Nova imagem da Grande Nuvem de Magalhães

O telescópio VISTA do ESO revelou uma imagem notável da Grande Nuvem de Magalhães, uma das nossas galáxias vizinhas mais próximas.

© ESO/VISTA (Grande Nuvem de Magalhães)

O VISTA tem observado esta galáxia e a sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães, assim como os seus arredores com um detalhe sem precedentes. Este rastreio permitiu aos astrônomos observar um grande número de estrelas, abrindo assim novas janelas no estudo da evolução estelar, dinâmica galáctica e estrelas variáveis.

A Grande Nuvem de Magalhães é uma das nossas vizinhas galácticas mais próximas, situada a apenas 163 mil anos-luz de distância da Terra. Juntamente com a Pequena Nuvem de Magalhães, estas são as galáxias satélites anãs mais próximas da Via Láctea. A Grande Nuvem de Magalhães é também um lugar onde se encontram aglomerados estelares diversos, sendo assim um laboratório ideal para o estudo de processos que dão forma às galáxias.

O telescópio VISTA tem observado estas duas galáxias na última década. A imagem apresentada hoje é o resultado de um dos muitos rastreios que os astrônomos realizaram com este telescópio. O objetivo principal do rastreio do VISTA às Nuvens de Magalhães foi mapear o histórico de formação de estrelas das Grandes e Pequenas Nuvens de Magalhães, bem como suas estruturas tridimensionais.

O VISTA foi a chave para esta imagem, já que observa o céu nos comprimentos de onda do infravermelho próximo, o que lhe permite ver através das nuvens de poeira se obscurecem partes da galáxia. Como resultado, é possível observar muitas mais das estrelas individuais que compõem o centro desta galáxia. Os astrônomos analisaram cerca de 10 milhões de estrelas individuais na Grande Nuvem de Magalhães em detalhes, tendo determinado as suas idades com o auxílio de modelos estelares de ponta, o que lhes permitiu descobrir que estrelas mais jovens se situam em braços em espiral múltiplos. Os modelos estelares permitem aos astrônomos prever a vida e a morte das estrelas, fornecendo informações sobre propriedades tais como a idade, a massa e a temperatura das estrelas.

Por milênios, as Nuvens de Magalhães fascinaram os povos do Hemisfério Sul, sendo no entanto amplamente desconhecidas pelos europeus até à Época dos Descobrimentos. O nome que lhes damos hoje remonta ao explorador português Fernão de Magalhães que, há 500 anos, embarcou na primeira viagem de circunavegação do planeta. Os registos da expedição trazidos de volta à Europa revelaram muitos lugares e coisas que os europeus desconheciam até então. O espírito de exploração e descoberta encontra-se atualmente ainda bastante vivo no trabalho dos astrônomos de todo o mundo, incluindo na equipe VMC (VISTA Magellanic Clouds survey), cujas observações levaram à obtenção desta imagem extraordinária da Grande Nuvem de Magalhães.

As estrelas reveladas nesta imagem foram alvo de um artigo científico intitulado “The VMC Survey - XXXIV. Morphology of Stellar Populations in the Magellanic Clouds” que será publicado na revista da especialidade Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Novas informações sobre a perda atmosférica de Marte

De acordo com novas observações um importante rastreador usado para estimar a quantidade de atmosfera perdida por Marte pode mudar dependendo da hora do dia e da temperatura da superfície do Planeta Vermelho.

© Goddard Space Flight Center (ilustração do ambiente antigo e atual de marte)

As medições anteriores de isótopos de oxigênio deste rastreador discordam significativamente. Uma medição precisa deste rastreador é importante para estimar quanta atmosfera Marte já teve antes de se perder, o que revela se pode ter sido habitável e como teriam sido as condições.

Marte é hoje um deserto frio e inóspito, mas características como leitos secos de rio e minerais que só se formam na presença de água líquida indicam que, há muito tempo atrás, teve uma atmosfera espessa que retinha calor suficiente para que a água líquida corresse à superfície. Segundo resultados de missões da NASA como a MAVEN e o rover Curiosity, indo até às missões Viking em 1976, parece que Marte perdeu grande parte da sua atmosfera ao longo de bilhões de anos, transformando o seu clima de um que pode ter sustentado vida para o ambiente seco e frio do presente.

No entanto, permanecem muitos mistérios sobre a antiga atmosfera do Planeta Vermelho. "Sabemos que Marte tinha mais atmosfera. Sabemos que tinha água corrente. Além disso, não temos uma boa estimativa das condições, quão parecido com a Terra era o ambiente marciano? Durante quanto tempo?", disse Timothy Livengood da Universidade de Maryland e do Goddard Space Flight Center da NASA.

Uma maneira de estimar a espessura da atmosfera original de Marte é observando os isótopos de oxigênio. Os isótopos são versões de um elemento com massa diferente devido ao número de nêutrons no núcleo atômico. Os isótopos mais leves escapam para o espaço mais rapidamente do que os isótopos mais pesados, de modo que a atmosfera que permanece no planeta é gradualmente enriquecida com isótopos mais pesados. Neste caso, Marte é enriquecido em comparação com a Terra no que toca ao isótopo mais pesado de oxigênio, ¹⁸O, em relação ao mais leve e muito mais comum ¹⁶O. A quantidade relativa medida de cada isótopo pode ser usada para estimar quanto mais atmosfera havia no passado de Marte, em combinação com uma estimativa de quão mais depressa o isótopo ¹⁶O escapa, e assumindo que a quantidade relativa de cada isótopo na Terra e Marte já foi semelhante.

O problema é que as medições da quantidade do isótopo ¹⁸O em comparação com o ¹⁶O em Marte, a proporção ¹⁸O/¹⁶O, não têm sido consistentes. Diferentes missões mediram diferentes proporções, o que resulta em diferentes entendimentos da antiga atmosfera marciana. O novo resultado fornece uma possível maneira de resolver esta discrepância, mostrando que a proporção pode mudar durante o dia marciano. Nas medições, a proporção de isótopos varia entre cerca de 9% esgotado em isótopos pesados ao meio-dia marciano a cerca de 8% enriquecido em isótopos pesados por volta das 13:30, em comparação com as razões isotópicas normais para o oxigênio da Terra. Esta variedade de razões isotópicas é consistente com as outras medições relatadas.

