O eclipse solar total sul-americano

Quando a Terra e o Sol se alinham e a Lua está entre os dois astros ocorre um eclipse solar.

© NASA (campo magnético tridimensional do Sol)

Esta visualização mostra o campo magnético tridimensional do Sol durante uma rotação solar completa. Os pesquisadores da Predictive Science modelaram linhas do campo magnético solar para calcular a presença de estruturas complexas na coroa.

A sonda solar Parker explorará a coroa, uma região do Sol vista apenas da Terra quando a Lua bloqueia a face brilhante do Sol durante eclipses solares totais. A coroa solar contém as respostas para muitas das questões pendentes sobre a atividade e os processos do Sol. A fotografia abaixo foi tirada durante o eclipse solar total em 21 de agosto de 2017.

© NASA (eclipse solar total)

O eclipse solar pode ser de três tipos: total (quando a lua encobre totalmente a luz solar), parcial (apenas uma parte da iluminação é encoberta pela Lua) e anelar, quando a distância entre os astros faz a Lua se posicionar na frente do Sol, mas encobrindo apenas o centro, assim formando um anel de luz em torno da sombra da Lua que cobre o Sol. Os eclipses solares totais costumam acontecer em algum ponto do mundo a cada 18 meses, em média.

O único eclipse solar total de 2019 poderá ser observado no Chile e Argentina nesta terça-feira, 2 de julho, no que é considerado o maior evento astronômico do ano. No Brasil, teremos a mesma chance apenas em 2045. O Brasil está majoritariamente fora da área englobada pela escuridão resultante do alinhamento entre o Sol, a Lua e a Terra, mas o fenômeno poderá ser parcialmente observado, entre 5% a 60% de cobertura do Sol, em algumas regiões, com exceção do Nordeste, onde infelizmente ninguém notará que a Lua escondeu o Sol por alguns minutos.

Em São Paulo, será possível ver cerca de 27% de cobertura do Sol, cujo início do eclipse parcial ocorrerá às 17h e o máximo às 17h29, porém o Sol se põe às 17h32, antes do encerramento do eclipse parcial que será às 18h44. A cidade de Porto Alegre será a capital de estado brasileiro com melhor visibilidade, com cerca de 60% da área sombreada pela Lua.

O eclipse solar total começará no Oceano Pacífico (a leste da Nova Zelândia) às 13h55 (horário de São Paulo), percorrendo a América do Sul, do oeste para leste: passará às 16h38 (hora local) pelas regiões de Atacama, La Serena e Coquimbo (Chile); e a partir das 17h40 (hora local) pelas províncias argentinas de San Juan, Córdoba, Santa Fe e norte de Buenos Aires até perder-se no Oceano Atlântico. A velocidade média da sombra da Lua cruzando a América do Sul será de 2.735 quilômetros por hora, o que é 2,5 vezes mais rápido do que um jato supersônico.

É um fenômeno fascinante, porém, efêmero: a duração média é de dois minutos, a maior duração deverá ocorrer cerca de 1.000 quilômetros da Ilha de Páscoa (Chile), onde o dia se transformará em noite por um total de 4 minutos e 32 segundos.

Os eclipses solares, parciais ou totais, não podem ser assistidos a olho nu. Não utilize óculos escuros, chapa de raio X, binóculos e filme de câmera fotográfica analógica. Deve-se usar óculos especiais ou vidro “lente de soldador”, com coloração 14, tipo encontrado em vidraçarias e de baixo custo.

O eclipse poderá ser visto pela internet. O Observatório Europeu do Sul (ESO) vai transmitir imagens do fenômeno a partir das 16h15. A NASA em parceria com Exploratorium realizará uma transmissão a partir das 17h. Outra opção é assistir pelo canal do TimeAndDate.com no YouTube a partir das 16h.

Fonte: Cosmo Novas

O prelúdio de novas estrelas numa galáxia espiral

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra bolsões brilhantes e coloridos de formação estelar florescendo como rosas em uma galáxia espiral chamada NGC 972.

© Hubble (NGC 972)

O brilho laranja-rosa é criado quando o gás hidrogênio reage à luz intensa que flui para fora das estrelas recém-nascidas próximas. Estas manchas brilhantes podem ser vistas aqui em meio a fluxos escuros e emaranhados de poeira cósmica.

Os astrônomos procuram estes sinais reveladores de formação de estrelas quando estudam as galáxias em todo o cosmos, pois as taxas de formação de estrelas oferecem pistas importantes sobre como estas coleções colossais de gás e poeira evoluíram ao longo do tempo. Novas gerações de estrelas contribuem com forças e fatores mais amplos que moldam as galáxias por todo o Universo, tais como gravidade, radiação, matéria ordinária e matéria escura.

O astrônomo alemão-britânico William Herschel é creditado com a descoberta da NGC 972 em 1784. Desde então, os astrônomos mediram sua distância, encontrando-a a pouco menos de 70 milhões de anos-luz da Terra.

Fonte: NASA

Modelo explica mistério do surgimento de buracos negros supermassivos

O mistério da formação de imensos buracos negros durante estágios muito iniciais da história do Universo pode estar perto de ser solucionado.

© Western University/Scott Woods (ilustração de um buraco negro supermassivo)

Uma equipe de astrofísicos da Universidade Ocidental de Ontário, no Canadá, encontrou evidências para a formação direta de buracos negros que não dependeriam de remanescentes de estrelas para se formarem. Shantanu Basu e Arpan Das, do Departamento de Física e Astronomia, desenvolveram uma explicação para a distribuição que se pode observar da massa e da luminosidade dos buracos negros supermassivos, para as quais não havia explicações científicas anteriormente.

O modelo se baseia em uma suposição bastante simples: buracos negros supermassivos se formam muito rapidamente, em períodos extremamente curtos. E então, de repente, sua formação se interrompe. Esta explicação contrasta com a compreensão atual de como se formam buracos negros de massa estelar, que sugere que eles emergem quando o centros de uma estrelas muito massiva colapsa sobre si mesmo.

“Esta é uma evidência observacional indireta de que os buracos negros se originam de colapsos diretos, e não de remanescentes estelares,” diz Basu. Ele é reconhecido internacionalmente como um especialista nos estudos dos estágios iniciais de formação de estrelas e da evolução de discos protoplanetários.

Basu e Das desenvolveram um novo modelo matemático calculando a função de massa de buracos negros supermassivos que se formam durante um período limitado de tempo, e passam por um rápido crescimento exponencial de massa. O crescimento de massa pode ser regulado pelo Limite de Eddington,  que é definido por um equilíbrio entre forças de radiação e gravitação, ou até mesmo excedê-lo por por um pequeno fator.

“Os buracos negros supermassivos só tiveram um curto período de tempo onde puderam crescer rapidamente. Em algum momento, devido a toda a radiação no Universo que foi criada por outros buracos negros e estrelas, a produção deles parou. Esse é o cenário do colapso direto,” explica Basu.

Durante a última década, muitos buracos negros supermassivos, que são um bilhão de vezes mais massivos que o Sol, foram observados com elevados redshifts (desvios para o vermelho), o que significa que eles existiam em nosso Universo cerca de 800 milhões de anos após o Big Bang. A presença destes buracos negros jovens e muito massivos questiona nossa compreensão atual da formação e do crescimento destes objetos cósmicos. O cenário de colapso direto permite massas iniciais muito maiores do que o cenário de surgimento via remanescente estelar, e pode ajudar a explicar estas observações. Este novo resultado fornece evidências de que estes buracos negros de colapso direto foram de fato produzidos no início do Universo.

Basu acredita que estes novos resultados podem ser usados em observações futuras para inferir a história de formação de buracos negros extremamente massivos, que existiram em tempos muito iniciais do nosso Universo.

Os resultados foram publicados na revista Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Scientific American

Anéis de Urano "brilham" em luz fria

Os anéis de Urano são invisíveis para todos, menos para os maiores telescópios, que só foram descobertos em 1977, e destacam-se como surpreendentemente brilhantes em novas imagens térmicas do planeta obtidas por dois grandes telescópios no Chile.

© NRAO (ilustração do planeta Urano e do seu sistema de anéis escuros)

O brilho térmico abre outra janela para os anéis, que foram apenas observados porque refletem um pouco de luz no visível e no infravermelho próximo. As novas imagens obtidas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e pelo VLT (Very Large Telescope) permitiu medir, pela primeira vez, a temperatura dos anéis: uns frios 77 Kelvin (-196,15º C), a temperatura de ebulição do nitrogênio líquido.

As observações também confirmam que o anel mais brilhante e denso de Urano, chamado anel épsilon, difere dos outros sistemas de anéis conhecidos dentro do nosso Sistema Solar, em particular dos anéis espetacularmente bonitos de Saturno.

"Os anéis de Saturno, principalmente de gelo, são brilhantes, largos e as suas partículas têm vários tamanhos, desde tamanhos microscópicos no anel D, o mais interno, até dezenas de metros nos anéis principais," disse Imke de Pater, professora de astronomia na Universidade da Califórnia em Berkeley, EUA.

Em comparação, os anéis de Júpiter contêm principalmente partículas de tamanho micrométrico. Os anéis de Netuno são na sua maioria poeira e até mesmo Urano tem camadas largas de poeira entre os anéis estreitos principais.

Os anéis podem ser antigos asteroides capturados pela gravidade do planeta, remanescentes de luas que colidiram umas com as outras e se fragmentaram, restos de luas dilaceradas quando passaram demasiado perto de Urano, ou detritos remanescentes do tempo de formação há 4,5 bilhões de anos.

Os anéis de Urano são composicionalmente diferentes do anel principal de Saturno, no sentido que no visível e no infravermelho, o albedo é muito mais baixo: são realmente escuros, como carvão. São também extremamente estreitos em comparação com os anéis de Saturno. O mais largo, o anel épsilon, varia de 20 a 100 quilômetros de largura, enquanto os de Saturno têm centenas ou dezenas de milhares de quilômetros de largura.

© ALMA (composição da atmosfera e dos anéis de Urano)

A imagem acima mostra a atmosfera e os anéis de Urano no rádio, obtida pelo ALMA em dezembro de 2017. As bandas escuras na atmosfera de Urano, nestes comprimentos de onda, mostram a presença de moléculas que absorvem ondas de rádio, em particular o gás sulfato de hidrogênio (H₂S), e as regiões brilhantes como na mancha polar norte contêm muito poucas quantidades destas moléculas.

A ausência de partículas de poeira de tamanho microscópico, nos anéis principais de Urano, foi observada pela primeira vez quando a Voyager 2 passou pelo planeta em 1986 e os fotografou. No entanto, a sonda foi incapaz de medir a temperatura dos anéis.

Até à data, os astrônomos contaram um total de 13 anéis ao redor do planeta, com algumas faixas de poeira entre os anéis. Os anéis diferem de outras maneiras dos de Saturno.

Ambas as observações do VLT e do ALMA foram projetadas para explorar a estrutura de temperatura da atmosfera de Urano, com o VLT sondando comprimentos de onda mais curtos do que o ALMA.

Isto representa uma oportunidade excitante para o telescópio espacial James Webb, que será capaz de fornecer restrições espectroscópicas bastante melhores dos anéis de Urano ao longo da próxima década.

Os novos dados foram publicados na revista The Astronomical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Encontradas moléculas eletricamente carregadas no espaço

Usando o telescópio espacial Hubble, cientistas confirmaram a presença de moléculas eletricamente carregadas no espaço em forma de "bolas de futebol", elucidando os misteriosos conteúdos do meio interestelar.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de bucky-bolas no espaço)

Dado que as estrelas e os planetas se formam a partir de nuvens de gás e poeira no espaço, "o meio interestelar difuso pode ser considerado como o ponto de partida para os processos que finalmente dão origem a planetas e à vida. Assim, a identificação completa do seu conteúdo fornece informações sobre os ingredientes disponíveis para criar estrelas e planetas," disse Martin Cordiner da Universidade Católica da América, em Washington.

As moléculas identificadas por Cordiner e pela sua equipe são uma forma de carbono chamada "Buckminsterfulereno", que consistem em 60 átomos de carbono (C60) dispostos numa esfera oca. O C60 já foi encontrado em alguns casos raros na Terra, em rochas e em minerais, e também pode aparecer em fuligem de combustão a altas temperaturas.

O C60 também já foi visto no espaço. No entanto, esta é a primeira vez que a sua versão eletricamente carregada (ionizada) foi confirmada como presente no meio interestelar difuso. O C60 torna-se ionizado quando a luz ultravioleta das estrelas arranca um elétron da molécula, dando ao C60 uma carga positiva (C60+). "O meio interestelar difuso era historicamente considerado um ambiente demasiado rigoroso e tênue para a ocorrência de uma abundância apreciável de moléculas grandes," explicou Cordiner. "Antes da detecção do C60, as maiores moléculas conhecidas no espaço tinham apenas 12 átomos de tamanho. A nossa confirmação do C60+ mostra quão complexa a astroquímica pode ser, mesmo nos ambientes de densidade mais baixa, os mais fortemente irradiados por radiação ultravioleta na Galáxia."

A vida como a conhecemos é baseada em moléculas contendo carbono e esta descoberta mostra que as moléculas complexas de carbono podem formar-se e sobreviver no ambiente hostil do espaço interestelar. "De certa forma, a vida pode ser considerada como o expoente máximo da complexidade química," salientou Cordiner. "A presença do C60 demonstra inequivocamente um alto nível de complexidade química intrínseca aos ambientes espaciais e aponta para uma forte probabilidade de outras moléculas extremamente complexas, portadoras de carbono, surgirem espontaneamente no espaço."

A maior parte do meio interestelar é hidrogênio e hélio, mas tem muitos compostos que ainda não foram identificados. Dado que o espaço interestelar é tão remoto, os cientistas estudam como afeta a luz de algumas estrelas distantes para identificar o seu conteúdo. À medida que a luz estelar passa pelo espaço, os elementos e os compostos do meio interestelar absorvem e bloqueiam certas cores (comprimentos de onda) da luz. Quando os cientistas analisam a luz estelar, separando-a nas suas cores componentes (espectro), as cores que foram absorvidas parecem escuras ou ausentes. Cada elemento ou composto tem um padrão de absorção único que age como uma impressão digital, permitindo com que seja identificado. No entanto, alguns padrões de absorção do meio interestelar cobrem uma gama mais ampla de cores, que parecem diferentes de qualquer átomo ou molécula conhecida na Terra. Estes padrões de absorção são chamados de Bandas Interestelares Difusas (BIDs). A sua identidade permanece um mistério desde que foram descobertas por Mary Lea Heger, que publicou observações das duas primeiras BIDs em 1922.

Uma BID pode ser atribuída encontrando uma correspondência precisa com a impressão digital de absorção de uma substância em laboratório. No entanto, existem milhões de diferentes estruturas moleculares para testar, e levaria gerações para testá-las todas.

"Hoje, conhecemos mais de 440 BIDs, mas (além das poucas recém-atribuídas ao C60+) nenhuma foi identificada conclusivamente," realçou Cordiner. "Em conjunto, o aspeto das BIDs indica a presença de uma grande quantidade de moléculas ricas em carbono no espaço, algumas das quais podem eventualmente participar da química que dá origem à vida. No entanto, a composição e as características deste material permanecerão desconhecidas até que as BIDs restantes sejam atribuídas."

Décadas de estudos de laboratório não conseguiram encontrar uma correspondência precisa com quaisquer BIDs até este trabalho sobre o C60+. No novo trabalho, os pesquisadores conseguiram igualar o padrão de absorção do C60+ em laboratório com as observações do meio interestelar do Hubble, confirmando a designação feita recentemente por uma equipe da Universidade de Basel, Suíça, cujos estudos de laboratório forneceram os dados do C60+ necessários para comparação. O grande problema da detecção do C60+, usando telescópios terrestres convencionais, é que o vapor de água atmosférico bloqueia a nossa visão do padrão de absorção do C60+. No entanto, orbitando acima da maior parte da atmosfera, o telescópio espacial Hubble tem uma vista clara e desobstruída. No entanto, os cientistas ainda tiveram que puxar o Hubble muito além dos seus limites normais de sensibilidade para ter uma hipótese de detectar as impressões digitais fracas do C60+.

As estrelas observadas eram todas supergigantes azuis, localizadas no plano da Via Láctea. O material interestelar da Via Láctea está localizado principalmente num disco relativamente plano, de modo que as linhas de visão das estrelas no plano Galáctico atravessam as maiores quantidades de matéria interestelar e, portanto, mostram as características de absorção mais fortes devido às moléculas interestelares.

A detecção do C60+ no meio interestelar difuso suporta as expetativas da equipe de que as moléculas muito grandes e carregadas de carbono são candidatas prováveis a explicar muitas das BIDs não identificadas. Isto sugere que os futuros esforços de laboratório devem medir os padrões de absorção de compostos relacionados com o C60+, a fim de ajudar a identificar algumas das restantes BIDs.

A equipe está tentando detectar C60+ em mais ambientes para ver como tais moléculas estão disseminadas no Universo. De acordo com Cordiner, com base nas suas observações até agora, parece que o C60+ está muito difundido na Galáxia.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Planetas gigantes e anãs marrons têm origens bem distintas

Com base nos resultados preliminares de uma nova pesquisa do Observatório Gemini, que examinou 531 estrelas com o instrumento Gemini Planet Imager (GPI), parece cada vez mais provável que planetas gigantes e estrelas do tipo anã marrom tenham raízes muito diferentes.

© Caltech/C. Carter/G. Hallinan (ilustração de uma anã marrom)

A Pesquisa de Exoplanetas do GPI (GPIES), um dos maiores e mais sensíveis levantamentos de imagens diretas de exoplanetas até hoje, ainda está em andamento no telescópio Gemini South, no Chile.

Em novembro de 2014, o pesquisador principal do GPI, Bruce Macintosh, da Universidade de Stanford, e sua equipe internacional se dispuseram a observar quase 600 jovens estrelas próximas com o novo instrumento.

Retratar um planeta em torno de outra estrela é um desafio técnico difícil, possível apenas com alguns poucos instrumentos. Os exoplanetas são pequenos, de brilho fraco e muito próximos de sua estrela hospedeira; distinguir um planeta de sua estrela é como calcular a largura de uma moeda a vários quilômetros de distância. Mesmo os planetas mais brilhantes tem luminosidade dez mil vezes mais fraca do que suas estrelas progenitoras. O GPI consegue ver planetas com brilho até um milhão de vezes mais fracos, uma capacidade muito maior do que a dos instrumentos anteriores de imageamento de planetas.

A GPIES está agora chegando ao fim. A partir das primeiras 300 estrelas, a pesquisa detectou seis planetas gigantes e três anãs marrons. As anãs marrons têm mais massa do que planetas, mas não são grandes o suficiente para fundir hidrogênio, como fazem as estrelas.

O estudo avança na ideia de que planetas gigantes se formam devido ao lento acúmulo de material em torno de uma jovem estrela, enquanto as anãs marrons surgem de um rápido colapso gravitacional.

Esta descoberta pode responder a uma longa questão: se as anãs marrons, que são objetos de massa intermediária, nascem mais como estrelas ou como planetas. As estrelas se formam pelo colapso gravitacional de grandes nuvens primordiais de gás e poeira, enquanto pensa-se que planetas sejam formados pelo acúmulo de pequenos corpos rochosos que então crescem e ficam grandes, em um processo denominado “acreção planetária”.

Enquanto as anãs marrons mais massivas superam em número as anãs marrons menos volumosas, para os planetas gigantes a tendência é inversa: os planetas menores superam os massivos. Além disso, as anãs marrons tendem a ser encontradas longe de suas estrelas hospedeiras, enquanto planetas gigantes se concentram bem perto delas.

Das 300 estrelas pesquisadas até então, 123 têm uma massa pelo menos 1,5 vezes maior que a do nosso Sol. Um dos resultados mais notáveis do estudo é que todas as estrelas hospedeiras dos planetas detectados estão entre essas estrelas de maior massa, embora seja mais fácil ver um planeta gigante orbitando uma estrela mais fraca e mais parecida com o Sol. Os astrônomos suspeitam desse fato há anos, mas a pesquisa GPIES finalmente confirmou sem ambiguidade.

Uma das maiores surpresas do estudo tem sido a forma como os outros sistemas planetários são diferentes dos nossos. Nosso Sistema Solar tem pequenos planetas rochosos nas partes internas e planetas gigantes de gás nas partes externas. Mas os primeiros exoplanetas descobertos reverteram essa tendência, com planetas gigantes aproximando-se mais de suas estrelas do que Mercúrio, por exemplo, que tem o tamanho da Lua. Além disso, estudos de velocidade radial, que se baseiam no fato de que uma estrela experimenta uma “oscilação” gravitacionalmente induzida quando é orbitada por um planeta, mostraram que o número de planetas gigantes aumenta com a distância da estrela até cerca da distância da órbita de Júpiter. Mas os resultados preliminares da equipe, que sondam distâncias ainda maiores, mostraram que os planetas gigantes se tornam menos numerosos.

Mas uma surpresa de todos os levantamentos de exoplanetas é o quão intrinsecamente raros parecem ser os planetas gigantes ao redor de estrelas similares ao Sol, e quão diferentes são os outros sistemas solares. A missão Kepler descobriu planetas muito menores e mais próximos, dois ou mais planetas “super-terrestres” por estrela parecida com o Sol, densamente compactados em sistemas solares internos muito mais cheios do que os nossos. A extrapolação de modelos simples sugeria que o GPI encontraria uma dúzia de planetas gigantes ou mais, mas só seis foram vistos. Ou seja, planetas gigantes podem estar presentes em torno de apenas uma minoria de estrelas como a nossa.

Em janeiro de 2019, a GPIES detectou sua 531ª e última nova estrela, e a equipe está atualmente acompanhando os candidatos restantes para determinar quais são verdadeiramente planetas e quais são estrelas de fundo distantes fazendo o papel de planetas gigantes.

O GPI é projetado especificamente para procurar planetas e anãs marrons ao redor de outras estrelas, usando uma máscara conhecida como coronógrafo para bloquear parcialmente a luz de uma estrela. Em conjunto com a óptica adaptativa para a turbulência na atmosfera da Terra e com o processamento avançado de imagens, os pesquisadores podem procurar na vizinhança da estrela por exoplanetas semelhantes a Júpiter e anãs marrons até um milhão de vezes mais fracas em termos de brilho do que a estrela hospedeira.

Em nosso Sistema Solar, Júpiter é o maior planeta, sendo cerca de 318 vezes mais massivo que a Terra e localizando-se cerca de cinco vezes mais distante do Sol do que a Terra. As anãs marrons variam de 13 a 90 vezes a massa de Júpiter; e embora elas possam ter até um décimo da massa do Sol, não têm fusão nuclear em seu núcleo para queimar como uma estrela; então, a classificação delas está em algum lugar entre uma estrela pequena e um super planeta.

Um sucesso inicial da GPIES foi a descoberta do 51 Eridani b, em dezembro de 2014, um planeta cerca de duas vezes e meia maior que Júpiter, que orbita sua estrela além da distância que Saturno orbita em nosso próprio Sol. A estrela anfitriã, 51 Eridani, está a apenas 97 anos-luz de distância e tem apenas 26 milhões de anos (próxima e jovem, nos padrões astronômicos). A estrela havia sido observada por várias pesquisas de imagens do planeta com uma variedade de telescópios e instrumentos, mas seu planeta não foi detectado até que a instrumentação superior da GPI fosse capaz de suprimir a luz da estrela o suficiente para que o planeta fosse visível.

A GPIES também descobriu a anã marrom HR 2562 B, que está em uma separação similar àquela entre o Sol e Urano, e é 30 vezes maior que Júpiter.

A maioria dos exoplanetas descobertos até agora, incluindo aqueles encontrados pela sonda Kepler da NASA, são encontrados através de métodos indiretos, como observar um escurecimento na luz da estrela quando o planeta orbita eclipsa sua estrela hospedeira, ou observando a oscilação da estrela enquanto a gravidade do planeta puxa a estrela. Esses métodos foram muito bem-sucedidos, mas eles apenas investigam as regiões centrais dos sistemas planetários. Aquelas regiões fora da órbita de Júpiter, onde os planetas gigantes estão em nosso Sistema Solar, estão geralmente fora de seu alcance. O GPI, no entanto, esforça-se para detectar diretamente os planetas neste espaço, tirando uma foto deles ao lado de suas estrelas hospedeiras.

Os resultados do Gemini reforçam aqueles que vieram de outras técnicas, incluindo um estudo recente de exoplanetas descobertos por uma método de velocidade radial, que descobriu que a separação mais provável para um planeta gigante ao redor de estrelas parecidas com o Sol é de cerca 3 UA (unidade astronômica). A descoberta de que anãs marrons ocorrem com a frequência de cerca de apenas 1%, independentemente da massa estelar, também é condizente com resultados anteriores de pesquisas com imagens diretas.

A pesquisa foi publicada na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Scientific American

A baixa densidade de alguns exoplanetas é confirmada

A missão Kepler e sua extensão, chamada K2, descobriram milhares de exoplanetas. Ele os detectou usando a técnica de trânsito, medindo a queda na intensidade da luz sempre que um planeta em órbita se movia através da face de sua estrela hospedeira como visto da Terra.

© NASA (ilustração do sistema estelar Kepler-9)

Os trânsitos podem não apenas medir o período orbital, eles frequentemente podem determinar o tamanho do exoplaneta a partir da profundidade e forma detalhadas de sua curva de trânsito e das propriedades da estrela hospedeira. O método de trânsito, no entanto, não mede a massa do planeta. O método da velocidade radial, em contraste, que mede a oscilação de uma estrela hospedeira sob a atração gravitacional de um exoplaneta orbital, permite a medição de sua massa. Conhecer o raio e a massa de um planeta permite a determinação de sua densidade média e, consequentemente, pistas para sua composição.

Cerca de quinze anos atrás, os astrônomos da Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) e outros perceberam que em sistemas planetários com múltiplos planetas, a atração gravitacional periódica de um planeta sobre outro alteraria seus parâmetros orbitais. Embora o método de trânsito não possa medir diretamente as massas de exoplanetas, ele pode detectar estas variações orbitais e estas podem ser modeladas para inferir massas. O Kepler identificou centenas de sistemas exoplanetários com variações de tempo de trânsito, e dúzias foram modeladas com sucesso.

Surpreendentemente, este procedimento pareceu encontrar uma prevalência de exoplanetas com densidades muito baixas. O sistema Kepler-9, por exemplo, parece ter dois planetas com densidades respectivamente de 0,42 e 0,31 grama por centímetro cúbico. Para comparação, a densidade média da Terra é de 5,51 gramas por centímetro cúbico, a água é, por definição, 1,0 gramas por centímetro cúbico, e o gigante gasoso Saturno é de 0,69 gramas por centímetro cúbico.

Os resultados surpreendentes propiciaram alguma dúvida sobre uma ou mais partes da metodologia de variação do tempo de trânsito e criaram uma preocupação de longa data.

Os astrônomos do CfA David Charbonneau, David Latham, Mercedes Lopez-Morales e David Phillips testaram a confiabilidade do método medindo as densidades dos planetas Kepler-9 usando o método de velocidade radial, estando seus dois planetas semelhantes a Saturno entre um pequeno grupo de exoplanetas cujas massas podem ser medidas com qualquer técnica. Eles usaram o espectrômetro HARPS-N no Telescopio Nazionale Galileo, em La Palma, durante dezesseis épocas de observação; o HARPS-N normalmente mede as variações de velocidade com um erro tão pequeno, com cerca de 32 km/h. Seus resultados confirmam as densidades muito baixas obtidas pelo método de tempo de trânsito e verificam a potência do método de variação de trânsito.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

ALMA descobre exemplo mais antigo de fusão de galáxias

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), pesquisadores observaram os primeiros sinais combinados de oxigênio, carbono e poeira de uma galáxia no Universo, há 13 bilhões de anos.

© ALMA/Hubble (composição de B14-65666)

Composição de B14-65666 que mostra as distribuições da poeira (vermelho), do oxigênio (verde) e do carbono (azul), observadas pelo ALMA e estrelas (branco) observadas pelo telescópio espacial Hubble.

Ao comparar os diferentes sinais, os astrônomos determinaram que a galáxia é, de fato, duas galáxias em fusão, tornando-se o exemplo mais antigo, já descoberto, de uma fusão galáctica.

Takuya Hashimoto, da Universidade Waseda, no Japão, e a sua equipe usaram o ALMA para observar B14-656666, um objeto localizado a 13 bilhões de anos-luz na direção da constelação de Sextante. Por causa da velocidade finita da luz, os sinais que recebemos hoje de B14-65666 tiveram que viajar durante 13 bilhões de anos para chegar até nós, ou seja, menos de um bilhão de anos após o Big Bang.

O ALMA alcançou a observação mais antiga de emissões de rádio do oxigênio, carbono e poeira em B14-65666. A detecção de múltiplos sinais permite que os astrônomos recuperem informações complementares.

A análise dos dados mostrou que as emissões estão divididas em duas "manchas". Observações anteriores com o telescópio espacial Hubble revelaram dois agrupamentos em B14-65666. Agora, com três sinais de emissão detectados pelo ALMA, a equipe foi capaz de mostrar que as duas manchas perfazem um único sistema, mas com velocidades diferentes; o que indica que as manchas são duas galáxias em fusão.

Os astrônomos estimaram que a massa estelar total de B14-65666 é inferior a 10% da massa da Via Láctea, o que significa que está nas suas fases iniciais de formação. Apesar de ser muito jovem, B14-65666 está produzindo 100 vezes mais estrelas do que a Via Láctea. Esta formação estelar ativa é outra assinatura de fusões galácticas porque a compressão do gás em galáxias que colidem leva naturalmente à formação estelar explosiva.

As galáxias atuais como a nossa Via Láctea já passaram por inúmeras fusões, algumas bastante violentas. Por vezes, uma galáxia mais massiva engole uma menor. Em casos raros, galáxias com tamanhos semelhantes fundem-se para formar uma nova e maior galáxia. As fusões são essenciais para a evolução galáctica, atraindo muitos astrônomos ansiosos por rastreá-las.

"O nosso próximo passo é procurar nitrogênio, outro elemento químico importante, e até mesmo a molécula de monóxido de carbono," comentou Akio Inoue, professor da Universidade de Waseda. "Em última análise, esperamos entender observacionalmente a circulação e a acumulação de elementos e materiais no contexto da formação e evolução das galáxias."

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Novas "Terras" descobertas em torno de estrela muito pequena

Uma equipe internacional liderada pela Universidade de Göttingen (Alemanha) com a participação de pesquisadores do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) descobriu, usando o espectrógrafo de alta resolução CARMENES no Observatório Calar Alto, dois novos planetas parecidos com a Terra em torno de uma das estrelas mais próximas da nossa vizinhança estelar.

© U. Göttingen (ilustração do sistema da estrela de Teegarden)

A ilustração acima mostra o sistema da estrela de Teegarden. O nosso Sistema Solar está no plano de fundo.

A estrela de "Teegarden" está a apenas 12,5 anos-luz de distância. É uma das estrelas mais pequenas, uma anã vermelha, na direção da constelação de Carneiro. A sua temperatura superficial é de 2.700ºC e tem uma massa equivalente a apenas 1/10 da do Sol. Mesmo estando tão perto, o seu tênue brilho impediu a sua descoberta até 2003.

As observações mostraram que existem dois planetas em órbita, ambos semelhantes aos planetas do Sistema Solar interior. São apenas um pouco maiores do que a Terra e estão situados na "zona habitável" onde a água pode existir, à superfície, no estado líquido. É possível que os dois planetas façam parte de um sistema maior.

O IAC tem participado muito ativamente nas campanhas fotométricas desta estrela. Têm sido realizadas com instrumentos como o Muscat2 do telescópio Carlos Sánchez do Observatório Teide (Tenerife) e com a rede de telescópios do Observatório de Las Cumbres, entre outros. Estes estudos permitiram mostrar que os sinais dos dois planetas não podem ser devidos à atividade da estrela, embora não seja possível detectar os trânsitos dos dois novos planetas.

Para usar o método de trânsito, os planetas devem atravessar a face do disco estelar e bloquear um pouco da luz da estrela durante um curto período de tempo, o que significa que têm que estar em linha com a estrela e com os observadores. Este alinhamento fortuito ocorre apenas para uma pequena fração dos sistemas planetários.

Curiosamente, o sistema da estrela de Teegarden está situado numa direção especial do céu. A partir desta estrela é possível ver os planetas do nosso Sistema Solar passando em frente do Sol e durante alguns anos a Terra será discernível como um planeta em trânsito para qualquer observador situado nos planetas de Teegarden que se preocupe em nos estudar.

A estrela de Teegarden pertence à classe mais reduzida para a qual podemos medir as massas dos seus planetas com a tecnologia atual.

Desde 2006, cientistas alemães e espanhóis têm procurado planetas em volta de estrelas próximas usando o CARMENES, acoplado ao telescópio de 3,5 m do Observatório Calar Alto. Estes novos planetas são os 10.º e 11.º descobertos pelo projeto.

Um artigo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: University of Göttingen

Os elementos pesados da Terra nasceram em explosões de supernova

O ouro das nossas joias é de outro mundo.

© NASA (ilustração de um colapsar)

Numa descoberta que pode derrubar a nossa compreensão de onde os elementos pesados da Terra surgiram, como ouro e platina, uma nova pesquisa efetuada pelo físico Daniel Siegel, da Universidade de Guelph, sugere que a maior parte destes materiais foram expelidos por um tipo de explosão estelar largamente negligenciada, bem longe no espaço e no tempo.

Cerca de 80% dos elementos pesados do Universo formaram-se provavelmente em colapsares, uma forma rara de explosão de supernova, mas rica em elementos pesados, após o colapso de estrelas massivas e velhas tipicamente 30 vezes mais massivas do que o nosso Sol.

Esta descoberta anula a ideia generalizada de que estes elementos vêm principalmente de colisões entre estrelas de nêutrons ou entre uma estrela de nêutrons e um buraco negro.

Usando supercomputadores, os cientistas simularam a dinâmica dos colapsares, ou estrelas antigas cuja gravidade faz com que implodam e formem buracos negros.

No seu modelo, os colapsares massivos e com rápida rotação ejetam elementos pesados, cujas quantidades e distribuição são surpreendentemente semelhantes ao que observamos no nosso Sistema Solar.

A maioria dos elementos encontrados na natureza foram produzidos em reações nucleares em estrelas e, finalmente, expelidos por enormes explosões estelares.

Os elementos pesados encontrados na Terra e em outras partes do Universo, de explosões remotas, variam de ouro a platina, de urânio a plutônio usados em reatores nucleares, até elementos químicos mais exóticos como o neodímio, encontrado em produtos eletrônicos.

Até agora, os cientistas pensavam que estes elementos eram produzidos principalmente em colisões estelares envolvendo estrelas de nêutrons ou buracos negros, como numa colisão entre duas estrelas de nêutrons observada por detectores terrestres em 2017.

Ironicamente, os pesquisadores começaram trabalhar para entender a física desta fusão antes das suas simulações apontarem para os colapsares como uma incubadora de elementos pesados. "A nossa investigação sobre estrelas de nêutrons levou-nos a pensar que o nascimento de buracos negros, num tipo muito diferente de explosão estelar, podia produzir ainda mais ouro do que as fusões entre estrelas de nêutrons," disse Siegel.

O que aos colapsares falta em frequência, compensa no fabrico de elementos pesados, realçou Siegel. Os colapsares também produzem emissões intensas de raios gama.

A equipe espera agora ver o seu modelo teórico validado por observações. Os instrumentos infravermelhos como os do telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto para 2021, devem ser capazes de detectar a radiação indicadora de elementos pesados de um colapsar numa galáxia distante.

Os astrônomos também podem detectar evidências de colapsares observando as quantidades e a distribuição de elementos pesados em outras estrelas da nossa Via Láctea, fornecendo pistas da sua formação.

Este ano assinala-se o 150.º aniversário da criação da tabela periódica dos elementos químicos de Dmitri Mendeleev. Desde então, os cientistas acrescentaram muitos outros elementos à tabela periódica, um marco dos livros escolares e científicos de todo o mundo.

Referindo-se ao químico russo, Siegel disse: "Conhecemos muitos outros elementos químicos que ele não conhecia. O que é fascinante e surpreendente é que, após 150 anos estudando os blocos fundamentais da natureza, ainda não entendemos bem como o Universo produz uma grande parte dos elementos da tabela periódica."

Esta pesquisa foi publicada na revista Nature.

Fonte: University of Guelph

Descobertos "quasares frios"

Durante a 234.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em St. Louis, Allison Kirkpatrick, professora assistente de física e astronomia da Universidade do Kansas, anunciou a sua descoberta de "quasares frios", galáxias com abundância de gás frio que ainda podem produzir novas estrelas apesar de terem um quasar no centro.

© Michelle Vigeant (quasar energértico que limpou o centro da sua galáxia)

A descoberta revolucionária subverte suposições sobre a maturação de galáxias e pode representar uma fase do ciclo de vida de todas as galáxias, desconhecida até agora.

Um quasar, ou "fonte de rádio quase estelar", é essencialmente um buraco negro supermassivo em esteroides. O gás que cai em direção a um quasar no centro de uma galáxia forma um "disco de acreção", que pode lançar uma quantidade incompreensível de energia eletromagnética, muitas vezes com uma luminosidade centenas de vezes maior do que uma galáxia típica. Normalmente, a formação de um quasar é semelhante à aposentação galáctica e há muito que se pensa assinalar o fim da capacidade de uma galáxia em produzir novas estrelas.

Todo o gás que está sendo acretado pelo buraco negro é aquecido e emite raios X. O comprimento de onda da luz que é liberado corresponde ao quão quente algo é. Por exemplo, nós humanos emitimos radiação infravermelha. Mas algo que emite raios X é um dos objetos mais quentes do Universo. Este gás começa a acumular-se no buraco negro e a mover-se com velocidades relativistas; também temos um campo magnético em torno deste gás, que pode ficar torcido.

Da mesma forma que temos proeminências solares, também temos jatos de material que passam por estas linhas do campo magnético e são atirados para longe do buraco negro. Estes jatos essencialmente sufocam o reservatório de gás da galáxia, de modo que mais nenhum gás pode cair sobre a galáxia e formar novas estrelas. Quando uma galáxia deixa de produzir estrelas, torna-se uma galáxia morta e passiva.

Mas, no levantamento de Kirkpatrick, cerca de 10% das galáxias que hospedam buracos negros supermassivos em acreção tinham um reservatório de gás frio remanescente depois de entrar nesta fase e ainda criavam novas estrelas.

A astrofísica Kirkpatrick suspeitou que os "quasares frios" da sua pesquisa representavam um breve período ainda por reconhecer das fases finais da vida de uma galáxia.

Foi identificado pela primeira vez os objetos de interesse numa área do SDSS (Sloan Digital Sky Survey), o mapa digital mais detalhado do Universo atualmente disponível. Numa área denominada "Stripe 82," Kirkpatrick e colegas conseguiram identificar visualmente os quasares.

Esta área foi explorada em raiosX com o telescópio XMM-Newton. Os raios X são a principal assinatura dos buracos negros em crescimento. Seguidamente, os astrônomos recorreram ao telescópio espacial Herschel, um telescópio infravermelho que pode detectar gás e poeira na galáxia hospedeira.

A pesquisadora disse que as suas descobertas dão aos cientistas uma nova compreensão e detalhes de como a extinção de formação estelar nas galáxias ocorre e que anulam vários pressupostos sobre os quasares.

Os quasares passam por uma fase muito encoberta onde a poeira cerca o buraco negro supermassivo. Esta fase é chamada de quasar vermelho.

O quasar quando expele o seu próprio gás, expele também o gás hospedeiro. Mas parece que com estes objetos, não é este o caso. Estes expelem a sua própria poeira, de modo que os vemos como um objeto azul, mas ainda não dissiparam toda a poeira e gás das galáxias hospedeiras. Esta é uma fase de transição, cerca de 10 milhões de anos.

Fonte: University of Kansas

Mantendo o buraco negro da Via Láctea relativamente calmo

Existem buracos negros supermassivos no centro da maioria das galáxias, e a nossa Via Láctea não é exceção.

© NASA (linhas de fluxo mostrando os campos magnéticos)

Mas muitas outras galáxias têm buracos negros altamente ativos, o que significa que está caindo neles muito material, emitindo radiação altamente energética neste processo de abastecimento. O buraco negro central da Via Láctea, por outro lado, está relativamente calmo. Novas observações do SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA estão ajudando os cientistas a compreender as diferenças entre buracos negros ativos e silenciosos.

Estes resultados fornecem informações sem precedentes sobre o forte campo magnético no centro da Via Láctea. Os cientistas usaram o mais novo instrumento do SOFIA, o HAWC+, para realizar estas medições.

Os campos magnéticos influenciam os percursos de partículas carregadas e têm efeitos significativos sobre os movimentos e a evolução da matéria em todo o Universo. Mas os campos magnéticos não podem ser visualizados diretamente, portanto o seu papel não é bem compreendido. O instrumento HAWC+ detecta luz infravermelha distante e polarizada, invisível aos olhos humanos, emitida por grãos de poeira. Estes grãos alinham-se perpendicularmente aos campos magnéticos. A partir dos resultados do SOFIA, é possível mapear a forma e inferir a força do campo magnético, ajudando a visualizar esta força fundamental da natureza.

Observações anteriores do SOFIA tinham mostrado o anel inclinado de gás e poeira em órbita do buraco negro da Via Láctea, de nome Sagitário A* (Sgr A*). Mas os novos dados do HAWC+ fornecem uma visão única do campo magnético nesta área, que parece traçar a história da região ao longo dos últimos 100.000 anos.

A gravidade do buraco negro domina a dinâmica do centro da Via Láctea, mas o papel do campo magnético tem sido um mistério. As novas observações com o HAWC+ revelam que o campo magnético é forte o suficiente para restringir os movimentos turbulentos do gás. Se o campo magnético canalizar o gás para que entre no próprio buraco negro, o buraco negro torna-se ativo porque consome muito gás. No entanto, se o campo magnético canalizar o gás para que entre em órbita ao redor do buraco negro, então o buraco negro ficará quieto porque não está ingerindo nenhum gás que, de outra forma, acabaria por formar novas estrelas.

Os pesquisadores combinaram imagens no infravermelho médio e longínquo das câmaras do SOFIA com novas linhas de fluxo que visualizam a direção do campo magnético. A estrutura azul em forma de Y (ver figura) é material quente que cai em direção ao buraco negro, localizado próximo do ponto onde os dois braços da figura em forma de Y se interseptam. Colocando a estrutura do campo magnético sobre a imagem revela que o campo magnético segue a forma da estrutura empoeirada. Cada dos braços azuis tem o seu próprio componente de campo que é totalmente distinto do resto do anel, visto em rosa. Mas também existem lugares onde o campo se distancia das principais estruturas de poeira, como nas extremidades superior e inferior do anel.

As novas observações do SOFIA com o HAWC+ ajudam a determinar como o material no ambiente extremo de um buraco negro supermassivo interage com ele, abordando uma antiga questão de porque é que o buraco negro central da Via Láctea é relativamente tênue, enquanto os de outras galáxias são tão brilhantes.

Os detalhes destas observações do campo magnético, pelo SOFIA, foram apresentados na reunião da Sociedade Astronômica Americana e serão submetidos à revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Universities Space Research Association

Pistas espectrais de intrigante paradoxo de um exoplaneta

O CI Tau b é um exoplaneta paradoxal, mas uma nova analise de sua massa, brilho e monóxido de carbono na sua atmosfera está propiciando respostas sobre como um planeta tão grande pode ter-se formado em torno de uma estrela com apenas 2 milhões de anos.

© NASA/T. Pyle (ilustração de vários planetas gigantes gasosos em órbita de uma jovem estrela)

Num encontro da Sociedade Astronômica Americana que decorreu na passada segunda-feira em St. Louis, EUA, os astrônomos Christopher Johns-Krull da Universidade Rice e Lisa Prato do Observatório Lowell apresentaram descobertas de uma análise espectroscópica no infravermelho próximo, ao longo de quatro anos, do exoplaneta gigante CI Tau b, um "Júpiter quente", numa órbita íntima de nove dias em torno da sua estrela hospedeira, situada a cerca de 450 anos-luz da Terra na direção da constelação de Touro.

Durante décadas, a maioria dos astrônomos acreditava que planetas gigantes como Júpiter e Saturno formavam-se longe das suas estrelas ao longo de períodos de 10 milhões de anos ou mais. Mas a descoberta de dúzias de "Júpiteres quentes" levou a novos modelos teóricos que descrevem como estes planetas se podem formar.

Johns-Krull disse que a idade de CI Tau b fez dele o candidato perfeito para observação com o IGRINS (Immersion Grating Infrared Spectrograph), o instrumento único de alta resolução usado durante observações de CI Tau b com o telescópio Harlan J. Smith de 2,7 metros do Observatório McDonald e com o telescópio do Discovery Channel de 4,3 metros do Observatório Lowell.

Dado que cada elemento atômico e molécula numa estrela emite luz de um conjunto único de comprimentos de onda, os astrônomos podem procurar assinaturas específicas, ou linhas espectrais, para ver se um elemento está presente numa estrela ou em planetas distantes. As linhas espectrais também podem revelar a temperatura, a densidade de uma estrela e a velocidade em que está se deslocando.

Os astrônomos usaram as linhas espectrais do monóxido de carbono para distinguir entre a luz emitida pelo planeta e a luz emitida pela estrela próxima. O brilho de uma estrela ou planeta depende do tamanho e da temperatura.

A análise das linhas espectrais do monóxido de carbono mostraram que CI Tau b tem uma massa de 11,6 Júpiteres e é aproximadamente 134 vezes mais tênue do que a sua estrela progenitora. Isto fornece fortes evidências de que se formou através de um "início quente", um modelo teórico que descreve como as instabilidades gravitacionais podem formar planetas gigantes mais depressa do que os modelos tradicionais.

O IGRINS, que foi desenhado por Daniel Jaffe da Universidade do Texas em Austin, usa uma grade de difração com base no silício para melhorar tanto a resolução quanto o número de bandas espectrais no infravermelho próximo que podem ser observadas em objetos distantes como CI Tau b e como a sua estrela hospedeira. O IGRINS foi transferido do Observatório McDonald para o Observatório Lowell durante o estudo.

Um artigo será publicado na revista Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Rice University

Ventos poderosos produzidos por um buraco negro supermassivo

Os buracos negros supermassivos nos centros de muitas galáxias parecem ter uma influência básica nas suas evoluções.

© ESA (ventos de um buraco negro varrem o gás das galáxias)

Isto acontece durante uma fase em que o buraco negro está consumindo o material da galáxia em que reside a uma grande velocidade, crescendo em massa ao fazê-lo. Durante esta fase, dizemos que a galáxia tem um núcleo ativo (AGN, “active galactic nucleus”).

O efeito que esta atividade tem sobre a galáxia hospedeira é conhecido como feedback AGN e uma das suas propriedades são os ventos galácticos: este é o gás do centro da galáxia que é expelido pela energia liberada pelo núcleo ativo. Estes ventos podem atingir velocidades de até milhares de quilômetros por segundo e nos AGNs mais energéticos, por exemplo, nos quasares, podem limpar os centros das galáxias impedindo a formação de novas estrelas. Mostrou-se que a evolução da formação estelar ao longo de escalas de tempo cosmológicas não pode ser explicada sem a existência de um mecanismo regulador.

Para estudar estes ventos em quasares utilizou-se o espectrógrafo infravermelho EMIR acoplado ao GTC (Gran Telescopio Canarias). O EMIR é um instrumento completamente desenvolvido no Instituto de Astrofísica das Canárias, construído para estudar os objetos mais frios e mais distantes do Universo, analisando a luz infravermelha. Desde junho de 2016 que está instalado no GTC, depois de passar por uma fase exaustiva de testes no IAC em La Laguna.

O quasar obscurecido estudado, denominado J1509+0434, está no Universo local e é um análogo dos quasares mais distantes e muito mais numerosos onde o feedback AGN deve estar afetando seriamente a formação de novas estrelas.

"O EMIR permitiu-nos estudar os ventos do gás ionizado e molecular deste quasar usando o espectro infravermelho. Esta análise é muito importante porque nem sempre mostra propriedades semelhantes, o que nos diz muito sobre como estes ventos são produzidos e como afetam as suas galáxias hospedeiras," explica Ramos Almeida. O estudo deste e de outros quasares locais permitirá entender o que estava acontecendo nas galáxias quando eram mais jovens e quando estavam formando as suas estruturas que vemos hoje.

Com base nos novos dados obtidos com o EMIR, foi descoberto que o vento ionizado é mais rápido do que o vento molecular, atingindo velocidades de até 1.200 km/s. No entanto, o vento molecular esvaziando os reservatórios de gás da galáxia em até 176 massas solares por ano, seria o motivo principal? "Novas observações com o ALMA vão permitir confirmar esta estimativa," explicou José Acosta Pulido, pesquisador do IAC.

O próximo passo é observar uma amostra completa de quasares próximos obscurecidos com o EMIR para estudar os seus ventos ionizados e moleculares. Os cientistas também querem analisar as populações estelares das suas galáxias hospedeiras. Isto permitirá confirmar diretamente o feedback AGN na evolução das galáxias.

O estudo foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Missão espacial TESS descobre cinco estrelas raras

Uma equipe internacional, liderada pela pesquisadora do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) Margarida Cunha, recorreu a técnicas asterossísmicas para procurar oscilações num subgrupo de cinco mil estrelas, entre as 32 mil observadas através do satélite TESS da NASA, e descobriu cinco raras estrelas roAp.

© U. Uppsala/Oleg Kochukhov (distribuição de elementos químicos numa estrela Ap)

As estrelas peculiares de oscilação rápida, ou estrelas roAp, são objetos estelares raros. Constituem um subgrupo das estrelas peculiares magnéticas (estrelas Ap), estas últimas caracterizadas por manchas químicas onde a abundância de terras-raras, em particular dos elementos Si, Cr, Eu, pode ser até um milhão de vezes superior à presente no Sol. As estrelas Ap têm campos magnéticos fortes e uma pequena fração das mesmas, as roAp, oscilam com frequências semelhantes às observadas no Sol.

Nestes dados, a equipe encontrou o mais rápido oscilador roAp, que completa uma pulsação a cada 4,7 minutos. Duas destas cinco estrelas são particularmente desafiadoras à luz do conhecimento atual da área, uma porque é menos quente do que a teoria prevê para estrelas roAp e a outra porque oscila com uma frequência inesperadamente alta.

Margarida Cunha, explica a importância de estudar estas estrelas: "Os dados do TESS mostram que as estrelas roAp são raríssimas, representando menos de 1% de todas as estrelas de temperatura semelhante. A importância da sua descoberta reside no fato de elas serem autênticos laboratórios estelares. Permite-nos testar teorias relativas a fenômenos físicos fundamentais no contexto da evolução das estrelas, tais como a difusão de elementos químicos e a sua interação com campos magnéticos intensos."

Ao fazer uma análise detalhada de 80 estrelas previamente conhecidas por serem quimicamente peculiares, foi descoberto ainda 27 novas variáveis rotacionais Ap. Nestes casos, o brilho varia à medida que cada estrela gira, devido à passagem de manchas químicas pela linha de visão do observador.

A equipe também obteve dados fotométricos de alta precisão para sete estrelas roAp, conhecidas previamente a partir de observações terrestres. Para quatro destas estrelas, foi ainda possível restringir o ângulo de inclinação (o ângulo de inclinação é o ângulo definido pelo eixo de rotação da estrela e a direção do observador) e a obliquidade magnética (ângulo definido pelo eixo de rotação e o eixo do campo magnético da estrela). Margarida Cunha, também é membro do comitê executivo do TESS Asteroseismic Science Consortium (TASC), e acrescenta: "Os processos físicos que levam à segregação de elementos químicos, como a difusão, estão entre os mais difíceis de modelar no contexto da física estelar. Esta descoberta de novas estrelas roAp pelo TESS, assim como a observação a partir do espaço de estrelas deste tipo previamente conhecidas, serão fundamentais para avançar o conhecimento nesta matéria."

Estas estrelas têm campos magnéticos fortes, que podem ir até 25 kG (kiloGauss), ou seja, cerca de 250 vezes a intensidade dos ímãs que temos nos nossos refrigeradores.

Estes novos dados só se tornaram possíveis com o TESS porque este satélite observa continuamente as estrelas por períodos de pelo menos 27 dias e sem a interferência da atmosfera da Terra, algo que não é possível aos observatórios à superfície do nosso planeta.

Estes resultados foram aceitos para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço