Explorando os aglomerados estelares na Grande Nuvem de Magalhães

Assim como as pessoas da mesma idade podem variar muito em aparência e forma, o mesmo acontece com coleções de estrelas ou aglomerados estelares.

© Hubble (NGC 1466)

A imagem acima mostra o aglomerado globular NGC 1466 que está a se movendo lentamente pelo espaço na orla da Grande Nuvem de Magalhães, um dos nossos vizinhos galácticos mais próximos. O NGC 1466 é certamente um objeto extremo. Tem uma massa equivalente a 140.000 sóis e uma idade de mais ou menos 13,1 bilhões de anos, o que o torna quase tão velho quanto o próprio Universo. Esta relíquia fóssil do Universo primitivo está a cerca de 160.000 anos-luz de distância da Terra.

Novas observações com o telescópio espacial Hubble sugerem que a idade cronológica, por si só, não conta a história completa quando se trata da evolução dos aglomerados de estrelas.

Pesquisas anteriores sobre a formação e evolução de aglomerados estelares sugeriram que estes sistemas tendem a ser compactos e densos quando se formam, antes de expandirem com o tempo para se tornarem tanto aglomerados grandes como pequenos. Novas observações do Hubble, na Grande Nuvem de Magalhães (GNM), aumentaram a nossa compreensão de como o tamanho dos aglomerados de estrelas na GNM muda com o tempo.

Os aglomerados são agregados de muitas (até um milhão) estrelas. São sistemas ativos nos quais as interações gravitacionais mútuas entre as estrelas mudam a sua estrutura ao longo do tempo, denominada "evolução dinâmica". Devido a estas interações, as estrelas mais massivas tendem a "afundar" progressivamente em direção à região central de um aglomerado, enquanto as estrelas mais leves podem escapar do sistema. Isto provoca uma contração progressiva do núcleo do aglomerado ao longo de diferentes escalas de tempo e significa que os aglomerados estelares com a mesma idade cronológica podem variar muito em aparência e forma devido às diferentes "idades dinâmicas."

Localizada a quase 160.000 anos-luz da Terra, a GNM é uma galáxia satélite da Via Láctea, que hospeda aglomerados de estrelas que abrangem uma ampla faixa de idades. Isto difere da nossa própria Via Láctea, que contém principalmente aglomerados de estrelas mais antigos. A distribuição de tamanhos em função da idade observada para aglomerados de estrelas na GNM é muito intrigante, pois os aglomerados jovens são compactos, enquanto os sistemas mais antigos têm tamanhos pequenos e grandes.

Verificou-se que todos os aglomerados, incluindo os da GNM, hospedam um tipo especial de estrelas revigoradas chamadas retardatárias azuis, assim chamadas devido à sua cor e sua evolução "atrasar-se" em relação à das suas vizinhas. Sob certas circunstâncias, as estrelas recebem combustível extra que as faz subir de massa e que as faz aumentar substancialmente de brilho. Isto pode acontecer se uma estrela retira matéria de uma vizinha, ou se colidem.

Como resultado do envelhecimento dinâmico, as estrelas mais massivas "afundam" em direção ao centro do aglomerado à medida que fica mais velho, num processo semelhante à sedimentação, chamado "segregação central". As retardatárias azuis são brilhantes, o que as torna relativamente fáceis de observar, e possuem massas elevadas, o que significa que são afetadas pela segregação central e que podem ser usadas para estimar a idade dinâmica de um aglomerado estelar (isto não quer dizer que todas as estrelas mais massivas e brilhantes dos aglomerados são retardatárias azuis).

Francesco Ferraro da Universidade de Bolonha, na Itália, e a sua equipe usaram o telescópio espacial Hubble para observar retardatárias azuis em cinco velhos aglomerados de estrelas na GNM, com tamanhos diferentes, e conseguiram classificá-los em termos da sua idade dinâmica.

"Demonstramos que diferentes estruturas de aglomerados estelares são devidas a diferentes níveis de envelhecimento dinâmico: têm formas diferentes físicas, apesar de terem nascido no mesmo tempo cósmico. É a primeira vez que o efeito do envelhecimento dinâmico é medido nos aglomerados da GNM," diz Ferraro.

Um artigo foi publicado no periódico Nature Astronomy.

Fonte: ESA

Explosões periódicas de raios X provenientes de buraco negro ativo

O telescópio espacial de raios X XMM-Newton da ESA detectou explosões periódicas nunca antes vistas de radiação de raios X provenientes de uma galáxia distante que poderão ajudar a explicar alguns comportamentos enigmáticos de buracos negros ativos.