A equipe pensa que a mudança nas proporções ao longo do dia é uma ocorrência rotineira devido à temperatura do solo, no qual as moléculas isotopicamente mais pesadas "colam-se" mais aos grãos superficiais e frios à noite do que os isótopos mais leves, e depois são libertados (desabsorção térmica) à medida que a superfície aquece durante o dia.

Dado que a atmosfera marciana é principalmente dióxido de carbono (CO₂), o que realmente foi observado foram isótopos de oxigênio ligados a átomos de carbono na molécula de CO₂. Eles fizeram as suas observações da atmosfera marciana com o IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA em Mauna Kea, Havaí, usando o HIPWAC (Heterodyne Instrument for Planetary Winds and Composition).

O novo trabalho vai ajudar os cientistas a refinar as suas estimativas da antiga atmosfera marciana. Como as medições podem agora ser entendidas como consistentes com os resultados de tais processos nas atmosferas de outros planetas, isto significa que estão no caminho certo para entender como o clima marciano mudou.

Um artigo sobre esta pesquisa foi publicado na revista Icarus.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Elemento químico potássio detectado em atmosfera exoplanetária

Desde as primeiras previsões teóricas, há 20 anos atrás, que se esperava que os elementos químicos potássio e sódio fossem detetáveis nas atmosferas de "Júpiteres quentes", planetas gasosos com temperaturas na ordem dos milhares de Kelvin que orbitam perto de estrelas distantes.

© AIP/Kristin Riebe (ilustração de Júpiter quente e sua estrela fria hospedeira)

Enquanto o sódio foi detectado com observações de alta resolução bastante cedo, o potássio não o foi, o que criou um desafio para a química e física atmosféricas.

Os elementos podem ser descobertos analisando o espectro de luz da estrela quando o planeta passa à sua frente, a partir do ponto de vista da Terra. Diferentes elementos provocam sinais de absorção específicos no espectro, linhas escuras que sugerem a composição química da atmosfera. No entanto, a presença de nuvens nas atmosferas dos Júpiteres quentes enfraquece fortemente qualquer característica de absorção espectral e, portanto, dificulta a sua detecção.

Até para HD 189733b, o Júpiter quente mais bem estudado, até agora os cientistas possuíam apenas um conhecimento muito vago e impreciso da absorção do potássio. O exoplaneta, situado a 64 anos-luz de distância e com aproximadamente o tamanho de Júpiter, orbita em 53 horas a sua estrela, uma anã com 0,8 vezes a massa do Sol. O exoplaneta está 30 vezes mais próximo da sua estrela do que a Terra do Sol.

Foi necessária a capacidade de captação de luz do LBT (Large Binocular Telescope) e a alta resolução espectral do PEPSI (Potsdam Echelle Polarimetric and Spectroscopic Instrument) para medir, definitivamente, o potássio pela primeira vez em alta resolução nas camadas atmosféricas acima das nuvens. A técnica aplicada neste estudo com o LBT é denominada espectroscopia de transmissão. Exige que o exoplaneta transite a estrela hospedeira.

Com estas novas medições, os cientistas podem agora comparar os sinais de absorção de potássio e sódio e, assim, aprender mais sobre processos como condensação ou fotoionização nestas atmosferas exoplanetárias.

Os resultados foram publicados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam

A evolução do antigo campo magnético de Mercúrio

Um novo estudo diz que os antigos polos magnéticos de Mercúrio estavam longe da localização dos seus polos de hoje, implicando que o seu campo magnético, como o da Terra, mudou com o tempo.

© NASA/MESSENGER (Mercúrio)

Alguns planetas têm núcleos metálicos líquidos. Os cientistas geralmente pensam que o campo magnético de um planeta provém dos movimentos fluídos do seu núcleo metálico. O campo magnético cria uma magnetosfera que rodeia o planeta. A magnetosfera da Terra bloqueia grande parte da radiação cósmica e solar, permitindo que a vida exista.

Mercúrio é o outro corpo do Sistema Solar, além da terra, com um núcleo fundido confirmado capaz de gerar um campo magnético.

Os pesquisadores descobriram que os antigos polos magnéticos de Mercúrio, chamados paleopolos, mudaram ao longo do seu passado. O novo estudo também sugere que o legado magnético de Mercúrio pode ser mais complicado do que se pensava anteriormente.

O estudo dos campos magnéticos dos outros planetas ajuda os cientistas a entender como os campos magnéticos evoluem, inclusive na Terra. A observação do comportamento de outros núcleos metálicos ajuda a entender mais sobre a formação inicial e subsequente maturação dos planetas no Sistema Solar.

As alterações no campo magnético não são específicas a Mercúrio. O polo norte magnético da Terra vagueia entre 55 e 60 km por ano enquanto o polo magnético sul da Terra cerca de 10 a 15 km. A orientação do seu campo magnético já inverteu mais de 100 vezes ao longo dos seus 4,5 bilhões de anos.

Os cientistas usam rochas para estudar como os campos magnéticos dos planetas evoluem. As rochas ígneas, criadas a partir do arrefecimento de lava, podem preservar um registo de como o campo magnético era no momento em que as rochas arrefeceram. O material magnético de arrefecimento das rochas alinha-se com o campo do núcleo. Este processo é chamado de magnetização termo-remanescente. Os geólogos analisaram rochas ígneas para determinar que a última inversão do campo magnético da Terra ocorreu há mais ou menos 780.000 anos atrás.

A Terra e a Lua são os únicos estudos de caso que os cientistas possuem para mudanças nos polos magnéticos dos corpos planetários, porque não há amostras de rochas de outros planetas.

Pesquisas anteriores já tinham estudado o campo magnético atual de Mercúrio, mas não havia como estudar o campo magnético da crosta sem observações a baixa altitude. Então, em 2015, a sonda MESSENGER começou a sua descida até à superfície de Mercúrio. Recolheu três meses de informações a baixa altitude sobre Mercúrio durante a sua descida. Algumas dessas informações revelaram detalhes sobre a magnetização crustal de Mercúrio. O novo estudo examinou estas diferentes regiões crustais para extrapolar a estrutura magnética do núcleo antigo de Mercúrio.

