight Center da NASA. Arney queria descobrir o aspeto das bioassinaturas num hipotético planeta em órbita de uma estrela K.

Os cientistas consideram a presença simultânea de oxigênio e metano na atmosfera de um planeta como uma forte bioassinatura porque estes gases gostam de reagir um com o outro, destruindo-se. De modo que se os dois estão presentes numa atmosfera, isso significa que algo os está produzindo rapidamente, muito possivelmente a vida.

No entanto, como os planetas ao redor de outras estrelas (exoplanetas) são tão remotos, é necessária a presença de quantidades significativas de oxigênio e metano na atmosfera de um exoplaneta para que sejam vistos por observatórios na Terra. A análise de Arney descobriu que a bioassinatura de oxigênio-metano é provavelmente mais forte em torno de uma estrela K do que numa estrela parecida com o Sol.

Arney usou um modelo de computador que simula a química e a temperatura de uma atmosfera planetária, e como esta atmosfera responde a diferentes estrelas hospedeiras. Estas atmosferas sintéticas passaram então através de um modelo que simula o espectro do planeta para mostrar o seu possível aspeto através de futuros telescópios.

"Quando colocamos o planeta em torno de uma estrela K, o oxigênio não destrói o metano tão rapidamente, de modo que pode acumular-se mais eficazmente na atmosfera," disse Arney. "Isto ocorre porque a luz ultravioleta da estrela K não gera gases de oxigênio altamente reativos que destroem o metano tão facilmente como numa estrela parecida com o Sol."

Este sinal de oxigênio-metano mais forte também foi previsto para planetas em torno de estrelas M, mas os seus altos níveis de atividade podem tornar as estrelas M incapazes de hospedar mundos habitáveis. As estrelas K fornecem a vantagem de uma maior probabilidade de detecção simultânea de oxigênio-metano em comparação com as estrelas tipo-Sol sem as desvantagens que acompanham uma hospedeira estelar do tipo M.

Adicionalmente, os exoplanetas em torno de estrelas K serão mais fáceis de ver do que aqueles em torno de estrelas semelhantes ao Sol, simplesmente porque as estrelas K são mais tênues. "O Sol é 10 bilhões de vezes mais brilhante do que um planeta parecido com a Terra ao seu redor. É muita luz para suprimir para um planeta em órbita ser visto. Uma estrela K pode ser 'apenas' bilhões de vezes mais brilhante do que uma Terra em órbita.

Esta análise também inclui a discussão sobre quais das estrelas K próximas podem ser os melhores alvos para futuras observações. Como não temos a capacidade de viajar para planetas em torno de outras estrelas devido às suas enormes distâncias, estamos limitados à análise da luz destes planetas em busca de um sinal de vida que possa aí estar presente. Ao separar esta luz nas suas cores componentes, ou espectro, os cientistas podem identificar os constituintes da atmosfera de um planeta, já que diferentes elementos emitem e absorvem cores distintas da luz.

"Eu acho que certas estrelas próximas, como 61 Cyg A/B, Epsilon Indi, Groombridge 1618 e HD 156026, podem ser alvos particularmente bons para pesquisas futuras de bioassinaturas," concluiu Arney.

Esta análise foi publicada na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Um morcego cósmico em voo

O Very Large Telescope (VLT) do ESO conseguiu captar a nebulosa etérea que se esconde nos cantos mais escuros da constelação de Órion, a NGC 1788, também conhecida por Morcego Cósmico.

© ESO/VLT (NGC 1788)

Esta nebulosa de reflexão em forma de morcego não emite radiação, em vez disso é iluminada por um aglomerado de estrelas jovens que se situa no seu centro, fracamente visível através das nuvens de poeira. Os instrumentos científicos sofreram grandes avanços desde que a NGC 1788 foi descrita pela primeira vez, o que faz com que esta imagem obtida pelo VLT seja a mais detalhada de sempre.