© Chandra/DSS (galáxia GSN 069)

O XMM-Newton, o mais poderoso observatório de raios X, descobriu alguns flashes misteriosos do buraco negro ativo no núcleo da galáxia GSN 069, a cerca de 250 milhões de anos-luz de distância. No dia 24 de dezembro de 2018, a fonte aumentou repentinamente de brilho por um fator de 100, e depois voltou aos seus níveis normais numa hora, só para "reacender" novamente nove horas depois.

Os buracos negros gigantes piscam regularmente como uma vela, mas as mudanças rápidas e repetidas observadas em GSN 069 são algo completamente novo.

Outras observações, realizadas com o XMM-Newton bem como com o observatório de raios X Chandra da NASA nos meses seguintes, confirmaram que o buraco negro distante ainda mantinha o ritmo, emitindo rajadas quase periódicas de raios X a cada nove horas. Os pesquisadores estão chamando o novo fenômeno de "erupções quase periódicas," ou EQPs.

A emissão de raios X vem de material que está sendo acretado no buraco negro e aquecido no processo. Existem vários mecanismos no disco de acreção que podem dar origem a este tipo de sinal quase periódico, potencialmente ligado a instabilidades no fluxo de acreção próximo do buraco negro central. Alternativamente, as erupções podem ser devidas à interação do material do disco com um segundo corpo, ou seja, outro buraco negro ou talvez o remanescente de uma estrela anteriormente perturbada pelo buraco negro.

É possível que o fenômeno não tenha sido identificado antes, porque a maioria dos buracos negros nos núcleos de galáxias distantes, com massas de milhões a bilhões de vezes a massa do nosso Sol, são muito maiores do que o buraco negro em GSN 069, que é apenas cerca de 400.000 vezes mais massivo do que o nosso Sol.

Quanto maior e mais massivo o buraco negro, mais lentas as flutuações de brilho que pode exibir, de modo que um típico buraco negro supermassivo entra em erupção não a cada nove horas, mas a cada poucos meses ou anos. Isto tornaria a detecção improvável, pois as observações raramente abrangem períodos de tempo tão longos.

As EQPs como as encontradas em GSN 069 podem fornecer uma estrutura natural para interpretar alguns padrões intrigantes observados numa fração significativa de buracos negros ativos, cujo brilho parece variar demasiado depressa para ser facilmente explicado pelos modelos teóricos atuais.

Mas se parte desta variabilidade corresponder às fases de subida ou descida de erupções semelhantes às descobertas em GSN 069, então a rápida variabilidade destes sistemas, que parece atualmente inviável, pode ser explicada naturalmente. Novos dados e novos estudos dirão se esta analogia realmente se aplica.

As erupções quase periódicas avistadas em GSN 069 também podem explicar outra propriedade intrigante observada na emissão de raios X de quase todos os buracos negros supermassivos brilhantes com acreção: o chamado "excesso suave".

Consiste na emissão aprimorada a baixas energias de raios X, e ainda não há consenso sobre o que a provoca, a teoria principal invocando uma nuvem de elétrons aquecidos perto do disco de acreção.

Tal como buracos negros semelhantes, o de GSN 069 exibe um excesso de raios X tão suave durante as explosões, mas não entre as erupções.

A equipe já está tentando identificar as propriedades que definem GSN 069, no momento em que as erupções periódicas foram detectadas pela primeira vez, a fim de procurar mais casos de estudo.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Novo visitante interestelar?

No último dia 30 de agosto foi descoberto o objeto GB00234 pelo astrônomo amador ucraniano Gennady Borisov, do Instituto Astronômico de Sternberg.

© Gennady Borisov (C/2019 Q4)

É possível que o objeto tenha origem interestelar, sendo o segundo a ser flagrado em visita ao nosso Sistema Solar. O primeiro objeto interestelar a ser detectado numa visita a nosso Sistema Solar foi o 1I/2017 U1 (‘Oumuamua). Após duas semanas de acompanhamento, esta é no momento a principal hipótese para explicar a presença do objeto catalogado como C/2019 Q4 (Borisov).

O C/2019 Q4 foi localizado a 3 UA do Sol (UA: unidade astronômica, é a distância média Terra-Sol, cerca de 150 milhões de km). Ele parece ser um objeto bastante grande, talvez cerca de 10 km ou mais de diâmetro, dependendo da refletividade de sua superfície. Ele está trafegando com velocidade de 30 km/s.

Ele deve atingir o periélio (máxima aproximação do Sol) ao redor de 7 de dezembro e passará meses ao alcance dos telescópios. Trata-se também de um objeto bem maior que o ‘Oumuamua, o que facilitará sua observação. A apromimação máxima da Terra ocorrerá em torno do dia 29 de dezembro.

O que diferencia o C/2019 Q4 de quase todos os outros cometas é a excentricidade de sua órbita. A excentricidade mede o quanto uma órbita se desvia de um círculo perfeito, que tem uma excentricidade de 0. Órbitas elípticas, típicas de planetas, asteroides e cometas, têm excentricidades entre 0 e 1. As parábolas são iguais a 1 e uma excentricidade maior que 1 indica uma órbita hiperbólica.

