Rede LIGO-Virgo detecta outra colisão de estrelas de nêutrons

No dia 25 de abril de 2019, o Observatório LIGO captou o que pareciam ser ondulações gravitacionais de uma colisão de duas estrelas de nêutrons.

© LIGO/A. Simonnet (ilustração da colisão de duas estrelas nêutrons)

O LIGO faz parte de uma rede que inclui o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) e o detector europeu Virgo. Agora, um novo estudo confirma que este evento foi provavelmente o resultado de uma fusão de duas estrelas de nêutrons. Esta seria apenas a segunda vez que este tipo de evento foi observado em ondas gravitacionais.

A primeira observação deste tipo, realizada em agosto de 2017, fez história por ser a primeira vez que tanto ondas gravitacionais como luz foram detectadas a partir do mesmo evento cósmico. A fusão de 25 de abril, por outro lado, não resultou na detecção de qualquer luz. No entanto, através de uma análise apenas dos dados das ondas gravitacionais, foi descoberto que a colisão produziu um objeto com uma massa incomumente alta.

A partir de observações convencionais com luz, já são conhecidos 17 sistemas binários de estrelas de nêutrons na Via Láctea, sendo possível estimar as massas destas estrelas.

As estrelas de nêutrons são os remanescentes de estrelas moribundas que sofrem explosões catastróficas à medida que entram em colapso no final das suas vidas. Quando duas estrelas de nêutrons espiralam uma em direção à outra, sofrem uma fusão violenta que expele ondulações gravitacionais através do tecido do espaço e do tempo.

O LIGO tornou-se o primeiro observatório a detectar diretamente ondas gravitacionais em 2015; nesse caso, as ondas foram geradas pela feroz colisão de dois buracos negros. Desde então, o LIGO e o Virgo detectaram dúzias de candidatos a fusões de buracos negros.

A fusão de estrelas de nêutrons de agosto de 2017 foi captada pelos dois detectores LIGO, um em Livingston, no estado norte-americano de Louisiana, e o outro em Hanford, Washington, juntamente com uma série de telescópios espalhados por todo o mundo (as colisões de estrelas de nêutrons produzem luz e pensa-se que as colisões de buracos negros não). Esta fusão não foi visível claramente nos dados do Virgo, mas esse fato forneceu informações importantes que finalmente identificaram a localização do evento no céu.

O evento de abril de 2019 foi identificado pela primeira vez em dados apenas do detector LIGO Livingston. O detetor LIGO Hanford estava no momento temporariamente offline e, a uma distância de mais de 500 milhões de anos-luz, o evento era fraco demais para ser detectável nos dados do Virgo. Usando os dados de Livingston, combinados com informações derivadas dos dados do Virgo, a equipe reduziu a localização do evento para uma região do céu com mais de 8.200 graus quadrados em tamanho, ou cerca de 20% do céu. Em comparação, o evento de agosto de 2017 foi reduzido a uma região de apenas 16 graus quadrados, ou 0,04% do céu.

Os dados do LIGO revelam que a massa combinada dos corpos fundidos é de aproximadamente 3,4 vezes a massa do nosso Sol. Na Via Láctea, os sistemas binários de estrelas de nêutrons conhecidos combinam massas até 2,9 vezes a do Sol. Uma possibilidade para a massa extraordinariamente alta é que a colisão ocorreu não entre duas estrelas de nêutrons, mas entre uma estrela de nêutrons e um buraco negro, já que os buracos negros são mais massivos que as estrelas de nêutrons. Mas se fosse esse o caso, o buraco negro teria que ser excepcionalmente pequeno para a sua classe. Ao invés, os cientistas pensam que é muito mais provável que o LIGO tenha testemunhado a destruição de duas estrelas de nêutrons.

Pensa-se que os pares de estrelas de nêutrons se formem de duas maneiras possíveis. Podem formar-se a partir de sistemas binários de estrelas massivas que terminam as suas vidas como estrelas de nêutrons, ou podem surgir quando duas estrelas de nêutrons formadas separadamente se agrupam num ambiente estelar denso. Os dados do LIGO para o evento de 25 abril não indicam qual dos cenários é o mais provável, mas sugerem que são necessários mais dados e novos modelos para explicar a massa inesperadamente alta da fusão.

Os resultados foram apresentados no passado dia 6 de janeiro na 235.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Honolulu, Havaí. O estudo foi submetido à revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: California Institute of Technology

Exoplaneta de tamanho semelhante à Terra em zona habitável de estrela

O satélite Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), da NASA, realizou sua primeira detecção de um exoplaneta com dimensões semelhantes às da Terra localizado na chamada zona de habitabilidade de sua estrela, onde as condições podem ser adequadas para a ocorrência de água líquida em sua superfície.

© NASA (ilustração do exoplaneta TOI 700 d)

Os cientistas conseguiram confirmar a descoberta do TOI 700 d usando o telescópio espacial Spitzer, também da NASA, e criaram modelos das possíveis características ambientais para ajudar a orientar futuras observações.

O TOI 700 d é mais uma entre as raras descobertas de planetas de dimensões terrestres encontrados em zonas habitáveis das estrelas. Outras descobertas incluem diversos planetas no sistema TRAPPIST–1, além de objetos observados pelo telescópio espacial Kepler. 

O TESS monitora vastas regiões do céu, chamadas setores, por períodos de 27 dias. Esta longa janela permite ao satélite acompanhar mudanças no brilho estelar causadas por eventuais planetas que passam em frente às suas estrelas quando vistos a partir de nossa perspectiva, um fenômeno chamado de trânsito.

A TOI 700 é uma pequena e fria estrela anã tipo M localizada a apenas 100 anos-luz na constelação de Dorado. Ela possui cerca de 40% da massa e do tamanho do Sol e quase metade de sua temperatura de superfície. A estrela foi vista em 11 dos 13 setores que a TESS observou durante o primeiro ano da missão e os cientistas puderam observar múltiplos trânsitos causados pelos três planetas que ela possui.

Inicialmente pensou-se que a estrela seria mais semelhante ao Sol. Isso implicaria que os planetas seriam maiores e mais quentes do que eles realmente são. Vários pesquisadores ajudaram a apontar o erro. Quando corrigimos os parâmetros para a estrela foram corrigidos, os tamanhos dos planetas diminuíram muito e foi possível notar que um deles na zona habitável possuía cerca da metade do tamanho da Terra. Além disso, em 11 meses de observação não foram observadas nenhuma explosão na estrela, o que aumenta as chances de que o TOI 700 d seja habitável e facilita modelar sua atmosfera e condições de superfície. Os pesquisadores apresentaram a descoberta no encontro da American Astronomical Society em Honolulu.

O exoplaneta mais próximo da estrela, chamado de TOI 700 b, tem um tamanho quase igual ao da Terra, é provavelmente rochoso e completa uma órbita a cada 10 dias. O planeta intermediário, TOI 700 c, é 2,6 vezes maior do que a Terra, completa uma órbita a cada 16 dias e provavelmente é um mundo dominado por gás. O TOI 700 d, o exoplaneta mais distante do sistema e o único na zona de habitabilidade, tem um tamanho 20% maior do que a Terra, completa uma órbita a cada 37 dias e recebe da sua estrela 86% da energia que o Sol envia para a Terra. Todos os planetas possuem uma rotação sincronizada com a estrela, o que significa que eles completam apenas uma rotação a cada órbita, de forma que uma única face fica perenemente exposta à luz.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Hubble investiga galáxia gigantesca

Para dar início ao 30º aniversário do telescópio espacial Hubble, ele obteve a imagem de uma galáxia espiral majestosa.

© Hubble (UGC 2885)

A galáxia UGC 2885 pode ser a maior conhecida no Universo local. Ela é 2,5 vezes maior que a Via Láctea e contém 10 vezes mais estrelas.

Apesar de seu tamanho gigantesco, parece que está situada silenciosamente há bilhões de anos, possivelmente absorvendo hidrogênio da estrutura filamentar do espaço intergalático. Isso está alimentando o nascimento modesto e contínuo de estrelas a uma taxa que é a metade da nossa Via Láctea. De fato, seu buraco negro central supermassivo também é um gigante adormecido; porque a galáxia não parece estar se alimentando de galáxias satélites muito menores, está sedenta de gás.

Várias estrelas em primeiro plano na Via Láctea podem ser vistas na imagem, identificadas por seus picos de difração. O mais brilhante parece estar no topo do disco da galáxia, embora a UGC 2885 esteja realmente 232 milhões de anos-luz mais distante. A galáxia gigante está localizada na constelação de Perseu.