Os dados a baixa altitude da MESSENGER, durante o seu percurso de descida, detectaram crateras antigas com diferentes assinaturas magnéticas do que a maioria dos terrenos observados pela MESSENGER. Os pesquisadores pensavam que as crateras, formadas há cerca de 4,1 a 3,8 bilhões de anos, podiam conter pistas sobre os paleopolos de Mercúrio.

As crateras são mais propensas a ter rochas magnetizadas termo-remanescentes. Durante a sua formação, a energia de um impacto faz com que o solo derreta, dando ao material magnético a hipótese de se realinhar com o atual campo magnético do planeta. À medida que este material solidifica, preserva a direção e a posição do campo magnético do planeta como um instantâneo no tempo.

Foram observadas cinco crateras com irregularidades magnéticas através de sondas espaciais. Os pesquisadores suspeitavam que estas crateras tinham sido formadas durante um momento com uma diferente orientação de campo magnético da de hoje. Foi modelado o antigo campo magnético de Mercúrio com base nos dados da cratera para estimar as possíveis localizações dos paleopolos de Mercúrio. A área que a MESSENGER sobrevoou e registou durante a sua queda fatídica foi limitada, de modo que os cientistas só puderam usar medições de parte do hemisfério norte.

Foi descoberto que os antigos polos magnéticos de Mercúrio estavam longe do atual polo sul geográfico do planeta e podem ter mudado ao longo do tempo, o que foi inesperado. Esperava-se que os polos se agrupassem em dois pontos mais próximos do eixo de rotação de Mercúrio no norte e sul geográficos do planeta. No entanto, os polos estavam distribuídos aleatoriamente e eram todos encontrados no polo sul.

Os paleopolos não se alinham com o atual polo norte magnético de Mercúrio ou com o polo geográfico sul, indicando que o campo magnético dipolar do planeta se moveu. Os resultados reforçam a teoria de que a evolução magnética de Mercúrio foi muito diferente da da Terra ou até mesmo de outros planetas no Sistema Solar. Provavelmente, o planeta pode ter mudado ao longo do seu eixo, num evento chamado verdadeira caminhada polar, onde as localizações geográficas dos polos norte e sul mudam.

A Terra tem um campo dipolar com dois polos, mas Mercúrio tem um campo dipolar-quadrupolar com dois polos e uma mudança no equador magnético. O seu antigo campo magnético pode ter sido parecido com um destes, ou até mesmo ser multipolar. Não há como saber sem várias amostras físicas de rochas de Mercúrio.

Espera-se que a nova missão a Mercúrio, BepiColombo, recolha mais dados do campo magnético e potencialmente restrinja as conclusões do estudo.

Um artigo foi publicado na revista Journal of Geophysical Research.

Fonte: American Geophysical Union

Indícios de uma exolua vulcanicamente ativa

Uma exolua com lava borbulhante pode orbitar um exoplaneta.

© U. Berna/Thibaut Roger (ilustração de uma exolua vulcânica)

Isto é sugerido por uma equipe internacional de pesquisadores liderada pela Universidade de Berna, com base em previsões teóricas que coincidem com observações. A exolua parece ser uma versão extrema da lua de Júpiter, Io.

A lua Io de Júpiter é o corpo mais vulcanicamente ativo do nosso Sistema Solar. Hoje, existem indícios de que uma exolua poderá estar escondida no sistema exoplanetário WASP-49b. "Seria um mundo vulcânico perigoso com uma superfície derretida de lava, uma versão lunar de super-Terras íntimas como 55 Cancri-e," disse Apurva Oza, pós-doutorado do Instituto de Física da Universidade de Berna e associado do NCCR PlanetS (National Centre of Competence in Research PlanetS).

A possível exolua orbitaria um gigante gasoso e quente, que por sua vez orbitaria a sua estrela hospedeira em menos de três dias, um cenário a 550 anos-luz de distância na direção da discreta constelação de Lebre, por baixo da brilhante constelação de Órion.

Ainda não foi descoberta uma lua rochosa localizada além do nosso Sistema Solar e é com base em evidências circunstanciais que possibilita a existência da exolua: o gás sódio foi detectado em WASP-49b a uma altitude anormalmente alta.

Já em 2006, Bob Johnson da Universidade da Virgínia (EUA) e o falecido Patrick Huggins, da Universidade de Nova Iorque (EUA), tinham mostrado que grandes quantidades de sódio num exoplaneta podiam apontar para uma lua ou anel oculto de material e, há dez anos, foi calculado que um sistema tão compacto de três corpos - estrela, planeta gigante muito íntimo e lua - podia permanecer estável durante bilhões de anos.

As enormes forças de maré em tal sistema são a chave de tudo. A energia libertada pelas marés até ao planeta e à sua lua mantêm a órbita da lua estável, simultaneamente aquecendo-a e tornando-a vulcanicamente ativa.

Os pesquisadores compararam os seus cálculos com estas observações e encontraram cinco sistemas candidatos onde uma exolua escondida pode sobreviver contra a evaporação térmica destrutiva. Para WASP-49b, os dados observados podem ser melhor explicados pela existência de uma exolua vulcânica. No entanto, existem outras opções. Por exemplo, o exoplaneta pode estar rodeado por um anel de gás ionizado, ou processos não-térmicos.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Universität Bern

Segredos de um exoplaneta elusivo

Numa façanha sem precedentes, astrônomos norte-americanos desvendaram segredos ocultos de um exoplaneta elusivo graças a um novo e poderoso instrumento no Telescópio Gemini Norte, de 8 metros, em Mauna Kea, Havaí.

© Joy Pollard (ilustração do sistema binário Kepler-13AB)

A imagem mostra as duas esterlas (A e B) azuis, grandes e massivas (centro) enquanto o planeta em trânsito (Kepler-13b) pode ser visto no plano da frente (canto esquerdo). A estrela B e a sua companheira, uma anã vermelha de baixa massa, podem ser vistas no fundo à direita.

As descobertas não apenas classificam um exoplaneta do tamanho de Júpiter num sistema binário próximo, mas também demonstram conclusivamente, e pela primeira vez, qual das estrelas o planeta orbita.

A descoberta ocorreu quando Steve B. Howell do Centro de Pesquisa Ames da NASA e a sua equipe usaram um instrumento de imagem de alta resolução da sua própria autoria, denominado 'Alopeke (palavra havaiana contemporânea para "raposa"). A equipe observou o exoplaneta Kepler-13b enquanto passava em frente (transitava) uma das estrelas do sistema binário Kepler-13AB a cerca de 2.000 anos-luz de distância. Antes desta tentativa, a verdadeira natureza do exoplaneta era um mistério.

