A sonda Cassini cruza o plano dos anéis de Saturno

Se este é o planeta Saturno, onde estão os anéis?

© Cassini/F. G. Navarro (anéis de Saturno)

Quando os anéis de Saturno desapareceram em 1612, Galileu não entendeu o motivo. Mais tarde naquele mesmo século, pôde-se entender que as saliências incomuns de Saturno eram anéis e que quando a Terra cruzava o plano dos anéis, os mesmos desapareciam.

Isto ocorre porque os anéis de Saturno estão confinados a um plano muitas vezes mais fino, em proporção, do que a lâmina de uma espada. Nos tempos modernos, a sonda robótica Cassini, durante sua missão a Saturno, de 2004 a 2017, orbitando o planeta Saturno também cruzou o plano dos anéis de Saturno.

Uma série de imagens feitas em Fevereiro de 2005 com a sonda cruzando o plano dos anéis, foi disponibilizada online da vasta coleção de imagens brutas de Saturno pelo amador espanhol Fernando Garcia Navarro.

A imagem acima mostra o resultado do processamento digital em cores representativas. O fino plano dos anéis de Saturno aparecem em azul, enquanto as faixas, e as nuvens da atmosfera superior de Saturno aparecem em Dourado. Detalhes dos anéis de Saturno podem ser vistos nas sombras profundas que cruzam a parte superior da imagem, feita em 2005. As luas Dione e Encélado aparecem como sobressaltos nos anéis.

Fonte: NASA

Novas descobertas que podem revelar a geologia de exoplanetas

Os astrônomos anunciaram a descoberta de três exoplanetas como parte do projeto DMPP (Dispersed Matter Planet Project), usando o instrumento HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) acoplado ao telescópio de 3,6 m do ESO em La Silla, Chile.

© Projeto DMPP (geologia de exoplanetas)

A equipe estudou as estrelas conhecidas como DMPP–1, DMPP–2 and DMPP–3. Os exoplanetas descobertos DMPP-1b, DMPP-1c, DMPP-1d, DMPP-1e, DMPP-2b e DMPP-3Ab, estão muito próximos das suas estrelas e são aquecidos a temperaturas de 1100ºC a 1800ºC. A estas temperaturas, a atmosfera e até a superfície rochosa do planeta podem desaparecer, e parte deste material dispersa-se para formar um fino manto de gás.

Esta nuvem filtra a luz estelar, produzindo pistas que permitiram à equipe captar a pequena fração de estrelas com estes planetas incomuns e muito quentes. Com um estudo mais aprofundado, a composição química da nuvem pode ser medida, revelando o tipo de rocha à superfície do planeta quente.

Os planetas recém-descobertos, nomeadamente DMPP-1d, DMPP-1e e DMPP-3Ab, podem ser a chave para desvendar a geologia dos planetas rochosos localizados além do Sistema Solar.

A professora Carole Haswell, do Departamento de Astronomia da Open University, Reino Unido, disse: "estas novas descobertas são muito promissoras para novos estudos. Devem permitir-nos medir as relações entre a massa, tamanho e composição dos planetas para lá do nosso próprio Sistema Solar."

"Agora podemos ver como os planetas em geral são construídos e se o nosso próprio planeta é típico. Por exemplo, ainda não sabemos se é coincidência que no Sistema Solar, a Terra e Vênus sejam os maiores objetos rochosos e possuam ferro como a sua maior fração de massa."

A DMPP-1 tem três super-Terras com massas entre três e dez vezes a da Terra, orbitando a estrela a cada poucos dias. Também tem um planeta quente tipo-Netuno que orbita a estrela a cada 20 dias.

A estrela DMPP-1 hospeda um sistema planetário realmente importante com três exoplanetas de baixa massa cuja composição podemos medir.

O DMPP-2b é um exoplaneta gigante com quase metade da massa de Júpiter numa órbita de cinco dias. Tinha sido negligenciado em estudos anteriores porque a estrela pulsa, o que obscurece a assinatura da força gravitacional do planeta em órbita.

Comentando a mais empolgante destas novas descobertas, o Dr. John Barnes,pesquisador na Open University: "A DMPP-3 foi uma grande surpresa, estávamos à procura de um sinal minúsculo indicando um planeta em órbita e de baixa massa, mas a primeira coisa que encontramos foi um enorme sinal devido a uma estrela companheira que não esperávamos!"

A estrela companheira, DMPP-3B, é apenas massiva o suficiente para sustentar a fusão de hidrogênio, tem das massas mais baixas de todas as estrelas movidas pelo mesmo mecanismo que o Sol. Estas estrelas minúsculas são muito tênues e difíceis de encontrar.

Depois de contabilizar esta estrela fraca, o Dr. Barnes e a sua equipe encontraram um planeta, DMPP-3Ab, com duas ou três vezes a massa da Terra que completa uma órbita em torno da estrela mais brilhante a cada sete dias. O Dr. Barnes concluiu: "É difícil determinar como este planeta foi formado!"

Fonte: The Open University

Hubble investiga planetas de "algodão doce"

Novos dados do telescópio espacial Hubble da NASA forneceram as primeiras pistas da química de dois planetas que podem ter a densidade de algodão doce, localizados no sistema Kepler 51.

© STScI (estrela parecida com o Sol, Kepler 51, e os três gigantes gasosos)

Este sistema, que na realidade possui três exoplanetas do gênero em órbita de uma estrela parecida com o Sol, foi descoberto pelo telescópio espacial Kepler da NASA em 2012. No entanto, só em 2014 é que as baixas densidades destes exoplanetas foram determinadas, para surpresa de muitos.