A galáxia também foi apelidada de "galáxia de Rubin", em homenagem à astrônoma Vera Rubin (1928–2016), por Benne Holwerda da Universidade de Louisville, que observou a galáxia com o telescópio espacial Hubble. "Minha pesquisa foi em grande parte inspirada no trabalho de Vera Rubin em 1980 sobre o tamanho desta galáxia," disse Holwerda. 

Rubin mediu a rotação da galáxia, fornecendo evidências para a matéria escura que compõe a maior parte da massa da galáxia.

Os pesquisadores ainda estão tentando entender o que levou ao tamanho monstruoso da galáxia. Uma pista é que a galáxia está razoavelmente isolada no espaço e não possui galáxias próximas para colidir e atrapalhar a forma de seu disco.

A galáxia monstro devorou ​​galáxias satélites muito menores ao longo do tempo? Ou apenas acumulou gás lentamente para formar novas estrelas? Parece que ela vem evoluindo lentamente. Usando a excepcional resolução do telescópio espacial Hubble, os astrônomos estão contando o número de aglomerados de estrelas globulares no halo da galáxia, uma vasta camada de estrelas fracas ao redor da galáxia. Um excesso de aglomerados produziria evidências de que foram capturados por galáxias menores ao longo de muitos bilhões de anos.

O próximo telescópio espacial James Webb poderia ser usado para explorar o centro desta galáxia, bem como a população de aglomerados globulares. A capacidade no infravermelho deste telescópio fornecerá aos pesquisadores uma visão melhor das populações estelares subjacentes que complementarão a capacidade de luz visível do Hubble em rastrear a formação de estrelas tênues em toda a galáxia.

Fonte: ESA

A vida turbulenta de dois buracos negros supermassivos

Uma equipe internacional de astrônomos usou o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para criar a imagem mais detalhada de sempre do gás ao redor de dois buracos negros supermassivos numa galáxia em fusão.

© NRAO/ALMA/Hubble (NGC 6240)

A galáxia NGC 6240, vista pelo ALMA (topo) e pelo telescópio espacial Hubble (baixo). Na imagem do ALMA, o gás molecular é azul e os buracos negros são os pontos vermelhos.

A 400 milhões de anos-luz da Terra, na direção da constelação de Ofiúco, duas galáxias estão colidindo entre si e formando uma galáxia conhecida como NGC 6240. Esta galáxia de forma peculiar já foi observada muitas vezes, pois está relativamente perto. Mas a NGC 6240 é complexa e caótica. A colisão entre as duas galáxias ainda está em andamento, trazendo com elas dois buracos negros supermassivos em crescimento que provavelmente se vão fundir num buraco negro ainda maior.

Para compreender o que está acontecendo na NGC 6240, os astrônomos querem observar em detalhe a poeira e o gás em torno dos buracos negros, mas as imagens anteriores não eram nítidas o suficiente para tal. Novas observações do ALMA aumentaram a resolução das imagens por um fator de dez, mostrando pela primeira vez a estrutura do gás frio na galáxia, mesmo dentro da esfera de influência dos buracos negros.

"A chave para entender esta sistema galáctico é o gás molecular," explicou Ezequiel Treister da Pontificia Universidad Católica em Santiago, Chile. "Este gás é o combustível necessário para formar estrelas, mas também alimenta os buracos negros supermassivos, o que lhes permite crescer."

A maior parte do gás está localizado numa região entre os dois buracos negros. Observações menos detalhadas, feitas anteriormente, haviam sugerido que este gás podia ser um disco giratório. "Não encontramos nenhuma evidência para isso," disse Treister. "Ao invés, vemos um fluxo caótico de gás com filamentos e bolhas entre os buracos negros. Parte deste gás é expelido para fora com velocidades de até 500 km/s. Ainda não sabemos o que provocou estes fluxos."

Outra razão para observar o gás com tanto detalhe é que este ajuda a determinar a massa dos buracos negros. "Os modelos anteriores, com base em estrelas circundantes, indicaram que os buracos negros eram muito mais massivos do que esperávamos, cerca bilhões de vezes mais massivos que o Sol," disse Anne Medling da Universidade de Toledo no estado norte-americano do Ohio. "Mas estas novas imagens do ALMA mostram, pela primeira vez, a quantidade de gás capturado dentro da esfera de influência dos buracos negros. Esta massa é significativa e, portanto, estimamos agora que as massas dos buracos negros são menores: cerca de algumas centenas de milhões de vezes a massa do nosso Sol. Com base nisto, pensamos que a maioria das medições anteriores de buracos negros em sistemas como este podem estar erradas em 5 a 90%."

O gás também está mais próximo dos buracos negros do que era esperado. Está localizado num ambiente muito extremo. Acredita-se que eventualmente cairá no buraco negro ou será ejetado a altas velocidades.

Os astrônomos não encontram evidências de um terceiro buraco negro na galáxia, que outra equipe afirmou recentemente ter descoberto. "Não vemos gás molecular associado a este terceiro núcleo reivindicado," disse Treister. "Podia ser um aglomerado estelar local em vez de um buraco negro, mas precisamos de estudá-lo muito mais para dizer algo concreto sobre o objeto."

A alta sensibilidade e resolução do ALMA são cruciais para aprender mais sobre os buracos negros supermassivos e o papel do gás nas galáxias em interação. "Esta galáxia é tão complexa que nunca poderíamos saber o que está acontecendo no seu interior sem estas imagens rádio detalhadas," disse Loreto Barcos-Muñoz do NRAO (National Radio Astronomy Observatory), EUA. "Agora temos uma melhor ideia da estrutura 3D da galáxia, o que nos dá a oportunidade de entender como as galáxias evoluem durante os últimos estágios de uma fusão. Daqui a algumas centenas de milhões de anos, esta galáxia parecerá completamente diferente."

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Uma galáxia e quatro supernovas

Esta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble, mostra uma visão aproximada de uma galáxia chamada NGC 2770.

© Hubble (NGC 2770)

A NGC 2770 é intrigante, pois ao longo do tempo hospedou quatro supernovas (não visíveis aqui).

As supernovas se formam de algumas maneiras diferentes, mas sempre envolvem uma estrela que está morrendo. Estas estrelas se desequilibram, perdem o controle e explodem violentamente, brilhando brevemente tão intensamente quanto uma galáxia inteira antes de desaparecer lentamente.

Uma das quatro supernovas observadas nesta galáxia, SN 2015bh, é especialmente interessante. Esta supernova em particular teve inicialmente sua identidade questionada.

Quando foi descoberta pela primeira vez em 2015, os astrônomos classificaram a SN 2015bh como uma impostora de supernova, acreditando que não era uma estrela explosiva, mas simplesmente uma explosão imprevisível de uma estrela massiva em sua fase final da vida. 

Felizmente, os astrônomos finalmente descobriram a verdade e o objeto recebeu sua classificação correta como uma supernova do Tipo II, resultante da morte de uma estrela entre 8 e 50 vezes a massa do Sol.

Fonte: ESA

Ondas e conchas

Comparadas com as suas primas espirais mais intrincadas, as galáxias elípticas parecem nuvens macias e tênues.

© ESO (NGC 470 e NGC 474)

Essas galáxias apresentam fronteiras suaves e indefinidas, com núcleos brilhantes envolvidos num brilho difuso. No entanto, as aparências podem enganar, já que pelo menos 10% das galáxias elípticas se estendem muito além do que se poderia esperar, possuindo uma maior variedade de estruturas muito mais finas do que as que se veem à primeira vista, tais como laços e conchas. 

Localizada a cerca de 100 milhões de anos-luz de distância na constelação de Peixes, a galáxia no canto superior esquerdo da imagem chama-se NGC 474 e se trata de um excelente exemplo de uma galáxia elíptica de concha; enormes caudas finas rodeiam o corpo principal da galáxia, enquanto a estrutura interna é formada por uma série de anéis concêntricos aninhados. De fato, a extensão total da galáxia não está sequer contida neste campo de visão. As regiões mais exteriores da NGC 474, semelhantes a tentáculos, alastram-se como fumaça, estendendo-se para o exterior e atingindo enormes distâncias além do corpo principal da galáxia.

Os astrônomos não sabem ao certo por que algumas galáxias apresentam esta forma e estrutura, mas acreditam estar relacionado com a gravidade, ou seja, como é que as galáxias próximas interagem gravitacionalmente umas com as outras. É possível que a galáxia espiral no canto inferior direito, NGC 470, tenha atraído, durante bilhões de anos, a sua companheira maior, fazendo com que ondas de densidade alterem a sua estrutura.

Fonte: ESO

Telescópio vai procurar anãs marrons e exoplanetas "fugitivos"

Quão pequenos são os objetos celestes menores que se formam como estrelas, mas que não produzem a sua própria luz? Quão comuns são em comparação com estrelas de pleno direito? E que dizer dos "planetas fugitivos", que se formam em torno de estrelas antes de serem lançados para o espaço interestelar?

© NASA/JPL-Caltech (NGC 1333)

Quando o telescópio espacial James Webb da NASA for lançado em 2021, lançará luz sobre estas questões.

A sua resposta vai definir um limite entre objetos que se formam como estrelas, que nascem de nuvens de gás e poeira em colapso gravitacional e aqueles que se formam como planetas, criados quando o gás e a poeira se aglomeram num disco em torno de uma estrela jovem. Também vai distinguir, entre ideias concorrentes, as origens das anãs marrons, objetos com massas entre 1% e 8% a massa do Sol que não conseguem sustentar a fusão de hidrogênio nos seus núcleos.

Num estudo liderado por Aleks Scholz da Universidade de St. Andrews no Reino Unido, pesquisadores vão usar o telescópio espacial James Webb para descobrir os residentes menores e mais tênues de um berçário estelar próximo chamado NGC 1333. O agloemerado estelar está localizado a cerca de 1.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Perseu. Também é muito compacto e contém muitas estrelas jovens. Estes três fatores tornam-no no local ideal para estudar a formação estelar em ação, particularmente para aqueles interessados em objetos muito fracos e flutuantes.

"As anãs marrons menos massivas identificadas até agora têm apenas cinco a dez vezes a massa do planeta Júpiter," explicou Scholz. "Ainda não sabemos se objetos ainda mais leves se formam nos berçários estelares. Com o Webb, esperamos identificar pela primeira vez membros do aglomerado tão pequenos quanto Júpiter. Os seus números, em relação às mais massivas anãs marrons e estrelas, vão lançar luz sobre as suas origens e também fornecer pistas importantes sobre o processo mais amplo de formação estelar."

Objetos de massa muito baixa são frios, o que significa que emitem a maior parte da sua luz em comprimentos de onda infravermelhos. A observação da radiação infravermelha com telescópios terrestres é complexa por causa da interferência da atmosfera da Terra. Devido ao seu tamanho e à capacidade de ver a radiação infravermelha com uma sensibilidade sem precedentes, o Webb é ideal para encontrar e caracterizar objetos fugitivos (ou flutuantes) com massas inferiores a cinco vezes a massa de Júpiter.

A distinção entre as anãs marrons e os planetas gigantes é imprecisa.

"Existem alguns objetos com massas abaixo da marca dos 10 Júpiteres que flutuam livremente pelo aglomerado. Dado que não orbitam nenhuma estrela em particular, podemos chamá-los de anãs marrons, ou objetos de massa planetária, pois não os conhecemos melhor," disse Koraljka Muzic da Universidade de Lisboa em Portugal. "Por outro lado, alguns planetas gigantes e massivos podem ter reações de fusão. E algumas anãs marrons podem formar-se num disco."

Há também a questão dos planetas "fugitivos", objetos que se formam como planetas e mais tarde são expelidos dos seus sistemas solares. Estes corpos flutuantes estão condenados a vaguear para sempre entre as estrelas.

A equipe irá usar o instrumento NIRISS (Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph) do telescópio espacial James Webb para estudar estes vários objetos de baixa massa. Um espectrógrafo divide a luz de uma única fonte nas suas cores componentes, da mesma maneira que um prisma divide a luz branca num arco-íris. Esta luz transporta impressões digitais produzidas quando o material emite ou interage com a luz. Os espectrógrafos permitem que os pesquisadores analisem estas impressões digitais e descubram propriedades como a temperatura e composição.

O NIRISS vai fornecer informações simultâneas para dúzias de objetos. "Isto é fundamental. Para uma confirmação inequívoca de uma anã marron ou de um planeta flutuante, precisamos de ver as assinaturas de absorção de moléculas, água ou metano, principalmente, no espectro," explicou Ray Jayawardhana da Universidade de Cornell.

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.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Spitzer estuda "parque" estelar com uma longa história

Esta imagem do telescópio espacial Spitzer da NASA mostra a Nuvem Molecular de Perseu, uma enorme coleção de gás e poeira que se estende por mais de 500 anos-luz em diâmetro.

© NASA/JPL-Caltech (Nuvem Molecular de Perseu)

Lar de uma abundância de jovens estrelas, há décadas que atrai a atenção dos astrônomos.

O instrumento MIPS (Multiband Imaging Photometer) do Spitzer obteve esta imagem durante a "missão fria" do telescópio, que decorreu desde o seu lançamento em 2003 até 2009, quando o telescópio espacial esgotou o seu reservatório refrigerante de hélio líquido (isto marcou o início da "missão quente" do Spitzer). A luz infravermelha não pode ser vista pelo olho humano, mas os objetos quentes, desde corpos humanos a nuvens de poeira interestelar, emitem radiação infravermelha.

A radiação infravermelha da poeira quente gera grande parte do brilho visto aqui da Nuvem Molecular de Perseu. Os aglomerados estelares, como aquele perto do lado esquerdo da imagem, geram ainda mais luz infravermelha e iluminam as nuvens ao redor, como o Sol iluminando um céu nublado ao pôr-do-Sol. Grande parte da poeira vista aqui emite pouca ou nenhuma luz visível (na verdade, a poeira bloqueia a luz visível) e, portanto, é revelada mais claramente em observatórios infravermelhos como o Spitzer.

No lado direito da imagem, há um grupo brilhante de jovens estrelas conhecido como NGC 1333, que o Spitzer observou várias vezes. Está localizado a cerca de 1.000 anos-luz da Terra. Parece distante, mas está próximo em comparação com o tamanho da nossa Galáxia, que tem cerca de 100.000 anos-luz em diâmetro. A proximidade de NGC 1333 e as fortes emissões no infravermelho tornaram-no visível para os astrônomos, usando alguns dos primeiros instrumentos infravermelhos.

De fato, algumas das suas estrelas foram observadas na década de 1980 com o IRAS (Infrared Astronomical Survey), uma missão conjunta entre a NASA, o Reino Unido e os Países Baixos. O primeiro telescópio espacial do seu gênero observou o céu nestes comprimentos de onda bloqueados pela atmosfera da Terra, fornecendo a primeira visão infravermelha do Universo.

Só sobre NGC 1333 foram escritos mais de 1.200 artigos científicos, e tem sido estudado em outros comprimentos de onda, incluindo pelo telescópio espacial Hubble, que detecta principalmente a luz visível, e pelo observatório de raios X Chandra.

Muitas estrelas jovens no aglomerado estão liberando quantidades enormes de material para o espaço. À medida que o material é expelido, é aquecido e colide com o meio interestelar circundante. Estes fatores fazem com que os jatos irradiem intensamente e podem ser vistos em estudos detalhados da região. Isto proporcionou aos astrônomos uma visão clara de como as estrelas passam de uma adolescência às vezes turbulenta para uma idade adulta mais calma.

Outros aglomerados de estrelas vistos abaixo de NGC 1333 nesta imagem representam um mistério fascinante para os astrônomos: parecem conter estrelas de várias idades. De acordo com Luisa Rebull, astrofísica do IRSA (Infrared Science Archive) da NASA no Caltech-IPAC, que estudou NGC 1333 e alguns dos aglomerados na região, uma mistura tão compacta de idades é extremamente incomum. Embora muitas irmãs estelares se possam formar em grupos íntimos, as estrelas estão sempre se movendo e, à medida que envelhecem, tendem a afastar-se cada vez mais.

Encontrar uma mistura tão compacta de idades aparentes não encaixa bem nas ideias atuais sobre como as estrelas evoluem.

Desde as primeiras observações do IRAS que a área passou a ter um foco mais nítido, um processo comum na astronomia. Novos instrumentos fornecem mais sensibilidade e novas técnicas, e a história torna-se mais clara a cada nova geração de observatórios. No dia 30 de janeiro de 2020, a NASA vai desativar o telescópio espacial Spitzer, mas o seu legado abriu caminho para os próximos observatórios, incluindo o telescópio espacial James Webb, que também observará no infravermelho.

Os dados do Spitzer-MIPS usados nesta imagem estão no comprimento de onda dos 24 micrômetros. Pequenas lacunas ao longo dos lados desta imagem, áreas não observadas pelo Spitzer, foram preenchidas com dados de 22 micrômetros do WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) da NASA.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

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