Para confirmar que ele é mesmo interestelar sua trajetória provavelmente será hiperbólica, mas ainda há a possibilidade da órbita ser parabólica, ou seja, o objeto estaria ligado gravitacionalmente ao Sol, vindo da nuvem de Oort, a camada mais externa de detritos do Sistema Solar. Com base nas observações atuais, a excentricidade do C/2019 Q4 é de cerca de 3,2, definitivamente hiperbólica. Objetos em órbitas hiperbólicas não estão ligados em uma órbita ao redor do nosso Sol.

Mas, o Minor Planet Center da IAU (União Astronômica Internacional), catalogou o objeto como sendo um cometa.

Diferentemente do ‘Oumuamua, que tinha atividade cometária muito discreta ou nula, o C/2019 Q4 se comporta como um cometa, ejetando gases conforme se aproxima do Sol. Provavelmente não em taxa suficiente para justificar a hipótese parabólica da órbita, mas mais do que bastante para classificá-lo como cometa. Contudo, se a hipótese interestelar se confirmar, ele deve ganhar a designação I, e passará a ser denominado 2I/2019 Q4.

O objeto veio da direção da constelação de Cassiopeia, próximo da constelação Perseu, e passará próximo à órbita de Marte no periélio, antes sair fora do Sistema Solar.

O ritmo de descobertas deve aumentar ainda mais com futuros projetos de varredura de céu inteiro agora em planejamento, como o Large Synoptic Survey Telescope (LSST), que deve começar a funcionar em 2022, no Chile.

Este objeto em particular está muito perto do Sol, por isso a janela de observação é pequena. Está muito baixo no céu, o que dificulta ainda mais as observações. E tem uma magnitude 18, ou seja, é demasiado tênue para ser visto a olho nu e só pode ser observado por telescópios de tamanho considerável.

Fonte: Sky & Telescope

Encontrado vapor de água num exoplaneta na zona habitável

O tamanho e gravidade à superfície do exoplaneta K2-18b são muito maiores do que os da Terra, e o seu ambiente de radiação pode ser hostil, mas ele conquistou o interesse de cientistas de todo o mundo.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração do planeta K2-18b e sua estrela hospedeira)

Pela primeira vez, os pesquisadores detectaram a assinatura de vapor de água na atmosfera de um exoplaneta, que reside na "zona habitável", a região em torno de uma estrela na qual a água líquida pode potencialmente acumular-se à superfície de um planeta rochoso.

Astrônomos do Center for Space Exochemistry Data (CSED) da University College London, no Reino Unido, usaram dados do telescópio espacial Hubble para encontrar vapor de água na atmosfera de K2-18b, um exoplaneta em torno de uma pequena estrela anã vermelha a cerca de 110 anos-luz de distância na direção da constelação de Leão. Se confirmado por estudos adicionais, este será o único exoplaneta conhecido por ter água na atmosfera e temperaturas que podem sustentar água líquida numa superfície rochosa. A água líquida só seria possível se o planeta fosse de natureza terrestre, em vez de se assemelhar a uma versão pequena de Netuno.

Dado o elevado nível de atividade da sua anã vermelha, K2-18b pode ser mais hostil à vida como a conhecemos do que a Terra, pois é provável que seja exposto a mais radiação altamente energética. O planeta, descoberto pelo telescópio espacial Kepler da NASA em 2015, também possui uma massa oito vezes maior que a da Terra. Isto significa que a gravidade à superfície deste planeta seria significativamente maior do que a do nosso planeta.

A equipe usou dados de arquivo de 2016 e 2017 captados pelo Hubble e desenvolveu algoritmos de código aberto para analisar a luz da estrela hospedeira filtrada através da atmosfera de K2-18b. Os resultados revelaram a assinatura molecular do vapor de água e também sugerem a presença de hidrogênio e hélio na atmosfera do planeta.

É possível que outras moléculas, incluindo nitrogênio e metano, podem estar presentes, mas permanecem indetectáveis com as observações atuais. São necessários mais estudos para estimar a cobertura de nuvens e a porcentagem de água atmosférica presente.

O K2-18b é uma das centenas de "super-Terras", exoplanetas com massas entre a da Terra e Netuno, encontradas pelo Kepler. Espera-se que a missão TESS da NASA detecte outras centenas de super-Terras nos próximos anos. A próxima geração de telescópios espaciais, incluindo o telescópio espacial James Webb, será capaz de caracterizar a atmosfera de exoplanetas em mais detalhe.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. Um artigo de uma equipe diferente, usando observações do Hubble, foi submetido à revista The Astronomical Journal.

Fonte: ESA

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