As recentes observações do telescópio espacial Hubble permitiram que uma equipe de astrônomos refinasse as estimativas de massa e tamanho destes mundos, confirmando independentemente a sua natureza "fofa". Com apenas algumas vezes a massa da Terra, as suas atmosferas de hidrogênio e hélio são tão inchadas que são quase do tamanho de Júpiter. Estes planetas podem parecer tão grandes e volumosos quanto Júpiter, mas são aproximadamente cem vezes mais leves em termos de massa.

O como e o porquê das suas atmosferas serem tão inchadas ainda estão por descobrir, mas esta característica torna os planetas de "algodão doce" alvos ideais para a análise atmosférica. Usando o telescópio espacial Hubble, a equipe procurou evidências de componentes, principalmente água, nas atmosferas dos planetas chamados Kepler-51 b e 51 d. O telescópio espacial Hubble observou os planetas quando passaram à frente da sua estrela, com o objetivo de observar a cor infravermelha do seu pôr-do-Sol. Os astrônomos deduziram a quantidade de luz absorvida pela atmosfera no infravermelho. Este tipo de observação permite que os cientistas procurem os sinais reveladores dos constituintes químicos dos planetas, como a água.

Para surpresa da equipe, descobriram que os espectros dos dois planetas não tinham assinaturas químicas reveladoras. Eles atribuem este resultado a nuvens de partículas altas nas suas atmosferas. No entanto, ao contrário das nuvens de água da Terra, as nuvens nestes planetas podem ser compostas por cristais de sal ou neblinas fotoquímicas, como aquelas encontradas na maior lua de Saturno, Titã.

Estas nuvens fornecem informações sobre como Kepler-51 b e 51 d se comparam com outros planetas de baixa massa e ricos em gás localizados além do nosso Sistema Solar. Ao comparar os espectros dos planetas inchados com os de outros planetas, a equipe foi capaz de apoiar a hipótese de que a formação de nuvens/neblinas está ligada à temperatura de um planeta, quanto mais frio é um planeta, mais nublado se torna.

A equipe também explorou a possibilidade destes planetas não serem completamente inchados. A atração gravitacional entre os planetas cria pequenas mudanças nos seus períodos orbitais e, a partir destes efeitos cronológicos, podemos derivar as suas massas planetárias. Ao combinar as variações de tempo em que um planeta passa em frente da sua estrela (um evento chamado trânsito) com os trânsitos observados pelo telescópio espacial Kepler, a equipe restringiu mais eficazmente as massas planetárias e as dinâmicas do sistema. Os seus resultados concordam com as medições anteriores para Kepler-51 b. No entanto, descobriram que Kepler-51 d era um pouco menos massivo (ou o planeta era ainda mais inchado) do que se pensava anteriormente.

Por fim, a equipe concluiu que as baixas densidades destes planetas são em parte uma consequência da tenra idade do sistema, com apenas 500 milhões de anos, em comparação com os 4,6 bilhões de anos do Sol. Os modelos sugerem que estes planetas se formaram fora da "linha de neve" da estrela, a região de possíveis órbitas onde os materiais gelados podem sobreviver. Os planetas migraram então para dentro, como uma fila de vagões.

Agora, com os planetas muito mais perto da estrela, as suas atmosferas de baixa densidade deverão evaporar-se para o espaço ao longo dos próximos bilhões de anos. Usando modelos de evolução planetária, a equipe conseguiu mostrar que Kepler-51 b, o planeta mais próximo da estrela, daqui a um bilhão de anos irá parecer-se com uma versão menor e mais quente de Netuno, um tipo de planeta razoavelmente comum em toda a Via Láctea. No entanto, parece que Kepler-51 d, que está mais distante da estrela, continuará sendo um planeta estranho de baixa densidade, embora vá encolher e perder uma pequena parte da sua atmosfera.

A boa notícia é que nem tudo está perdido para a determinação da composição atmosférica destes dois planetas. O telescópio espacial James Webb da NASA, com a sua sensibilidade a comprimentos de onda infravermelhos mais longos, pode ser capaz de espiar através das camadas de nuvens. Observações futuras com este telescópio podem fornecer informações sobre a composição destes planetas. Até lá, estes planetas permanecem um "mistério doce".

Fonte: Space Telescope Science Institute

Novo método para descobrir atmosferas em mundos rochosos

Quando o telescópio espacial James Webb da NASA for lançado em 2021, uma das contribuições mais esperadas para a astronomia será o estudo dos exoplanetas. Uma das questões mais prementes da ciência exoplanetária é: será que um pequeno planeta rochoso, em órbita íntima de uma estrela anã vermelha, consegue reter uma atmosfera?

© STScI (exoplaneta rochoso em órbita de uma anã vermelha)

Uma equipe de astrônomos propõe um novo método de usar o telescópio espacial James Webb para determinar se um exoplaneta rochoso tem uma atmosfera. A técnica, que envolve a medição da temperatura do planeta enquanto passa por trás da sua estrela e volta depois a ser visível, é significativamente mais rápida do que os métodos tradicionais de detecção atmosférica, como a espectroscopia de transmissão.

"Descobrimos que o Webb podia facilmente inferir a presença ou ausência de uma atmosfera em torno de uma dúzia de exoplanetas rochosos com menos de 10 horas de tempo de observação por planeta," disse Jacob Bean da Universidade de Chicago.

Os astrônomos estão particularmente interessados em exoplanetas que orbitam estrelas anãs vermelhas por várias razões. Estas estrelas, menores e mais frias que o Sol, são o tipo mais comum de estrela na nossa Galáxia. Além disso, dado que as anãs vermelhas são pequenas, um planeta que passe à sua frente parece bloquear uma fração maior da luz estelar caso a estrela fosse maior, como o nosso Sol. Isto torna o planeta que orbita uma anã vermelha mais fácil de detectar por meio desta técnica de "trânsito".