Apesar desta nebulosa fantasmagórica parecer estar isolada de outros objetos cósmicos, os astrônomos acreditam que a sua forma foi moldada por poderosos ventos estelares emitidos por estrelas massivas que se encontram mais longe. Estas correntes de plasma abrasador são lançadas, a grandes velocidades, a partir da atmosfera superior de uma estrela, moldando as nuvens que isolam as jovens estrelas do Morcego Cósmico.

A NGC 1788 foi inicialmente descrita pelo astrônomo William Herschel, que a incluiu num catálogo que serviu mais tarde de base para uma das maiores coleções de objetos do céu profundo, o New General Catalogue (NGC).

Em 1864 John Herschel publicou o Catálogo Geral de Nebulosas e Aglomerados (General Catalogue of Nebulae and Clusters), construído a partir de catálogos extensos e que continha mais de 5 mil entradas de objetos do céu profundo. Vinte e quatro anos mais tarde, este catálogo foi expandido por John Louis Emil Dreyer e publicado como o Novo Catálogo Geral de Nebulosas e Aglomerados de Estrelas (New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars — NGC), uma coleção bastante exaustiva de objetos do céu profundo.

Uma imagem desta nebulosa pequena e tênue tinha sido já captada pelo telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla do ESO, no entanto esta nova imagem não tem qualquer comparação. Parado em voo, os detalhes minuciosos das asas poeirentas do Morcego Cósmico foram obtidas no vigésimo aniversário de um dos instrumentos mais versáteis do ESO, o FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2).

O FORS2 é um instrumento que se encontra montado no Antu, um dos telescópios principais de 8,2 metros do VLT, situado no Observatório do Paranal, e a sua capacidade de observar enormes áreas do céu com extremo detalhe tornou-o num dos membros mais procurados de entre a frota de instrumentos científicos de vanguarda do ESO. Desde a sua primeira luz há 20 anos atrás, o FORS2 tornou-se no “canivete suíço dos instrumentos”. Esta designação vem da sua enorme variedade de funções. A versatilidade do FORS2 estende-se para além do uso puramente científico, a sua capacidade de captar belas imagens de elevada qualidade como esta é particularmente útil na divulgação científca.

Fonte: ESO

O começo do fim para o aglomerado de estrelas de Hyades

No céu noturno, olhe para cima e você verá um impressionante conjunto de estrelas em forma de V conhecidas como Hyades.

© STScI (Hyades)

É o mais próximo aglomerado de estrelas conhecido, a 150 anos-luz da Terra, e contém um tesouro de observações.

As estrelas das Hyades têm “apenas” centenas de milhões de anos de idade de modo que lançam luz sobre o passado da nossa própria estrela. O Sol também nasceu em um agrupamento, cercado por seus irmãos estelares. Todos eles se formaram na mesma nuvem de poeira e gás antes que o tempo os separasse. Agora, as medições do satélite Gaia da ESA mostram como o Sol passou a viver em sua atual solidão: as estrelas das Hyades também estão começando a seguir caminhos separados.

Os aglomerados abertos, que contêm centenas ou talvez milhares de estrelas, devem se separar é um dado. Enquanto enormes nuvens de poeira e gás formam estrelas, estas nuvens se dissipam quando as estrelas começam a brilhar. Depois disso, as interações gravitacionais facilmente interrompem as órbitas das estrelas. Mas até agora tem sido uma análise teórica, onde foram só testemunhadas as proeminentes correntes de estrelas retiradas de encontros estelares mais massivos, como aglomerados globulares ou galáxias anãs.

Agora, porém, os observadores através do satélite Gaia, mapearam as posições, distâncias e movimentos de bilhões de estrelas desde 2013. Siegfried Röser (Universidade de Heidelberg, Alemanha) e colegas usaram o mais recente lançamento de dados do Gaia para identificar estrelas pertencente ao Hyades. Estes incluem não apenas as estrelas localizadas dentro do próprio aglomerado, mas também aquelas que se espalham nas chamadas caudas das marés a centenas de anos-luz do centro do aglomerado.

Graças aos dados extremamente precisos do Gaia, a equipe pôde identificar quais estrelas estavam se movendo com o agloemerado enquanto ele orbita nossa galáxia e quais estrelas estavam se movendo um pouco mais rápido ou um pouco mais devagar à medida que a gravidade da Via Láctea os afastava do centro. Além de 501 estrelas dentro da própria Hyades, os astrônomos identificaram 292 estrelas até 550 anos-luz adiantadas do agloemrado e outras 237 estrelas atrasadas em até 230 anos-luz.

O estudo se estende além da eventual dissolução das Hyades. “Nossa descoberta mostra que é possível traçar as trajetórias de estrelas individuais da Via Láctea de volta ao seu ponto de origem em um aglomerado de estrelas,” explica Röser.

Um artigo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Sky & Telescope

Vento galáctico fornece pistas para a evolução das galáxias

A Galáxia do Charuto (M82) é famosa pela sua extraordinária velocidade em fabricar novas estrelas, 10 vezes mais depressa que a Via Láctea.

© Observatório Kitt Peak/SOFIA/Spitzer (M82)

A imagem acima é uma composição da Galáxia do Charuto, localizada a cerca de 12 milhões de anos-luz na direção da constelação de Ursa Maior. O campo magnético detectado pelo SOFIA parece seguir os fluxos bipolares (vermelho) gerados pela intensa formação estelar explosiva. A imagem combina luz estelar visível (cinzento) e traços de hidrogênio gasoso (vermelho) do Observatório Kitt Peak, com luz estelar e poeira no infravermelho próximo e longínquo (amarelo) do SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) e do telescópio espacial Spitzer.

Agora, foram usados dados do SOFIA para estudar esta galáxia em mais detalhe, revelando como o material que afeta a evolução das galáxias pode entrar no espaço intergaláctico.

Os pesquisadores descobriram, pela primeira vez, que o vento galáctico que flui do centro da Galáxia do Charuto está alinhado com o campo magnético e transporta uma massa muito grande de gás e poeira, o equivalente a 50 a 60 milhões de sóis.

Além de ser um exemplo clássico de uma galáxia "starburst", o que significa que está formando um número extraordinário de estrelas em comparação com a maioria das outras galáxias, a M82 também tem ventos fortes que sopram gás e poeira para o espaço intergaláctico. Os astrônomos há muito que teorizam que estes ventos também arrastariam o campo magnético da galáxia na mesma direção, mas, apesar de vários estudos, não havia nenhuma prova observacional do conceito.

Usando o observatório aéreo SOFIA, os cientistas descobriram definitivamente que o vento da Galáxia do Charuto não só transporta uma quantidade enorme de gás e poeira para o meio intergaláctico, como também arrasta o campo magnético de modo que fica perpendicular ao disco galáctico. De fato, o vento arrasta o campo magnético a mais de 2.000 anos-luz, quase a dimensão do próprio vento.

Estas observações indicam que os fortes ventos associados ao fenômeno de formação estelar explosiva podem ser um dos mecanismos responsáveis por "semear" material e injetar um campo magnético no meio intergaláctico próximo. Caso tenham ocorrido processos semelhantes no início do Universo, estes podem ter afetado a evolução fundamental das primeiras galáxias.

O mais novo instrumento do SOFIA, o HAWC+ (High-resolution Airborne Wideband Camera-Plus), usa luz infravermelha longínqua para observar grãos de poeira celeste, que se alinham ao longo das linhas do campo magnético. Com estes resultados, os astrônomos podem inferir a forma e a direção do campo magnético, de outra maneira invisível. A radiação infravermelha longínqua fornece informações importantes sobre os campos magnéticos porque o sinal é limpo e não está contaminado pela emissão de outros mecanismos físicos, como a luz visível dispersa.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Ames Research Center