'Alopeke recolhe mil exposições de 60 milissegundos a cada minuto. Depois de processar esta grande quantidade de dados, as imagens finais ficam livres dos efeitos adversos da turbulência atmosférica, que pode desfocar e distorcer as imagens das estrelas.

A análise revelou uma clara queda na luz de Kepler A, provando que o planeta orbita a mais brilhante das duas estrelas. Além disso, 'Alopeke fornece simultaneamente dados nos comprimentos de onda vermelho e azul, uma capacidade incomum para câmaras deste tipo. Ao compararem os dados vermelhos e azuis, os cientistas ficaram surpresos ao descobrir que a queda na luz estelar azul era cerca de duas vezes mais profunda do que a queda vista na luz vermelha. Isto pode ser explicado por um exoplaneta quente com uma atmosfera muito extensa, que bloqueia com mais eficácia a luz em comprimentos de onda azuis. Assim, estas observações fornecem um vislumbre tentador do aspeto deste mundo distante.

Observações iniciais haviam apontado que o objeto em trânsito podia ser uma estrela de baixa massa ou uma anã marrom (um objeto situado entre os planetas mais pesados e as estrelas mais leves). Mas o objeto é um exoplaneta gigante gasoso, parecido com Júpiter, com uma atmosfera "inchada" devido à exposição à tremenda radiação da sua estrela hospedeira.

'Alopeke tem um gêmeo idêntico acoplado ao telescópio Gemini Sul no Chile, de nome Zorro, palavra espanhola para raposa. Tal como 'Alopeke, Zorro é capaz de gerar imagens em comprimentos de onda azuis e vermelhos. A presença destes instrumentos nos dois hemisférios permite que o Observatório Gemini resolva milhares de exoplanetas que se sabem existirem em sistemas estelares múltiplos.

Proposto pela primeira vez em 1970 pelo astrônomo francês Antoine Labeyrie, este método usado pelo 'Alopeke tem por base a ideia de que a turbulência atmosférica pode ser "congelada" ao obter exposições muito curtas. Nestas exposições muito curtas, as estrelas parecem coleções de pontos pequenos, onde cada um destes pontos tem o tamanho do limite ideal de resolução do telescópio. Ao obter muitas exposições e ao usar uma abordagem matemática inteligente, estes pontos podem ser reconstruídos para formar a verdadeira imagem da fonte, removendo o efeito da turbulência atmosférica. O resultado é a imagem com a mais alta qualidade que um telescópio pode produzir, obtendo efetivamente resolução espacial a partir do solo, tornando estes instrumentos excelentes sondas dos ambientes exosolares que podem abrigar planetas.

A descoberta de planetas que orbitam outras estrelas mudou a visão do nosso lugar no Universo. Missões espaciais como a do telescópio espacial Kepler/K2 e do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA revelaram que há duas vezes mais planetas em órbita de estrelas do que estrelas visíveis a olho nu; até ao momento são 4.000 descobertas. Embora estes telescópios detectem exoplanetas procurando quedas minúsculas no brilho de uma estrela quando um planeta passa à sua frente, eles têm os seus limites.

A pesquisa foi recentemente publicada na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Gemini Observatory

Descoberto exoplaneta gigante com órbita altamente excêntrica

Os astrônomos descobriram um planeta com três vezes a massa de Júpiter e com uma longa órbita em forma de ovo ao redor da sua estrela.

© Observatório W. M. Keck/Adam Makarenko (órbita do exoplaneta gigante)

Se este planeta fosse, de algum modo, colocado no nosso próprio Sistema Solar, ele oscilaria de dentro do cinturão de asteroides até além de Netuno. Outros planetas gigantes com órbitas altamente elípticas já foram encontrados em torno de outras estrelas, mas nenhum destes mundos estava localizado nos confins dos seus sistemas estelares como este.

Outros planetas detectados longe das suas estrelas tendem a ter excentricidades muito baixas, o que significa que as suas órbitas são mais circulares. O fato de que este planeta tem uma excentricidade tão alta indica alguma diferença na maneira como se formou ou evoluiu em relação aos outros planetas.

O planeta foi descoberto usando o método de velocidade radial, que detecta novos mundos rastreando como as suas estrelas hospedeiras "oscilam" em resposta às atrações gravitacionais destes planetas. No entanto, as análises destes dados geralmente requerem observações feitas durante todo o período orbital de um planeta. Para planetas que orbitam longe das suas estrelas, isso pode ser difícil: uma órbita completa pode levar dezenas ou até centenas de anos.

O California Planet Search (CPS), liderado pelo professor de Astronomia do Caltech Andrew R. Howard, é um dos poucos grupos que observa estrelas nas escalas de tempo de décadas necessárias para detectar exoplanetas de longo período usando velocidade radial. Os dados necessários para a descoberta do novo planeta foram fornecidos pelos dois observatórios usados pelo CPS - o Observatório Lick no norte da Califórnia e o Observatório W. M. Keck no Havaí - e pelo Observatório McDonald no estado norte-americano do Texas.

Os astrônomos observam a estrela do planeta, chamada HR 5183, desde a década de 1990, mas não possuem dados correspondentes a uma órbita completa do planeta, chamado HR 5183 b, porque completa uma translação em torno da sua estrela aproximadamente a cada 45 a 100 anos. A equipe encontrou a planeta por causa da sua estranha órbita.

"Este planeta passa a maior parte do seu tempo vagueando na orla externa do sistema planetário da sua estrela nesta órbita altamente excêntrica, depois começa a acelerar e é projetado em torno da sua estrela," explica Howard. "Detectamos este movimento rápido. Vimos o planeta passando o mais perto da sua estrela e agora está se afastando. Isto cria uma assinatura tão distinta que podemos ter a certeza de que este é um planeta real, mesmo que não o tenhamos visto completando uma órbita."

Os novos achados mostram que é possível usar o método da velocidade radial para fazer detecções de outros planetas distantes sem esperar décadas. E, sugerem os pesquisadores, a procura de mais planetas poderá iluminar o papel de planetas gigantes na formação dos seus sistemas solares.

Os planetas tomam forma a partir dos discos de material que sobram após a formação das estrelas. Isto significa que os planetas devem começar em órbitas planas e circulares. Para que o planeta recém-detectado esteja numa órbita tão excêntrica, deve ter recebido um impulso gravitacional de algum outro objeto. O cenário mais plausível, sugerem os pesquisadores, é que o planeta já teve um vizinho de tamanho semelhante. Quando os dois planetas se aproximaram o suficiente, um empurrou o outro para fora do sistema, forçando HR 5183 b para uma órbita altamente excêntrica.

Esta descoberta demonstra que a nossa compreensão dos exoplanetas ainda está evoluindo. Os cientistas continuam encontrando mundos diferentes dos do nosso Sistema Solar ou de outros situados em sistemas exoplanetários já descobertos.

O novo estudo foi  publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: California Institute of Technology

Encontrado brilho dourado de colisão estelar distante

No dia 17 de agosto de 2017, os cientistas fizeram história com a primeira observação direta de uma fusão entre duas estrelas de nêutrons. Foi o primeiro evento cósmico detectado com ondas gravitacionais e no espetro eletromagnético, desde raios gama ao rádio.

© Hubble/E. Troja (uma recém-confirmada quilonova)

O impacto também criou uma quilonova, uma explosão "turbinada" que forjou instantaneamente o equivalente a centenas de planetas em ouro e platina. As observações forneceram a primeira evidência convincente de que as quilonovas produzem grandes quantidades de metais pesados, uma descoberta há muito prevista pela teoria. Os astrônomos suspeitam que todo o ouro e toda a platina da Terra se formaram como resultado de antigas quilonovas criadas durante colisões entre estrelas de nêutrons.

Com base nos dados do evento de 2017, descoberto pela primeira vez pelo LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory), os astrônomos começaram a ajustar as suas suposições de como uma quilonova deveria aparecer para os observadores terrestres. Uma equipe liderada por Eleonora Troja, pesquisadora associada do Departamento de Astronomia da Universidade de Maryland, EUA, examinou dados de uma explosão de raios gama detectada em agosto de 2016 e encontrou novas evidências de uma quilonova que passou despercebida durante as observações iniciais.

O Observatório Neil Gehrels Swift da NASA começou a rastrear o evento de 2016, com o nome GRB160821B, minutos depois de ter sido detectado. A captura antecipada permitiu a reunião de novas informações que faltavam às observações da quilonova detectada pelo LIGO, que só começaram 12 horas após a colisão inicial.

As semelhanças entre os dois eventos sugerem que a quilonova de 2016 também resultou da fusão de duas estrelas de nêutrons. As quilonovas podem também resultar da fusão de um buraco negro e de uma estrela de nêutrons, mas não se sabe se tal evento produziria uma assinatura diferente em observações de raios X, infravermelho, rádio e no visível.

As informações recolhidas durante o evento de 2016 não contêm tantos detalhes quanto as observações do evento LIGO. Mas a cobertura destas primeiras horas, ausentes do registo do evento LIGO, revelou novas informações importantes sobre os estágios iniciais de uma quilonova. Por exemplo, os astrônomos observaram pela primeira vez o novo objeto que permaneceu após a colisão, que não foi visível nos dados do evento LIGO.

O remanescente pode ser uma estrela de nêutrons hipermassiva e altamente magnetizada, conhecida como magnetar, que sobreviveu à colisão e depois colapsou para um buraco negro. Isto é interessante, porque a teoria sugere que um magnetar devia retardar ou até interromper a produção de metais pesados, que é a principal fonte da assinatura de radiação infravermelha de uma quilonova. A análise dos pesquisadores sugere que os metais pesados são, de alguma forma, capazes de escapar à influência da mitigação do objeto remanescente.

Troja e colegas planejam aplicar as lições aprendidas para reavaliar eventos passados, além de melhorar a sua abordagem para observações futuras. Vários eventos candidatos foram identificados com observações no visível, mas Troja está mais interessada em eventos com uma forte assinatura infravermelha - o indicador revelador da produção de metais pesados.

"O sinal infravermelho, muito brilhante, deste evento, provavelmente torna-o na quilonova mais evidente já observada no Universo distante. Estou muito interessada em saber como as propriedades da quilonova mudam com progenitores e remanescentes finais diferentes. À medida que observamos mais destes eventos, podemos aprender que existem muitos tipos diferentes de quilonovas na mesma família, como é o caso dos muitos tipos diferentes de supernovas. É muito empolgante moldar o nosso conhecimento em tempo real," disse Troja.

Estas novas descobertas foram relatadas na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Uma nebulosa e um aglomerado de estrelas

Esta imagem telescópica de campo amplo focaliza na direção da constelação de Cepheus evidenciando uma visão intrigante da nebulosa de reflexão NGC 7129 (à direita) e do aglomerado de estrelas aberto NGC 7142.

© Steve Cannistra (NGC 7129 & NGC 7142)

Os dois aparecem separados por apenas meio grau no céu, mas na verdade estão localizados em distâncias bastante diferentes. Em primeiro plano, a nebulosa empoeirada NGC 7129 está a cerca de 3.000 anos-luz de distância, enquanto o aglomerado aberto NGC 7142 provavelmente está a mais de 6.000 anos-luz de distância.

De fato, nuvens de poeira difusas em primeiro plano nessa região provocam tons avermelhados no NGC 7142, dificultando as explorações astronômicas do aglomerado. Ainda assim, acredita-se que o NGC 7142 seja um aglomerado estelar aberto mais antigo, enquanto as estrelas brilhantes incorporadas na nebulosa NGC 7129 talvez tenham alguns milhões de anos. As formas avermelhadas em torno da nebulosa NGC 7129 estão associadas a jatos energéticos que fluem para longe das estrelas recém-nascidas.

Fonte: NASA

ALMA mostra o interior das tempestades de Júpiter

Nuvens rodopiantes, grandes cinturões coloridos, tempestades gigantes. A atmosfera incrivelmente turbulenta de Júpiter tem sido exibida muitas vezes.

© NRAO/S. Dagnello (imagem rádio de Júpiter)

As bandas brilhantes na imagem acima indicam temperaturas altas e as bandas escuras temperaturas baixas. As bandas escuras correspondem a zonas em Júpiter normalmente brancas no visível. As bandas brilhantes correspondem aos cinturões acastanhados no planeta. Esta imagem contém mais de 10 horas de dados, de modo que os detalhes são difusos devido à rotação do planeta.