As anãs vermelhas também produzem muito menos calor do que o nosso Sol, de modo que para desfrutar de temperaturas habitáveis, um planeta precisaria de orbitar muito perto de uma anã vermelha. Para estar na zona habitável - a área em torno da estrela onde pode existir água líquida à superfície de um planeta - o planeta tem que orbitar muito mais perto da estrela do que Mercúrio está do Sol. Como resultado, transitará a estrela mais frequentemente, facilitando observações repetidas.

Mas um planeta que orbita tão perto de uma anã vermelha está sujeito a condições adversas. As anãs vermelhas jovens são muito ativas, lançando enormes proeminências e erupções de plasma. A estrela também emite um forte vento de partículas carregadas. Todos estes efeitos podem potencialmente destruir a atmosfera de um planeta, deixando para trás uma rocha nua.

A perda atmosférica é crucial à habitabilidade dos planetas. Outra característica fundamental dos exoplanetas que orbitam perto de anãs vermelhas também o é para a nova técnica: espera-se que sofram bloqueio de maré, o que significa que têm sempre o mesmo lado voltado para a estrela. Como resultado, vemos diferentes fases do planeta em diferentes pontos da sua órbita. Quando cruza a face da estrela, vemos apenas o lado noturno do planeta. Mas quando está prestes a viajar para trás da estrela (um evento conhecido como eclipse secundário), ou quando está apenas emergindo de trás da estrela, podemos observar o lado diurno.

Se um exoplaneta rochoso não possuir atmosfera, o seu lado diurno será muito quente, assim como vemos com a Lua ou Mercúrio. No entanto, se um exoplaneta rochoso tiver uma atmosfera, espera-se que a presença desta mesma atmosfera diminua a temperatura diurna medida pelo telescópio espacial James Webb. Isto pode ser feito de duas maneiras. Uma atmosfera espessa pode transportar o calor do lado diurno para o lado noturno através de ventos. Uma atmosfera mais fina pode ainda conter nuvens, que refletem parte da luz estelar, diminuindo assim a temperatura do lado diurno do planeta.

"Sempre que acrescentamos uma atmosfera, estamos diminuindo a temperatura do lado diurno. Portanto, se virmos algo mais frio que rocha nua, inferiremos que provavelmente é sinal de uma atmosfera," explicou Daniel Koll do MIT (Massachusetts Institute of Technology).

O telescópio espacial James Webb é ideal para fazer estas medições porque possui um espelho muito maior do que outros telescópios, como o Hubble ou o Spitzer da NASA, que permite recolher mais luz e estudar os comprimentos de onda infravermelhas apropriados.

Os cálculos da equipe mostram que o telescópio espacial James Webb deverá ser capaz de detectar a assinatura de calor da atmosfera de um planeta num a dois eclipses secundários, apenas algumas horas de observação. Em contraste, a detecção de uma atmosfera através de observações espectroscópicas normalmente exige oito ou mais trânsitos para estes mesmos planetas.

A espectroscopia de transmissão, que estuda a luz estelar filtrada pela atmosfera do planeta, também sofre interferência devido a nuvens ou neblinas, que podem mascarar as assinaturas moleculares da atmosfera. Neste caso, o gráfico espectral, em vez de mostrar linhas de absorção pronunciadas devido a moléculas, seria essencialmente plano.

A linha plana pode significar que o Universo está repleto de planetas mortos que não têm atmosfera, ou que o Universo está repleto de planetas que têm atmosferas diversas, mas parecem todos iguais porque são nublados,

A equipe enfatizou que uma temperatura mais baixa do que o esperado para o lado diurno será uma pista importante, mas que não confirma a existência de uma atmosfera. Quaisquer dúvidas remanescentes sobre a presença de uma atmosfera podem ser descartadas com estudos de acompanhamento usando outros métodos como a espectroscopia de transmissão.

A verdadeira força da nova técnica será determinar qual a fração dos exoplanetas rochosos que provavelmente possui uma atmosfera. Aproximadamente uma dúzia de exoplanetas que são bons candidatos para este método foram detectados neste último ano. É provável que mais sejam encontrados quando o telescópio espacial James Webb ficar operacional.

O TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) está encontrando muitos destes planetas. 

O método do eclipse secundário tem uma limitação chave: funciona melhor em planetas demasiado quentes para estarem na zona habitável. No entanto, determinar se estes planetas quentes hospedam atmosferas tem implicações importantes para os planetas na zona habitável.

O telescópio espacial James Webb será o principal observatório científico espacial do mundo quando for lançado em 2021. Vai resolver mistérios do nosso Sistema Solar, olhar para mundos distantes em torno de outras estrelas e investigar as misteriosas estruturas e origens do nosso Universo e o nosso lugar nele.

Uma série de quatro artigos foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Alguns planetas absorvem os seus próprios céus?

Durante muitos anos, pelo que sabíamos, o nosso Sistema Solar estava sozinho no Universo. E depois, telescópios mais avançados começaram a revelar um tesouro de planetas em órbita de estrelas distantes.

© NASA/ESA/G. Bacon (ilustração de um exoplaneta menor que Netuno)

Em 2014, o telescópio espacial Kepler da NASA entregou aos cientistas mais de 700 planetas distantes para estudarem, muitos deles totalmente diferentes do que havia sido observado anteriormente. Em vez de gigantes gasosos como Júpiter, estes planetas eram menores e, na maioria, rochosos em termos de massa.

Os cientistas notaram que existiam muitos destes planetas de tamanho idêntico ou pouco superior ao da Terra, mas que havia também um corte acentuado antes dos planetas alcançarem o tamanho de Netuno. Qual o motivo dos planetas tenderem a parar de crescer além do triplo do tamanho da Terra?

Os pesquisadores fornecem uma explicação inovadora para esta queda: os oceanos de magma à superfície destes planetas absorvem rapidamente as suas atmosferas assim que os planetas atingem cerca de três vezes o tamanho da Terra.

Pensa-se que a maioria dos exoplanetas um pouco menores do que a queda de tamanho tenham oceanos de magma às suas superfícies, grandes mares de rocha derretida como os que outrora cobriram a Terra. Mas, em vez de solidificarem como o nosso, são mantidos quentes por uma espessa camada atmosférica rica em hidrogênio.

Até agora, quase todos os modelos ignoram este magma, tratando-o como quimicamente inerte, mas a rocha derretida é quase tão líquida quanto a água e muito reativa.

A questão considerada foi se, à medida que os planetas adquiriam mais hidrogênio, o oceano podia começar a ser abastecido pela atmosfera. Neste cenário, à medida que o planeta adquire mais gás, este acumula-se na atmosfera e a pressão em baixo, onde a atmosfera encontra o magma, começa a aumentar. A princípio, o magma absorve o gás adicionado a um ritmo constante, mas à medida que a pressão aumenta, o hidrogênio começa a dissolver-se muito mais facilmente no magma.

Não apenas isso, mas o pouco gás adicionado que permanece na atmosfera faz subir a pressão atmosférica e, assim, uma fração ainda maior do gás que chega mais tarde dissolve-se no magma.

Os pesquisadores chamam a isto a "crise de fugacidade", que mede quanto mais facilmente um gás se dissolve numa mistura do que seria de esperar com base na pressão.

A teoria se encaixa bem com as observações existentes. Também existem vários marcadores que os astrônomos podem procurar no futuro. Por exemplo, se a teoria estiver correta, os planetas com oceanos de magma que são frios o suficiente para se cristalizarem à superfície devem exibir perfis diferentes, pois isso impediria o oceano de absorver tanto hidrogênio. As pesquisas atuais e futuras do TESS e de outros telescópios deverão fornecer mais dados para serem manipulados.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Chicago

ALMA identifica primeira poluição ambiental do Universo

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), pesquisadores descobriram nuvens gigantescas de carbono gasoso com um raio superior a 30.000 anos-luz em torno de galáxias jovens.

© ALMA/Hubble (galáxia jovem rodeada por um casulo gasoso de carbono)

Esta é a primeira confirmação de que os átomos de carbono, produzidos no interior das estrelas, no início do Universo, se espalharam além das galáxias. Nenhum estudo teórico previu grandes casulos de carbono em torno de galáxias em crescimento, o que levanta questões sobre a nossa compreensão atual da evolução cósmica.

Os astrônomos examinaram cuidadosamente o Arquivo Científico ALMA e recolheram todos os dados que contêm sinais de rádio de íons de carbono em galáxias do Universo jovem, apenas um bilhão de anos após o Big Ban. Ao combinarem todos os dados, foi possível alcançar uma sensibilidade sem precedentes. Obter um conjunto de dados da mesma qualidade com uma observação levaria 20 vezes mais do que as observações típicas do ALMA, o que é quase impossível de alcançar.

Os elementos pesados como o carbono e o oxigênio não existiam no Universo na época do Big Bang. Foram formados mais tarde graças à fusão nuclear nas estrelas. No entanto, ainda não se sabe como estes elementos se espalharam pelo Universo. Os astrônomos encontraram elementos pesados dentro de galáxias bebê, mas não além destas galáxias, devido à sensibilidade limitada dos seus telescópios. A equipe de astrônomos resumiu os sinais fracos armazenados no arquivo de dados e empurrou os limites.

"As nuvens gasosas de carbono são quase cinco vezes maiores do que a distribuição de estrelas nas galáxias, como observado pelo telescópio espacial Hubble," explica Masami Ouchi, professor na Universidade de Tóquio e do Observatório Astronômico Nacional do Japão. "Vimos nuvens difusas, mas enormes, flutuando no Universo escuro como carvão."

Então, como é que os casulos de carbono se formaram?

As explosões de supernova na fase final da vida estelar expelem elementos pesados formados nas estrelas. Os jatos energéticos e a radiação dos buracos negros supermassivos nos centros das galáxias também podem ajudar a transportar carbono para fora das galáxias e, finalmente, para todo o Universo. "Estamos testemunhando este processo de difusão em andamento, a primeira poluição ambiental do Universo," diz o professor Rob Ivinson, diretor de ciência do ESO.

A equipe realça que, atualmente, os modelos teóricos são incapazes de explicar estas grandes nuvens de carbono em torno de galáxias jovens, provavelmente indicando que algum novo processo físico tem de ser incorporado nas simulações cosmológicas. "As galáxias jovens parecem ejetar uma quantidade de gás rico em carbono que excede em muito a nossa expetativa," diz Andrea Ferrara, professor da Scuola Normale Superiore di Pisa.

A equipe está agora usando o ALMA e outros telescópios por todo o planeta para explorar ainda mais as implicações da descoberta de fluxos galácticos e halos ricos em carbono em torno das galáxias.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Um centro galáctico ativo

Essa massa de gás celestial, poeira e estrelas é uma galáxia espiral moderadamente luminosa chamada ESO 021-G004, localizada a pouco menos de 130 milhões de anos-luz de distância da Terra.

© Hubble (galáxia ESO 021-G004)

Essa galáxia tem algo conhecido como núcleo galáctico ativo. Embora essa frase pareça complexa, isso significa simplesmente que os astrônomos medem muita radiação em todos os comprimentos de onda vindos do centro da galáxia. Essa radiação é gerada pelo material que cai para dentro da região central da ESO 021-G004 e encontra o gigante que está à espreita lá, um buraco negro supermassivo.

Quando o material cai em direção a esse buraco negro, ele é arrastado para a órbita como parte de um disco de acreção; torna-se superaquecido à medida que gira, emitindo radiação característica de alta energia até que seja devorada.

Fonte: ESA

O "café da manhã" de buracos negros no Amanhecer Cósmico

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos observaram reservatórios de gás frio em torno de algumas das primeiras galáxias do Universo.

© ESO/VLT (quasar no centro de galáxia)

Estes halos de gás são o “alimento” perfeito dos buracos negros supermassivos situados no centro destas galáxias, que agora são vistas como eram há mais de 12,5 bilhões de anos. Este depósito de “comida” pode muito bem explicar como é que estes monstros cósmicos cresceram tão depressa durante um período da história do Universo conhecido por Amanhecer Cósmico.

“Podemos demonstrar pela primeira vez que as galáxias primordiais dispõem de ‘alimento’ suficiente nas suas vizinhanças para conseguirem fazer com que os buracos negros supermassivos nos seus centros cresçam ao mesmo tempo que mantêm uma intensa formação estelar,” diz Emanuele Paolo Farina, do Instituto Max Planck de Astronomia em Heidelberg, na Alemanha. “Isto adiciona uma peça fundamental ao quebra-cabeça que os astrônomos estão construindo para imaginar como as estruturas cósmicas se formaram há mais de 12 bilhões de anos.”

Os astrônomos se perguntavam como é que os buracos negros supermassivos conseguiam crescer tanto tão cedo na história do Universo. A presença destes monstros primordiais, com massas de vários bilhões de vezes a massa do nosso Sol, constituía um mistério. Isto significa que os primeiros buracos negros, que podem ter se formado a partir do colapso das primeiras estrelas, devem ter crescido muito rapidamente. No entanto, até agora, os astrônomos não tinham descoberto gás e poeira em quantidades grandes o suficiente para explicar este rápido crescimento.

Para complicar ainda mais a situação, observações obtidas anteriormente com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) revelaram uma enorme quantidade de poeira e gás nestas galáxias primordiais, mas que parecia desencadear essencialmente formação estelar muito intensa, sugerindo que poderia restar muito pouco material para alimentar um buraco negro.

Para desvendar este mistério, Farina e colegas usaram o instrumento MUSE montado no VLT, instalado no deserto chileno do Atacama, para estudar quasares, que são objetos extremamente luminosos situados no centro de galáxias massivas e alimentados por buracos negros supermassivos. Este estudo observou 31 quasares vistos tal como eram a mais de 12,5 bilhões de anos atrás, numa época em que o Universo era ainda muito jovem, com apenas 870 milhões de anos de idade. Esta é uma das maiores amostras de quasares desde o início da história do Universo a ser pesquisada.

Os astrônomos descobriram que 12 destes quasares se encontram rodeados  por enormes reservatórios de gás: halos de hidrogênio denso e frio que se estendem até 100.000 anos-luz de distância dos buracos negros centrais, com bilhões de vezes a massa do Sol. A equipe, da Alemanha, EUA, Itália e Chile, também descobriu que estes halos de gás estavam fortemente ligados às galáxias, fornecendo a fonte de "alimento" perfeita para sustentar o crescimento de buracos negros supermassivos e uma intensa formação estelar.

Num futuro próximo, o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO ajudará os cientistas a revelar ainda mais detalhes sobre as galáxias e os buracos negros supermassivos nos primeiros dois bilhões de anos após o Big Bang.

Este trabalho foi descrito num artigo científico publicado no The Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Nova classe de estrelas em sistemas de raios X

Foi descoberto de que a massa em sistemas de estrelas triplas assume as características das estrelas receptoras antes que a massa seja realmente transferida.

© CfA/Niels Bohr Institute/Sophie Schroeder (simulação dinâmica de sistema triplo)

Esta descoberta pode permitir que os cientistas reexaminem os sistemas estelares binários previamente rotulados em busca de evidências de uma terceira companheira.

Os cientistas já sabiam que a transferência de massa de uma estrela para outra é um dos processos mais importantes da astronomia, porque produz eventos que liberam enormes quantidades de energia, desde supernovas do tipo Ia até a fusão de buracos negros.

O aconteceria se uma estrela transferisse massa para um par de estrelas?

A astrônoma Rosanne Di Stefano, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), sugere que o fluxo de massa é semelhante ao fluxo de água através de uma torneira. "A estrela doadora de massa assume uma forma de gota de lágrima, preenchendo seu 'Lóbulo de Roche' e transferindo massa através de uma pequena região chamada ponto L1," disse Di Stefano. "O Lóbulo de Roche e o ponto L1 fornecem uma base matemática para calcular exatamente o que acontece com a massa transferida em um binário em que a gravidade e a rotação influenciam o fluxo da matéria".

O Lóbulo de Roche é a região do espaço ao redor de uma estrela em um sistema binário na qual material orbital é gravitacionalmente vinculado a esta estrela. Se a expansão estelar ultrapassa o seu lóbulo de Roche, o material fora do lóbulo cairá na outra estrela.

Embora a base de conhecimento para sistemas estelares binários seja ampla e crescente, nosso entendimento da transferência de massa em sistemas de estrela tripla é mais limitado. Observações astronômicas estabeleceram que os sistemas de estrelas triplas são comuns e até dominantes entre a população de estrelas conhecidas de alta massa.

"Em sistemas estelares triplo, em vez de uma posição fixa em relação às estrelas em rotação, como vemos nos sistemas binários, o ponto L1 executa uma órbita sobre uma superfície tridimensional, e a forma do Lóbulo de Roche pulsa periodicamente moda," disse Di Stefano.

O acompanhamento revelou que a pulsação também teve o efeito de aumentar a taxa de fluxo de massa, com um resultado impressionante para observadores exigentes. "Se o binário interno consiste em restos estelares, a alta taxa de fluxo de massa pode tornar estes sistemas entre as fontes de raios X mais brilhantes nas populações galácticas. Mas o que é realmente empolgante é que esta nova capacidade de identificar sistemas triplos em raios X pode nos permitir descobrir que alguns sistemas anteriormente considerados binários de raios X são na verdade uma nova classe de sistema estelar: um sistema triplo de raios X com transferência de massa da estrela externa para um binário interno, " complementou Di Stefano.

O trabalho foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A união de galáxias gerando fontes de calor

A maioria das galáxias não existe isoladamente.

© Chandra/XMM-Newton/SDSS (NGC 6338)

Em vez disso, elas estão ligadas a outras galáxias, em números relativamente pequenos conhecidos como "grupos de galáxias", ou em concentrações muito maiores chamadas "aglomerados de galáxias" que consistem em centenas ou milhares de galáxias. Às vezes, estas coleções de galáxias são atraídas umas pelas outras pela gravidade e eventualmente se fundem.

Usando o observatório de raios X Chandra da NASA, o XMM-Newton da ESA, o Giant Metrewave Radio Telescopec(GMRT) e observações ópticas com o observatório Apache Point no Novo México, uma equipe de astrônomos descobriu que dois grupos de galáxias estão colidindo entre si em uma velocidade notável de cerca de 6 milhões de quilômetros por hora. Esta poderia ser a colisão mais violenta já vista entre dois grupos de galáxias.

O sistema é chamado NGC 6338, localizado a cerca de 380 milhões de anos-luz da Terra. Esta imagem composta contém dados de raios X do Chandra (em vermelho) que mostram gás quente com temperaturas acima de 20 milhões de graus Celsius, bem como gás mais frio detectado com o Chandra e o XMM (em azul) que também emite raios X . Os dados do Chandra foram combinados com dados ópticos do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), mostrando as galáxias e as estrelas em branco.

Os pesquisadores estimam que a massa total contida no NGC 6338 é de cerca de 100 trilhões de vezes a massa do Sol. Esta massa significativa, aproximadamente 83% dos quais na forma de matéria escura, 16% na forma de gás quente e 1% nas estrelas, indica que os grupos de galáxias estão destinados a se tornar um aglomerado de galáxias no futuro. A colisão e a fusão serão concluídas e o sistema continuará acumulando mais galáxias por gravidade.

Estudos anteriores da NGC 6338 forneceram evidências para as regiões de gás mais frio que emite raios X em torno dos centros dos dois grupos de galáxias. Esta informação ajudou os astrônomos a reconstruir a geometria do sistema, revelando que a colisão entre os grupos de galáxias aconteceu quase ao longo da linha de visão da Terra. Esta descoberta foi confirmada com o novo estudo.

Os novos dados de Chandra e XMM-Newton também mostram que o gás à esquerda e à direita dos núcleos frios, e entre eles, parece ter sido aquecido por ondas de choque, semelhantes às explosões sônicas criadas por aeronaves supersônicas, formadas pelo colisão dos dois grupos de galáxias. Este padrão de gás aquecido por choque foi previsto por simulações em computador, mas a NGC 6338 pode ser a primeira fusão de grupos de galáxias a mostrá-lo claramente. Este aquecimento impedirá que parte do gás quente esfrie para formar novas estrelas.

Uma segunda fonte de calor comumente encontrada em grupos e aglomerados de galáxias é a energia fornecida por explosões e jatos de partículas de alta velocidade geradas por buracos negros supermassivos. Atualmente, esta fonte de calor parece estar inativa na NGC 6338, porque não há evidências de jatos de buracos negros supermassivos, observados através de dados de rádio do GMRT. Esta ausência pode explicar os filamentos de gás de resfriamento detectados em raios X e dados ópticos em torno da grande galáxia no centro do núcleo frio no sul. Os filtros usados ​​na imagem composta não mostram os filamentos ópticos, e os filamentos de raios X são pequenas estruturas em forma de dedo que emanam do centro do núcleo frio.

Um artigo descrevendo estes resultados foi publicado no periódico Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Como "moldar" uma galáxia espiral

A nossa Via Láctea tem uma forma espiral elegante com braços longos repletos de estrelas, mas exatamente como ela assumiu esta forma há muito que intriga os cientistas. Novas observações de outra galáxia estão trazendo indícios sobre como as galáxias em forma de espiral obtêm a sua forma icônica.

© NASA/SOFIA (campos magnéticos na galáxia NGC 1086)

Os campos magnéticos na NGC 1086 (M77) são vistos como linhas de campo sobre uma composição visível e em raios X da galáxia obtida com o telescópio espacial Hubble, NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Array) e SDSS (Sloan Digital Sky Survey). O SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) estudou a galáxia no infravermelho distante (89 micrômetros) para revelar facetas dos seus campos magnéticos que observações anteriores no visível e no rádio não foram capazes de detectar.

De acordo com uma pesquisa do SOFIA, os campos magnéticos desempenham um papel importante na formação destas galáxias. Os cientistas mediram campos magnéticos ao longo dos braços espirais da galáxia NGC 1068. Os campos são mostrados como linhas de campo que seguem de perto os braços espirais.

A galáxia M77 está localizada a 47 milhões de anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Baleia. Tem um buraco negro supermassivo ativo no centro que é duas vezes maior que o buraco negro no núcleo da Via Láctea. Os braços rodopiantes estão cheios de poeira, gás e áreas de formação estelar extrema.

As observações infravermelhas do SOFIA revelam o que os olhos humanos não conseguem: campos magnéticos que seguem de perto os braços espirais cheios de estrelas recém-nascidas. Isto apoia a "teoria das ondas de densidade." Esta afirma que a poeira, o gás e as estrelas nos braços não estão fixos no seu lugar como lâminas numa ventoinha. Em vez disso, o material move-se ao longo dos braços à medida que a gravidade o comprime, como objetos numa correia transportadora.

O alinhamento do campo magnético estende-se por todo o comprimento dos braços massivos, aproximadamente 24.000 anos-luz. Isto implica que as forças gravitacionais que criaram a forma espiral da galáxia também estão compriminddo o seu campo magnético, apoiando a teoria das ondas de densidade.

Os campos magnéticos celestes são notoriamente difíceis de observar. O mais recente instrumento do SOFIA, o HAWC+ (High-resolution Airborne Wideband Camera-Plus), usa luz infravermelha distante para observar grãos de poeira que se alinham perpendicularmente às linhas de campo magnético. A partir destes resultados, os astrônomos podem inferir a forma e a direção do campo magnético invisível. A radiação infravermelha distante fornece informações importantes sobre os campos magnéticos, porque o sinal não está contaminado pela emissão de outros mecanismos, como luz visível dispersa e radiação de partículas altamente energéticas. A capacidade do SOFIA em estudar a galáxia no infravermelho longínquo revelou facetas anteriormente desconhecidas dos seus campos magnéticos.

São necessárias mais observações para entender como os campos magnéticos influenciam a formação e a evolução de outros tipos de galáxias, como aquelas com formas irregulares.

Os resultados da pesquisa foram publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Disco e bojo de uma galáxia

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra a galáxia IC 2051, situada na constelação de Mensa (The Table Mountain), situada no hemisfério celestial sul a cerca de 85 milhões de anos-luz de distância da Terra.

© Hubble (IC 2051)

Esta imagem compreende dados da Wide Field Camera 3 do Hubble em comprimentos de onda visíveis e infravermelhos.

A IC 2051 é uma galáxia espiral, como evidenciado por seus característicos braços giratórios, e possui uma barra de estrelas cortando seu centro.

Esta galáxia foi observada em um estudo do Hubble sobre bojos galácticos, a região central redonda e brilhante das galáxias espirais. Este tipo de galáxia têm a forma de discos voadores quando vistas de lado; elas compreendem um disco fino e plano, com uma protuberância volumosa de estrelas no centro que se estende acima e abaixo do disco. Pensa-se que estas protuberâncias tenham um papel fundamental na evolução das galáxias e influenciem o crescimento dos buracos negros supermassivos à espreita no centro da maioria das galáxias espirais.

Embora sejam necessárias mais observações nesta área, os estudos sugerem que alguns bojos galácticos podem ser estruturas compostas complexas, em vez de simples, com uma mistura de componentes esféricos, potencialmente levando a uma grande variedade de morfologias protuberantes no Universo.

Fonte: ESA

Um novo método de medir buracos negros

Os buracos negros supermassivos são os maiores buracos negros, com massas que podem exceder bilhões de sóis.

© Chris Marsden (mapa do agrupamento de galáxias com buracos negros ativos)

Apenas esta primavera foi divulgada a primeira imagem do buraco negro supermassivo no centro da galáxia M87, e os pesquisadores recentemente avistaram o maior buraco negro supermassivo conhecido. Apesar destes esforços inovadores, descobrir como estes buracos negros moldam e estruturam uma galáxia continua a ser um desafio, porque a maioria delas está demasiada longe para os telescópios atuais as resolverem com precisão.

Um estudo descreve uma nova maneira de "pesar" buracos negros supermassivos no centro das galáxias usando galáxias vizinhas como representantes. A pesquisa foi uma colaboração global envolvendo pesquisadores de instituições do Reino Unido, Itália, Alemanha, Chile e Estados Unidos.

A obtenção de uma estimativa precisa da massa de um buraco negro supermassivo é geralmente feita medindo a velocidade da poeira e do gás que gira ao seu redor. Isto requer telescópios extremamente sensíveis usando uma análise complexa e só pode ser feito para buracos negros grandes o suficiente para serem resolvidos relativamente perto da Terra. No entanto, se esta massa estiver correlacionada com outras propriedades da galáxia hospedeira, aquelas que podem ser medidas mesmo quando o buraco negro é menor ou está mais distante, é possível usar estas outras propriedades como "representantes" da massa.

No entanto, como explica Mariangela Bernardi da Universidade da Pensilvânia, EUA: "Percebemos que existe um viés na amostra vizinha usada para calibrar as massas. Os objetos para os quais atualmente podemos medir massas não parecem ser típicos. O nosso trabalho sugeriu que os buracos negros supermassivos não são, em média, tão grandes quanto se pensava anteriormente."

Para verificar esta diferença de massa, os cientistas desenvolveram uma maneira nova e muito diferente de estimar as massas dos buracos negros. Usaram o fato de que, enquanto um buraco negro é cercado pela sua galáxia hospedeira, a própria galáxia é cercada por um "halo" ainda maior de matéria escura. Sabe-se que galáxias cercadas por halos mais massivos se agrupam com outras galáxias grandes e massivas. Como existem buracos negros mais massivos em galáxias mais massivas com halos mais massivos, a força deste agrupamento na verdade "pesa" os halos de matéria escura e, por conseguinte, as massas dos buracos negros nos seus centros.

Esta nova medição também sugere que os buracos negros supermassivos são menos massivos do que se pensava anteriormente e podem explicar por que é que algumas experiências em andamento não produziram os resultados esperados. Como exemplo, os pulsares, remanescentes de estrelas que explodiram, brilham como faróis que giram centenas de vezes por segundo. A luz dos pulsares é emitida em intervalos incrivelmente curtos e regulares, à medida que o feixe varre a Terra repetidamente. Os pesquisadores estão atualmente à procura de ondas gravitacionais produzidas pela colisão de dois buracos negros supermassivos, que devem fazer com que estes feixes oscilem na direção da Terra e para longe da Terra, à medida que a onda passa e afeta o campo dos pulsos.

Nos próximos 10 anos, espera-se que novos telescópios sejam capazes de obter medições de massa mais precisas para buracos negros e proporcionem uma oportunidade para o novo método seja testado em conjuntos maiores de dados. Instalações como o ELT (Extremely Large Telescope), com 39 metros, com conclusão para 2025, podem permitir que os cientistas meçam buracos negros menores e mais distantes e as suas galáxias hospedeiras diretamente.

Este trabalho permitirá um estudo mais detalhado da ligação entre o crescimento dos buracos negros supermassivos e a evolução das galáxias.

Um estudo sobre o método foi publicado na Nature Astronomy.

Fonte: University of Pennsylvania

Descoberta galáxia empoeirada mais distante escondida à vista de todos

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) do ESO, astrônomos avistaram a luz de uma galáxia massiva apenas 970 milhões de anos após o Big Bang.

© ESO/NAOJ/NRAO (MAMBO-9)

Esta galáxia, de nome MAMBO-9, é a galáxia empoeirada mais distante já observada sem a ajuda de uma lente gravitacional.

As galáxias empoeiradas que formam estrelas são os viveiros estelares mais intensos do Universo. Formam estrelas a um ritmo de até alguns milhares de vezes a massa do Sol por ano (o ritmo de formação estelar da nossa Via Láctea é de apenas três massas solares por ano) e contêm grandes quantidades de gás e poeira. Não se espera que estas galáxias monstruosas se tenham formado no início da história do Universo, mas os astrônomos já descobriram várias quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos. Uma delas é a galáxia SPT0311-58, que o ALMA observou em 2018.

Devido ao seu comportamento extremo, considera-se que estas galáxias empoeiradas desempenham um papel importante na evolução do Universo. Mas descobri-las é uma tarefa complexa.

A luz de MAMBO-9 já tinha sido detectada há dez anos atrás por Manuel Aravena, usando o instrumento MAMBO (Max-Planck Millimeter BOlometer) acoplado ao telescópio IRAM de 30 metros na Espanha e o PdBI (Plateau de Bure Interferometer) na França. Mas estas observações não foram sensíveis o suficiente para revelar a distância da galáxia. Graças à sensibilidade do ALMA, os pesquisadores foram agora capazes de determinar a distância de MAMBO-9.

A luz de galáxias distantes é frequentemente obstruída por outras galáxias mais próximas de nós. Estas galáxias no plano da frente funcionam como lentes gravitacionais: dobram a luz da galáxia mais distante. Este efeito de lente facilita a identificação de objetos distantes por parte dos telescópios (é assim que o ALMA pôde ver a galáxia SPT0311-58). Mas também distorce a imagem do objeto, dificultando a identificação de detalhes.

Neste estudo, os astrônomos viram MAMBO-9 diretamente, sem lente, e isso permitiu-lhes medir a sua massa. A massa total de gás e poeira na galáxia é enorme: dez vezes mais do que todas as estrelas da Via Láctea. Isto significa que ainda vai construir a maioria das suas estrelas. A galáxia tem duas partes e está no processo de fusão.

Os astrônomos esperam encontrar galáxias empoeiradas mais distantes no levantamento do ALMA, que fornecerá informações sobre quão comuns são, como estas galáxias massivas se formaram tão cedo no Universo e porque é que são tão empoeiradas. Normalmente, a poeira é um subproduto da morte das estrelas. A galáxia MAMBO-9 ainda não produziu tantas estrelas e os astrônomos querem descobrir como a poeira se pode formar tão rapidamente após o Big Bang.

A luz de MAMBO-9 viajou cerca de 13 bilhões de anos até alcançar as antenas do ALMA (o Universo tem aproximadamente 13,8 bilhões de anos). Isto significa que podemos ver como a galáxia era no passado. Hoje, a galáxia provavelmente será ainda maior, contendo cem vezes mais estrelas que a Via Láctea, residindo num enorme aglomerado de galáxias.

Um estudo sobre a descoberta foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

N63A: remanescente de supernova no visível e em raios X

O que esta supernova deixou para trás?

© Hubble/Chandra (N63A)

Tão pouco quanto 2.000 anos atrás, a luz de uma explosão estelar massiva na Grande Nuvem de Magalhães (LMC) atingiu o planeta Terra pela primeira vez. A LMC é uma vizinha galáctica próxima da Via Láctea, onde a frente da explosão violenta agora é vista deslocando nuvens de gás ambiente, deixando para trás nós relativamente densos de gás e poeira.

O que resta é um dos maiores remanescentes de supernovas na LMC: N63A. Muitos dos nós densos sobreviventes foram eles mesmos comprimidos e podem se contrair ainda mais para formar novas estrelas. Algumas das estrelas resultantes podem explodir em uma supernova, continuando o ciclo.

A imagem acima do remanescente de supernova N63A é uma combinação no raio X obtida pelo observatório Chandra e na luz visível captada pelo telescópio espacial Hubble. O nó proeminente de gás e poeira no canto superior direito, informalmente chamado de Firefox, é muito brilhante na luz visível, enquanto o restante do remanescente da supernova brilha mais intensamente em raios X.

O remanescente de supernova N63A se estende por mais de 25 anos-luz e fica a cerca de 150.000 anos-luz de distância da Terra em direção à constelação de Dorado.

Fonte: NASA