Mas o que está acontecendo por baixo das nuvens? O que provoca tantas tempestades e erupções que vemos à "superfície" do planeta? Para estudar isto, a luz visível não é suficiente. Precisamos de estudar Júpiter usando ondas de rádio.

Novas imagens feitas com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) fornecem uma visão única da atmosfera de Júpiter até cinquenta quilômetros abaixo da camada visível de nuvens do planeta.

"O ALMA permitiu-nos fazer um mapa tridimensional da distribuição de amônia abaixo das nuvens. E, pela primeira vez, fomos capazes de estudar a atmosfera por baixo das camadas de nuvens de amônia depois de uma erupção energética em Júpiter," disse Imke de Pater da Universidade da Califórnia, em Berkeley, EUA.

A atmosfera do planeta gigante Júpiter é composta principalmente de hidrogênio e hélio, juntamente com os gases residuais metano, amônia, hidrossulfeto e água. A camada mais alta de nuvens é composta por amônia gelada. Por baixo, há uma camada de partículas sólidas de hidrossulfeto de amônia e, ainda mais profundamente, a cerca de 80 quilômetros por baixo do topo das nuvens, existe provavelmente uma camada de água líquida. As nuvens superiores formam as distintivas zonas acastanhadas e brancas vistas da Terra.

Muitas das tempestades em Júpiter ocorrem dentro destes cinturões. Podem ser comparadas a tempestades na Terra e são frequentemente associadas com eventos de relâmpagos. As tempestades revelam-se no visível como pequenas nuvens brilhantes, chamadas de plumas. Estas erupções de plumas podem provocar uma grande perturbação no cinturão, que pode permanecer visível durante meses ou anos.

As imagens do ALMA foram obtidas alguns dias depois dos astrônomos amadores terem observado uma erupção no Cinturão Equatorial Sul de Júpiter em janeiro de 2017. Ao início foi vista uma pequena pluma brilhante, e depois uma ruptura em grande escala no cinturão que durou semanas após a erupção.

Os astrônomos usaram o ALMA para estudar a atmosfera por baixo da pluma e o cinturão perturbado no rádio e compararam estas imagens com imagens no UV-visível e no infravermelho, obtidas com outros telescópios aproximadamente ao mesmo tempo.

As observações do ALMA são as primeiras a mostrar que altas concentrações de amônia sobem pela atmosfera durante uma erupção energética. Isto possibilitou confirmar a teoria atual de que as plumas energéticas são desencadeadas pela convecção úmida na base das nuvens de água, localizadas no fundo da atmosfera. As plumas trazem o gás amônia das profundezas da atmosfera até grandes altitudes, bem acima da camada principal superior de amônia.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Uma fantasia passageira

Esta Imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra a NGC 5307, uma nebulosa planetária que se encontra a cerca de 10.000 anos-luz da Terra.

© Hubble (NGC 5307)

Esta nebulosa está localizada na constelação Centaurus, que pode ser vista principalmente no hemisfério sul. Uma nebulosa planetária é o estágio final de uma estrela semelhante ao Sol. Como tal, as nebulosas planetárias nos permitem um vislumbre do futuro do nosso próprio Sistema Solar.

Uma estrela como o nosso Sol irá, no final da sua vida, transformar-se numa gigante vermelha. As estrelas são sustentadas pela fusão nuclear que ocorre em seu núcleo, gerando energia. Os processos de fusão nuclear tentam constantemente separar a estrela. Apenas a gravidade da estrela impede que isso aconteça.

No final da fase gigante vermelha de uma estrela, estas forças se tornam desequilibradas. Sem energia suficiente criada pela fusão, o núcleo da estrela colapsa em si mesmo, enquanto as camadas da superfície são ejetadas para fora. Depois disso, tudo o que resta da estrela é o que vemos aqui: camadas exteriores brilhantes em torno de uma estrela anã branca, os remanescentes do núcleo da estrela gigante vermelha.

Este não é o fim da evolução desta estrela, estas camadas externas ainda estão se movendo e esfriando. Em apenas alguns milhares de anos elas se dissiparão, e tudo o que será deixado para ser visto é a anã branca que brilha.

Fonte: NASA

Livro reúne imagens de astrofotógrafos brasileiros amadores

Reunindo mais de 75 fotos de 25 astrofotógrafos brasileiros amadores, o livro “Encontro Brasileiro de Astronomia” é um prato cheio para os amantes do espaço e de suas maravilhas ocultas. Publicado pelo Clube de Astronomia de Brasília, a obra tem versão gratuita online.

© João Mattei (Galáxia do Triângulo)

A imagem acima mostra a Galáxia do Triângulo, também conhecida como M33, fotografada por João Mattei. A imagem precisou de um tempo de exposição de 5,8 horas.

A compilação é fruto do EBA (Encontro Brasileiro de Astronomia), que ocorre todos anos desde 2007. O clube reúne amantes da área de diversos estados, profissões e perfis, unidos pelo hobby de estudar e fotografar o espaço. Ao longo dos anos, as fotos do grupo foram ganhando repercussão na internet, além de conquistarem prêmios internacionais. Foi então que, em 2015, decidiram organizar e publicar o livro, que pretende ser o primeiro de uma série com a mesma temática.

“A astrofotografia é um campo que combina duas coisas: arte e ciência,” conta João Antonio Mattei, um dos organizadores do livro. “Tem muita ciência envolvida, mas não há quem não se encante quando vê. Nosso intuito é trabalhar em prol da divulgação científica, por isso deixamos o livro gratuito, disponível na internet”. Além de Mattei, Almir Menezes, Carlos Fairbairn e Paulo Alonso foram os responsáveis pela coordenação da publicação.

Mattei é engenheiro de formação e astrofotógrafo nas horas vagas. Ele explica que a influência começou logo cedo, com o pai, que o presenteou com uma luneta. “Quando vi Saturno, foi amor à primeira vista. Fiquei hipnotizado pela imagem e achei que era aquilo que deveria fazer por toda a vida,” explica Mattei. Mas foi só nos anos 90, com a popularização da internet, que ele conheceu outros astrofotógrafos amadores e passou a se dedicar mais à área. Foi de forma parecida que vários grupos e encontros sobre o tema surgiram, incluindo o EBA.

O livro reúne fotos diversas, de planetas, cometas, galáxias e outras estruturas espaciais. Mattei, por exemplo, se dedica à chamada “astrofotografia de céu profundo”, ou seja, uma técnica que utiliza longa exposição para fotografar galáxias, nebulosos, asteroides e outros objetos ocultos a olho nu. Essas fotografias levam tempo de exposição e exigem filtros específicos para detectar as nuances dos objetos.

Na coletânea, também é possível entender um pouco do processo e dos equipamentos usados para cada foto. Quanto ao caráter técnico, Mattei garante: é possível fazer muito com pouco. “Depende muito do que se quer fotografar. Com uma simples câmera digital, e até celular, dá pra fazer fotos muito boas. Aqui no Brasil há dificuldades, sendo que os equipamentos geralmente são importados, com altas taxas, mas conseguimos aprender a nos virarmos com o que temos, gerando resultados incríveis,” disse Mattei.

Mattei ressalta que um dos objetivos do livro é atrair mais pessoas para a área. Segundo ele, o primeiro passo é procurar grupos de astronomia amadora, que geralmente se dividem por cidades. A presença online dos amantes da astrofotografia também é muito forte, o próprio EBA se comunica por trocas de mensagens, por exemplo. Astrofotógrafos amadores tendem a ser muito receptivos, conta Mattei, e muito do que se aprende é na base das trocas de experiências.

Fonte: Clube de Astronomia de Brasília

Detectado um buraco negro engolindo uma estrela de nêutrons

Cientistas dizem ter detectado, pela primeira vez, um buraco negro engolindo uma estrela de nêutrons.

© OzGrav/Carl Knox (ilustração de buraco negro engolindo estrela de nêutrons)

As estrelas de nêutrons e os buracos negros são remanescentes  muito densos de estrelas mortas.

Os instrumentos de ondas gravitacionais nos EUA e na Itália detectaram ondulações no espaço-tempo de um evento cataclísmico que ocorreu a 900 milhões de anos-luz da Terra.

A professora Susan Scott, membro da equipe e da Escola de Física da Universidade Nacional Australiana, disse que esta conquista completou o trio de observações na sua lista original, que inclui a fusão de dois buracos negros e a colisão de duas estrelas de nêutrons.

O telescópio SkyMapper da Universidade Nacional Australiana respondeu ao alerta de detecção e estudou toda a provável região do espaço onde o evento ocorreu, mas não foi encontrada nenhuma confirmação visual.

Os cientistas ainda estão analisando os dados para confirmar o tamanho exato dos dois objetos, mas as descobertas iniciais indicam uma grande probabilidade de um buraco negro ter engolido uma estrela de nêutrons.

Nunca foi detectado um buraco negro menor que cinco massas solares ou uma estrela de nêutrons maior que 2,5 vezes a massa do nosso Sol.

Entretanto, existe a pequena mas intrigante possibilidade de que o objeto engolido foi, ao invés, um buraco negro muito leve, muito mais leve do que qualquer outro buraco negro conhecido no Universo.

A Universidade Nacional Australiana é a parceira do LIGO (Advanced Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory), o instrumento científico mais sensível já construído e que consiste de detectores duplos nos EUA.

O Observatório Gravitacional Europeu tem um detector de ondas gravitacionais na Itália, de nome Virgo.

Fonte: Australian National University

Exoplaneta rochoso e do tamanho da Terra não tem atmosfera

Um novo estudo usando dados do telescópio espacial Spitzer da NASA fornece um raro vislumbre das condições à superfície de um planeta rochoso que orbita uma outra estrela que não o Sol.

© NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (ilustração do exoplaneta LHS 3844b)

O estudo mostra que a superfície do planeta poderá ser semelhante à da Lua ou à de Mercúrio: o planeta provavelmente tem pouca ou nenhuma atmosfera e pode estar coberto pelo mesmo material vulcânico refrigerado encontrado nas áreas escuras da superfície da Lua, chamadas mares.

Descoberto em 2018 pela missão TESS (Transiting Exoplanet Satellite Survey) da NASA, o planeta LHS 3844b está localizado a 48,6 anos-luz da Terra e tem 1,3 vezes o raio da Terra. Orbita uma estrela pequena e fria, chamada anã M, o tipo estelar mais comum e duradouro da Via Láctea. As anãs M podem abrigar uma alta porcentagem do número total de planetas da nossa Galáxia.

O TESS encontrou o planeta através do método de trânsito, que envolve a detecção de quando a luz observada de uma estrela progenitora escurece por causa de um planeta que orbita entre a estrela e a Terra. A detecção da luz vinda diretamente da superfície do planeta é difícil porque a estrela é muito mais brilhante e abafa a luz do planeta.

Mas durante observações de acompanhamento, o Spitzer foi capaz de detectar a luz da superfície de LHS 3844b. O planeta completa uma órbita em torno da sua estrela hospedeira em apenas 11 horas. Com uma órbita tão íntima, LHS 3844b tem muito provavelmente "bloqueio de marés", ou seja, um lado do planeta está permanentemente virado para a estrela. O lado diurno tem uma temperatura de aproximadamente 170º C. Sendo extremamente quente, o planeta irradia muita luz infravermelha favorecendo a observação do telescópio Spitzer. A estrela progenitora do planeta é relativamente fria (embora ainda seja muito mais quente do que o planeta), o que faz com que a observação direta do lado diurno de LHS 3844b seja possível.

Esta observação assinala a primeira vez que os dados do Spitzer foram capazes de fornecer informações sobre a atmosfera de um mundo terrestre em torno de uma anã M.

Ao medir as diferenças de temperatura entre o lado quente e o lado frio do planeta, a equipe descobriu que existe uma quantidade insignificante de calor sendo transferido entre os dois. Se existisse uma atmosfera, o ar quente do lado diurno se expandiria naturalmente, produzindo ventos que transferiam calor em torno do planeta. Num mundo rochoso com pouca ou nenhuma atmosfera, como a Lua, não existe ar para transferir calor.

A compreensão dos fatores que podem preservar ou destruir atmosferas planetárias é parte de como os cientistas planejam procurar ambientes habitáveis localizados além do Sistema Solar. A atmosfera da Terra é a razão pela qual a água líquida pode existir à superfície, permitindo que a vida prospere. Por outro lado, a pressão atmosférica de Marte é agora inferior a 1% da da Terra e os oceanos e rios que outrora polvilharam a superfície do Planeta Vermelho desapareceram.

Em comparação com estrelas parecidas com o Sol, as anãs M emitem altos níveis de radiação ultravioleta (embora menos luz no geral), o que é prejudicial à vida e pode erodir a atmosfera de um planeta. São particularmente violentas na sua juventude, expelindo um grande número de proeminências, ou surtos de radiação e partículas que podem arrancar as atmosferas planetárias em desenvolvimento.

As observações do Spitzer descartam uma atmosfera com mais de 10 vezes a pressão da da Terra (medida em bares, a pressão atmosférica da Terra, ao nível do mar, é cerca de 1 bar). Uma atmosfera entre 1 e 10 bares, em LHS 3844b, foi também quase totalmente descartada, embora os pesquisadores notem que poderá haver uma pequena chance de existir caso algumas propriedades estelares e planetárias satisfaçam determinados critérios muito específicos e improváveis. Eles também argumentam que, com o planeta tão perto da estrela, uma atmosfera fina seria arrancada pela intensa radiação e pelo vento estelar.

O Spitzer e o telescópio espacial Hubble já reuniram informações sobre as atmosferas de vários planetas gasosos, mas LHS 3844b parece ser diminuto para o qual os cientistas usaram a luz vinda da sua superfície para aprender mais sobre a sua atmosfera. Com o Spitzer foi usado anteriormente o método de trânsito para estudar os sete mundos rochosos em torno da estrela TRAPPIST-1 (também uma anã M) e para aprender mais sobre a sua possível composição geral; por exemplo, alguns provavelmente contêm água gelada.

Os pesquisadores também aplicaram o albedo da superfície de LHS 3844b (a sua refletividade) para tentar inferir a sua composição.

O estudo mostra que LHS 3844b é "bastante escuro". O exoplaneta está coberto por basalto, um tipo de rocha vulcânica.

O estudo foi publicado esta semana na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Aniquilação total para estrelas supermassivas

Uma estrela renegada, que explodiu numa galáxia distante, gerando um novo tipo de supernova que pode aniquilar completamente a sua estrela progenitora,  não deixando nenhum remanescente para trás.

© Joy Pollard (ilustração da supernova SN 2016iet)

O evento nunca havia sido visto antes, pode representar o modo pelo qual as estrelas mais massivas do Universo, incluindo as primeiras estrelas, morrem.

O satélite Gaia da ESA notou pela primeira vez a supernova, conhecida como SN 2016iet, no dia 14 de novembro de 2016. Três anos de observações intensivas de acompanhamento com uma variedade de telescópios, incluindo o Gemini Norte no Havaí, o Observatório MMT de Harvard e do Smithsonian, localizado no Observatório Fred Lawrence Whipple (EUA), e os telescópios Magellan, no Observatório Las Campanas, no Chile, forneceram perspetivas cruciais sobre a distância e a composição do objeto.

Este olhar profundo revelou apenas uma fraca emissão de hidrogênio na posição da supernova, evidenciando que a estrela progenitora da SN 2016iet viveu numa região isolada com muito pouca formação estelar. Este é um ambiente incomum para uma estrela tão massiva.

A SN 2016iet tem uma infinidade de excentricidades, incluindo a sua duração incrivelmente longa, grande energia, impressões digitais químicas incomuns e ambiente pobre em elementos mais pesados, para os quais não existem análogos óbvios na literatura astronômica.

A natureza incomum da SN 2016iet, como revelado pelo Gemini e por outros dados, sugere que começou a sua vida como uma estrela com cerca de 200 vezes a massa do nosso Sol, tornando-se uma das explosões estelares mais massivas e poderosas já observadas. Evidências crescentes sugerem que as primeiras estrelas nascidas no Universo podem ter sido igualmente massivas. Os astrônomos previram que se tais estrelas gigantes mantiverem a sua massa durante a sua breve vida (alguns milhões de anos), morrerão como supernovas por instabilidade de pares, que recebe o nome dos pares de matéria-antimatéria formados na explosão.

A maioria das estrelas massivas terminam as suas vidas num evento explosivo que expele matéria rica em metais pesados para o espaço, enquanto o seu núcleo colapsa numa estrela de nêutrons ou buraco negro. Mas as supernovas por instabilidade de pares pertencem a outra classe. O núcleo em colapso produz enormes quantidades de raios gama, levando a uma produção descontrolada de pares de partículas e antipartículas que, eventualmente, desencadeiam uma explosão termonuclear catastrófica que aniquila toda a estrela, incluindo o núcleo.

Os modelos de supernovas por instabilidade de pares preveem que ocorrerão em ambientes pobres em metais, como em galáxias anãs e no Universo inicial, e os astrônomos descobriram exatamente isso. O evento ocorreu a uma distância de um bilhão de anos-luz numa galáxia anã, anteriormente não catalogada, pobre em metais.

Outra característica surpreendente é a localização da SN 2016iet. A maioria das estrelas massivas nasce em aglomerados densos de estrelas, mas a SN 2016iet formou-se isolada a cerca de 54.000 anos-luz do centro da sua galáxia anã hospedeira.

A fim de explicar a longa duração do evento e a sua lenta evolução de brilho, a equipe sugere que a estrela progenitora expeliu matéria para o seu ambiente circundante a um ritmo de cerca de três vezes a massa do Sol por ano durante uma década antes da explosão estelar. Quando a estrela finalmente se tornou supernova, os detritos colidiram com este material, alimentando a emissão da SN 2016iet.

A maioria das supernovas desaparecem e tornam-se invisíveis contra o brilho das suas galáxias hospedeiras em poucos meses. Mas dado que a SN 2016iet é tão brilhante e está tão isolada, é possível estudar a sua evolução durante anos.

Há não muito tempo atrás, não se sabia se tais estrelas supermassivas podiam realmente existir. A descoberta e as observações de acompanhamento da SN 2016iet forneceram evidências da sua existência e do potencial para afetar o desenvolvimento do Universo inicial.

Futuramente, o LSST (Large Synoptic Survey Telescope) irá descobrir milhares destes eventos e o Gemini está bem posicionado para fazer o trabalho crucial de acompanhamento.

A pesquisa foi publicada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics