O declínio da mais jovem nebulosa planetária

É fácil acreditar que as constelações e outras maravilhas celestiais sempre existiram. Mas nebulosas como as nebulosas Olho de Gato e Anel são, na verdade, novatas, astronomicamente falando.

© Hubble (nebulosa Hen 3-1357)

Esta é uma história sobre a incomum nebulosa planetária Stingray, também denominada Nebulosa da Arraia, que está desaparecendo rapidamente ao longo de apenas 20 anos. Mas isso é o fim da história. 

Seu início foi igualmente sensacional. As nebulosas planetárias são objetos coloridos e muitas vezes deslumbrantes que nada têm a ver com planetas. Estas nuvens de gás são feitas por estrelas comuns à medida que suas vidas vão diminuindo. Cerca de 1.000 anos depois, a forte luz ultravioleta emitida pela estrela em redução acende o gás, da mesma forma que a eletricidade faz com que as luzes de neon fiquem fluorescentes. 

As nebulosas planetárias persistem por alguns milhares de anos enquanto a estrela moribunda irradia lenta mas implacavelmente seu último calor para o espaço e esfria. Algumas destas nebulosas pairaram no céu desde os anos dos Neandertais e Cro Magnons.

Mas nesta época os astrônomos nunca viram nenhuma de nossas conhecidas nebulosas planetárias, e todas as nebulosas planetárias que eles poderiam ter identificado já se foram.

O telescópio espacial Hubble observou cerca de 100 destes objetos, começando com a nebulosa Olho de Gato em 1994. Ao comparar imagens que abrangem 20 anos ou mais, observa-se o mais próximo se expandir suavemente sem alterar suas formas ou brilho. 

A nebulosa planetária Stingray está em torno da estrela SAO 244567. A estrela é observada periodicamente desde 1890, mas sua nebulosa planetária parece ter aparecido na década de 1980, quando não esta sendo observada. 

O Hubble foi o primeiro a captar sua imagem em 1992. Isso a torna a única nebulosa planetária a ser captada logo depois de se tornar luminosa. Agora, pela primeira vez, foi descoberto que a Nebulosa da Arraia parece destinada a desaparecer nos próximos anos. 

Um declínio tão rápido nunca foi observado em uma nebulosa planetária, apenas supernovas muito raras desvanecem tão rapidamente. Misteriosamente, sua luz avermelhada diminuiu muito menos, por um fator entre 2 e 10. 

Sua estrela central SAO 244567 ejetou o gás que compõe a nebulosa há cerca de 1.000 anos. Em 1981, observações mostraram que o brilho da estrela caiu rápida e inesperadamente quando a estrela encolheu repentinamente. Ao mesmo tempo, a superfície da estrela aqueceu por um fator de cinco (a 60.000 K) em cerca de uma década. 

Quando a estrela quente começou a produzir luz ultravioleta, o gás ejetado tornou-se fluorescente, explicando assim o súbito aparecimento da nebulosa na década de 1980. Desde então, a nebulosa está desaparecendo à medida que a estrela encolhida emite menos luz ultravioleta. 

O que aconteceu dentro da estrela na década de 1980, quando a nebulosa planetária Stingray apareceu pela primeira vez?

Uma resposta possível vem de um grupo liderado por Nicole Reindl, do Observatório de Potsdam, Alemanha. Os pesquisadores postulam que a estrela passou por um súbito flash de hélio, no qual algum hélio não queimado no núcleo da estrela reacendeu inesperadamente. A explosão de um novo calor enviou o núcleo da estrela vários passos para trás em sua evolução normal. 

Este evento interrompeu as camadas externas visíveis da estrela, levando-as a um estado altamente incomum. Agora que o flash de hélio terminou, é previsto que o núcleo da estrela irá retomar o caminho evolutivo normal que vinha seguindo antes do flash de hélio. Conforme as camadas externas da estrela se reassentam, elas podem começar a brilhar nos próximos 50 anos, e a fluorescência da nebulosa pode muito bem ser retomada. 

Infelizmente, o telescópio espacial Hubble, agora com 30 anos, está envelhecendo. Remodelado pela última vez por astronautas em 2009 com seis novos giroscópios de direção, o telescópio tem apenas três que permanecem operacionais e um deles está apresentando sinais de grande degradação. Não há possibilidade de efetuar outra reforma no momento, então o telescópio tem vida útil limitada. Espera-se que o Hubble dure o suficiente para captar o renascimento nebular, presumindo que realmente aconteça.

Fonte: Sky & Telescope

Gás veloz fluindo para longe de cinturão de asteroides de jovem estrela

Os astrônomos detectaram o gás monóxido de carbono em movimento rápido fluindo de uma estrela jovem de baixa massa: um estágio único na evolução planetária que pode fornecer uma visão sobre como o nosso próprio Sistema Solar evoluiu e sugere que a maneira como os sistemas se desenvolvem pode ser mais complicada do que se pensava.

© U. Cambridge (ilustração do sistema No Lup)

Embora não esteja claro como o gás está sendo expelido tão depressa, uma equipe de pesquisadores, liderada pela Universidade de Cambridge, pensa que pode ser produzido a partir de cometas gelados sendo vaporizados no cinturão de asteroides da estrela. 

A detecção foi feita com o ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimetre Array) no Chile, como parte de um levantamento de estrelas jovens de 'classe III', relatado num artigo científico anterior. Algumas destas estrelas de classe III estão rodeadas por discos de detritos, que se pensa serem formados por colisões contínuas de cometas, asteroides e outros objetos sólidos, conhecidos como planetesimais, nos confins de sistemas planetários recentemente formados. 

Os remanescentes de poeira e detritos destas colisões absorvem a luz das suas estrelas centrais e irradiam esta energia como um brilho fraco que pode ser estudado com o ALMA.

Nas regiões internas dos sistemas planetários, espera-se que os processos de formação planetária resultem na perda de toda a poeira mais quente, e as estrelas da classe III são aquelas que ficam com, no máximo, poeira tênue e fria. Estes tênues cinturões de poeira fria são semelhantes aos discos de detritos vistos em torno de outras estrelas, idênticos ao Cinturão de Kuiper do Sistema Solar, que é conhecido por hospedar asteroides muito maiores e cometas. 

No levantamento, descobriu-se que a estrela em questão, NO Lup, que tem cerca de 70% da massa do nosso Sol, tem um disco empoeirado de baixa massa, mas é a única estrela da classe III onde foi detectado o gás monóxido de carbono, a primeira vez para este tipo de estrela jovem com o ALMA. 

Embora se saiba que muitas estrelas jovens ainda hospedam os discos formadores de planetas ricos em gás a partir dos quais nascem, o de NO Lup é mais evoluído, e seria de esperar que tivesse perdido este gás primordial após a formação dos seus planetas. 

A detecção do gás monóxido de carbono é rara, tornando a observação única da escala e da velocidade do gás, o que levou a um estudo de acompanhamento para explorar o seu movimento e origens. 

Este modelo mostrou que o gás é totalmente consistente com um cenário em que está sendo lançado para fora a cerca de 22 km/s, muito mais rápido do que qualquer velocidade orbital estável. Uma análise posterior também mostrou que o gás pode ser produzido durante as colisões entre asteroides, ou durante períodos de sublimação na superfície dos cometas da estrela, que devem ser ricos em monóxido de carbono gelado. 

Foram recolhidas recentemente evidências do mesmo processo no Sistema Solar com a missão New Horizons da NASA, quando observou o objeto Ultima Thule (ou Arrokoth) em 2019, do Cinturão de Kuiper, e encontrou a evolução de sublimação à superfície do corpo gelado, que teve lugar há cerca de 4,5 bilhões de anos. O mesmo evento que vaporizou cometas no Sistema Solar há bilhões de anos pode ter sido captado pela primeira vez a mais de 400 anos-luz de distância, num processo que pode ser comum em torno de estrelas formadoras de planetas, e que pode ter implicações na evolução de todos os cometas, asteroides e planetas.

Embora foi visto gás produzido por planetesimais em sistemas mais antigos, o ritmo de liberação no qual o gás está sendo produzido neste sistema e a sua natureza de fluxo são bastante notáveis, e apontam para uma fase de evolução do sistema planetário que é visto aqui pela primeira vez.

Os resultados foram aceitos para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Cambridge

Novos dados do Hubble explicam matéria escura em falta

Novos dados do telescópio espacial Hubble fornecem mais evidências para a interrupção de marés na galáxia NGC 1052-DF4.

© Observatório Teide (região em torno da galáxia NGC 1052-DF4)

Este resultado explica uma descoberta anterior de que esta galáxia está perdendo a maior parte da sua matéria escura. Ao estudar a luz da galáxia e a distribuição dos aglomerados globulares, notou-se que as forças da gravidade da galáxia vizinha NGC 1035 retiraram a matéria escura de NGC 1052-DF4 e agora estão destruindo a galáxia.

Em 2018, pesquisadores usando o telescópio espacial Hubble e vários outros observatórios descobriram, pela primeira vez, uma galáxia na nossa vizinhança cósmica desprovida da maior parte da sua matéria escura. 

Esta descoberta da galáxia NGC 1052-DF2 foi uma surpresa para os astrônomos, pois entende-se que a matéria escura é constituinte chave dos modelos atuais de formação e evolução galáctica. Na verdade, sem a presença da matéria escura, o gás primordial não teria força gravitacional suficiente para começar a entrar em colapso e formar novas galáxias.

Um ano depois, foi descoberta outra galáxia sem matéria escura, NGC 1052-DF4, o que gerou intensos debates entre os astrônomos sobre a natureza destes objetos. Agora, novos dados do Hubble foram usados para explicar a razão por trás da falta de matéria escura na NGC 1052-DF4, que reside a 45 milhões de anos-luz de distância. 

Descobriu-se que a falta de matéria escura pode ser explicada pelos efeitos de perturbação de marés. As forças da gravidade da vizinha galáxia massiva NGC 1035 estão dilacerando a NGC 1052-DF4. Durante este processo, a matéria escura é removida, enquanto as estrelas recebem os efeitos da interação com outra galáxia num estágio posterior.

Até agora, esta forma de remoção de matéria escura permaneceu escondida, pois só pode ser observada usando imagens extremamente profundas que podem revelar características extremamente tênues. 

Graças à alta resolução do Hubble, foi possível identificar a população de aglomerados globulares da galáxia. O GTC (Gran Telescopio Canarias) de 10,4 metros e o telescópio IAC80, também nas Canárias, Espanha, foram usados para complementar as observações do Hubble, estudando ainda mais os dados. 

Pensa-se que os aglomerados globulares sejam formados nos episódios de intensa formação estelar que dão forma às galáxias. Os seus tamanhos compactos e a luminosidade tornam-nos facilmente observáveis e, portanto, são bons rastreadores das propriedades da sua galáxia hospedeira. 

Desta forma, ao estudar e caracterizar a distribuição espacial dos aglomerados na NGC 1052-DF4, os astrônomos podem desenvolver uma visão do estado atual da própria galáxia. O alinhamento destes aglomerados globulares sugere que estão sendo "despojados" da sua galáxia hospedeira, e isso apoia a conclusão de que está ocorrendo perturbação de marés.

Ao estudar a luz da galáxia, foram encontradas evidências de caudas de maré, que são formadas por material que se afasta da NGC 1052-DF4, isto apoia ainda mais a conclusão de que é um evento de perturbação. 

Análises adicionais concluíram que as partes centrais da galáxia permanecem intocadas e apenas +/- 7% da massa estelar da galáxia está hospedada nestas caudas de maré. Isto significa que a matéria escura, que está menos concentrada do que as estrelas, foi previamente e preferencialmente removida da galáxia, e agora o componente estelar externo está começando a ser removido também.

Com o tempo, a NGC 1052-DF4 será canibalizada pelo grande sistema em torno de NGC 1035, com pelo menos algumas das suas estrelas flutuando livremente no espaço profundo.

A descoberta de evidências que apoiam o mecanismo de perturbação de marés como a explicação para a falta de matéria escura na galáxia não só resolveu um enigma astronômico, como também trouxe um suspiro de alívio aos astrônomos. Esta descoberta reconcilia o conhecimento existente de como as galáxias se formam e evoluem com o modelo cosmológico mais favorável.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canárias

Um buraco negro pode dizimar uma galáxia?

Pensa-se que os buracos negros mais famintos devoram tanto material circundante que acabam com a "vida" da sua galáxia hospedeira.

© NASA/Daniel Rutter (ilustração da galáxia chamada CQ4479)

Este processo de voraz alimentação é tão intenso que cria um objeto altamente energético chamado quasar - um dos objetos mais brilhantes do Universo - à medida que a matéria giratória é sugada para dentro do buraco negro.

Agora, os pesquisadores descobriram uma galáxia que está sobrevivendo às forças vorazes do buraco negro, continuando a gerar novas estrelas, cerca de 100 estrelas do tamanho do Sol por ano. 

A descoberta de um telescópio num avião, o SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy), pode ajudar a explicar como é que as galáxias massivas surgiram, embora o Universo hoje seja dominado por galáxias que já não formam mais estrelas. 

O SOFIA, um projeto conjunto da NASA e do Centro Aeroespacial Alemão, DLR, estudou uma galáxia extremamente distante, localizado a mais de 5,25 bilhões de anos-luz de distância, chamada CQ4479. No seu núcleo está um tipo especial de quasar chamado de "quasar frio", que foi descoberto recentemente por Allison Kirkpatrick, professora assistente da Universidade do Kansas. 

Neste tipo de quasar, o buraco negro ativo ainda está se abastecendo com material da sua galáxia hospedeira, mas a intensa energia do quasar não destruiu todo o gás frio, de modo que as estrelas podem continuar se formando e a galáxia continua viva. 

Esta é a primeira vez que os pesquisadores observam em detalhe um quasar frio, medindo diretamente o crescimento do buraco negro, o ritmo da formação estelar e quanto gás frio resta para abastecer a galáxia. Se este crescimento em conjunto continuar, o buraco negro e as estrelas em seu redor triplicariam de massa antes que a galáxia chegue ao fim da sua vida.

Os quasares são os objetos mais brilhantes e distantes do Universo, e se formam quando um buraco negro especialmente ativo consome grandes quantidades de material da galáxia circundante, criando fortes forças gravitacionais. À medida que mais e mais material gira cada vez mais depressa em direção ao centro do buraco negro, o material é aquecido e brilha intensamente. 

Um quasar produz tanta energia que muitas vezes ofusca tudo em seu redor, obliterando tentativas de observar a sua galáxia hospedeira. As teorias atuais preveem que esta energia aquece ou expulsa o gás frio necessário para formar estrelas, impedindo o nascimento estelar e causando um golpe letal no crescimento de uma galáxia. 

Mas o SOFIA revela que há um período relativamente curto em que o nascimento estelar da galáxia pode continuar enquanto o "banquete" do buraco negro alimenta as poderosas forças do quasar. 

Em vez de observar diretamente as estrelas recém-nascidas, o SOFIA usou o telescópio de 2,5 metros para detectar a radiação infravermelha irradiada da poeira aquecida pelo processo de formação estelar. 

Usando dados recolhidos pelo instrumento HAWC+ (High-resolution Airborne Wideband Camera-Plus) do SOFIA, os cientistas foram capazes de estimar a quantidade de formação estelar ao longo dos últimos 100 milhões de anos. 

A curta janela de tempo conjunto do crescimento do buraco negro e da formação estelar representa uma fase inicial na morte de uma galáxia, em que esta ainda não sucumbiu aos efeitos devastadores do quasar. 

São necessárias mais investigações com o SOFIA para saber se muitas outras galáxias passam por uma fase semelhante de crescimento conjunto do buraco negro e da formação estelar antes de finalmente chegarem ao fim da sua vida. As observações futuras com o telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto para 2021, podem descobrir como os quasares afetam a forma geral das suas galáxias hospedeiras.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

NGC 6822: A Galáxia de Barnard

Grandes galáxias espirais frequentemente parecem obter toda a glória, exibindo seus jovens e brilhantes aglomerados de estrelas azuis em belos braços espirais simétricos.

© Martin Pugh/Mark Hanson (Galáxia de Barnard)

Mas pequenas galáxias também formam estrelas, como a vizinha NGC 6822, também conhecida como Galáxia de Barnard. Além dos ricos campos estelares na constelação de Sagitário, a NGC 6822 está a apenas 1,5 milhão de anos-luz de distância, sendo membro do nosso Grupo Local de galáxias. 

A NGC 6822 é uma galáxia anã irregular semelhante à Pequena Nuvem de Magalhães, e tem cerca de 7.000 anos-luz de diâmetro. 

As estrelas mais brilhantes em primeiro plano na Via Láctea têm uma aparência pontiaguda. Atrás delas, a Galáxia de Barnard é vista preenchida com jovens estrelas azuis e manchada com o brilho de hidrogênio rosado revelador de regiões de formação de estrelas nesta imagem composta de cores profundas.

Fonte: NASA

Uma explosão do passado

Uma equipe internacional de astrônomos usando o instrumento GNIRS acoplado ao telescópio Gemini Norte descobriu que CK Vulpeculae, vista pela primeira vez como uma nova estrela brilhante em 1670, está aproximadamente cinco vezes mais distante do que se pensava anteriormente.

© Gemini (a enigmática nebulosa CK Vulpeculae)

Isto torna a explosão de CK Vulpeculae em 1670 muito mais energética do que o estimado anteriormente e coloca-a numa classe misteriosa de objetos que são demasiado brilhantes para serem membros do tipo bem conhecido de explosões denominadas novas, mas demasiado fracas para serem supernovas.

Há 350 anos, o monge francês Anthelme Voituret viu uma nova estrela reluzente brilhar na constelação da Raposa (ou Vulpecula). Nos meses seguintes, a estrela tornou-se quase tão brilhante quanto a Estrela Polar e foi monitorada por alguns dos principais astrônomos da época antes de desvanecer após um ano. Os astrônomos do século XVII que observaram esta nova e brilhante estrela CK Vulpeculae incluem o astrônomo polaco Johannes Hevelius e o astrônomo franco-italiano Giovanni Domenico Cassini, que descobriu quatro das luas de Saturno. 

Após desaparecer em 1671 houveram várias tentativas infrutíferas, ao longo dos séculos, de a observar novamente, algumas por astrônomos famosos como Halley, Pickering e Humason.

A nova estrela eventualmente ganhou o nome de CK Vulpeculae e foi considerada por muito tempo o primeiro exemplo documentado de uma nova, um evento astronômico fugaz decorrente de uma explosão num sistema binário próximo no qual um membro é uma anã branca, o remanescente de uma estrela semelhante ao Sol. 

No entanto, uma série de resultados recentes colocou a classificação de longa data de CK Vulpeculae como uma nova em dúvida. Em 2015, astrônomos sugeriram que o aparecimento de CK Vulpeculae em 1670 foi o resultado de duas estrelas normais passando por uma colisão cataclísmica. 

Pouco mais de três anos depois, os mesmos astrônomos propuseram ainda que uma das estrelas era na verdade uma estrela gigante vermelha inchada, após a descoberta de um isótopo radioativo de alumínio nas imediações do local da explosão de 1670.

Para complicar ainda mais a situação, um outro grupo de astrônomos propôs uma interpretação diferente. No seu artigo, também publicado em 2018, sugeriram que o brilho repentino em 1670 foi o resultado da fusão entre uma anã marrom, uma estrela falhada demasiado pequena para brilhar através da fusão termonuclear que alimenta o Sol, e uma anã branca. 

Agora, acrescentando ao mistério em andamento em torno de CK Vulpeculae, novas observações do Observatório Gemini revelam que este objeto astronômico enigmático está muito mais longe e expeliu gás a velocidades muito mais altas do que relatado anteriormente.  

Notou-se que a detecção infravermelha seria muito mais difícil do que originalmente pensavam. Os astrônomos improvisaram e obtiveram observações infravermelhas de toda a extensão de CK Vulpeculae, incluindo os dois fragmentos de nebulosidade nas suas fronteiras mais externas.

A assinatura dos átomos de ferro desviados para o vermelho e para o azul detectados mostra que a nebulosa está se expandindo muito mais depressa do que as observações anteriores sugeriam. Assim como a frequência de uma sirene de uma ambulância muda dependendo se o veículo se move na nossa direção ou se afasta, os objetos astronômicos mudam de cor dependendo se estão se movendo na direção do observador ou afastando-se do observador. Os objetos que se afastam da Terra ficam mais vermelhos (o chamado desvio para o vermelho) e os objetos que se aproximam ficam mais azuis (o chamado desvio para o azul). 

Foi observado que os gás se deslocava inesperadamente com velocidade de aproximadamente 7 milhões de quilômetros por hora. Ao medir a velocidade de expansão da nebulosa e quanto as nuvens mais externas se moveram durante os últimos dez anos, e contabilizando a inclinação da nebulosa no céu noturno, que havia sido estimada anteriormente por outros, foi determinado  que CK Vulpeculae fica a aproximadamente 10.000 anos-luz de distância do Sol, cerca de cinco vezes mais distante do que se pensava anteriormente. 

Isto quer dizer que a explosão de 1670 foi muito mais brilhante, liberando cerca de 25 vezes mais energia do que o estimado anteriormente. Esta estimativa muito maior da quantidade de energia liberada significa que qualquer evento que provocou o súbito aparecimento de CK Vulpeculae foi muito mais violento do que uma simples nova.

A aparência visual da nebulosa CK Vulpeculae e as altas velocidades observadas podem ajudar a reconhecer relíquias de eventos semelhantes que ocorreram no passado. É difícil neste momento fornecer uma explicação convincente para a origem da explosão de CK Vulpeculae. A natureza da explosão permanece um mistério.

Fonte: Gemini Observatory

Um disco de formação planetária abastecido pela nuvem progenitora

Os sistemas estelares como o nosso formam-se dentro de nuvens interestelares de gás e poeira que colapsam produzindo estrelas jovens rodeadas por discos protoplanetários.

© MPE (filamentos de acreção em torno de protoestrela)

Esta imagem em cores falsas mostra os filamentos de acreção em torno da protoestrela [BHB2007] 1. As grandes estruturas são fluxos de gás molecular (CO) que alimentam o disco que rodeia a protoestrela. A inserção mostra a emissão de poeira do disco, visto de lado. Os "buracos" no mapa de poeira representam uma enorme divisão anular vista na estrutura do disco.

Os planetas formam-se dentro destes discos protoplanetários, deixando divisões claras, que foram recentemente observadas em sistemas evoluídos, no momento em que a nuvem progenitora foi dissipada.

O ALMA revelou agora um disco protoplanetário evoluído com uma grande divisão ainda sendo alimentado pela nuvem circundante por meio de grandes filamentos de acreção. Isto mostra que a acreção de material no disco protoplanetário continua por mais tempo do que se pensava anteriormente, afetando a evolução do futuro sistema planetário. 

Uma equipe de astrônomos liderados pelo Dr. Felipe Alves do Centro para Estudos Astroquímicos do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre usou o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para estudar o processo de acreção no objeto estelar [BHB2007] 1, um sistema localizado na ponta da Nuvem Molecular do Cachimbo. 

Os dados do ALMA revelam um disco de poeira e gás em torno da protoestrela e grandes filamentos de gás em torno deste disco. Os cientistas interpretam estes filamentos como "serpentinas" de acreção que alimentam o disco com material extraído da nuvem ambiente. O disco reprocessa o material acretado, entregando-o à protoestrela. 

A estrutura observada é muito incomum para objetos estelares neste estágio de evolução, com uma idade estimada em 1.000.000 anos, quando os discos circunstelares já estão formados e amadurecidos para a formação planetária.

A atividade dos filamentos de acreção demonstra que o disco ainda está crescendo enquanto simultaneamente nutre a protoestrela. A equipe também relata a presença de uma enorme lacuna dentro do disco. A divisão tem uma largura de 70 UA (Unidades Astronômicas) e abrange uma zona compacta de gás molecular quente.

Além disso, dados suplementares em frequências rádio pelo VLA (Very Large Array) apontam para a existência de emissão não-térmica no mesmo local onde foi detectado o gás quente.

Estas duas linhas de evidência indicam que um objeto subestelar, um jovem planeta gigante ou uma anã marrom, está presente na divisão. À medida que este companheiro acreta material do disco, aquece o gás e possivelmente fornece energia com fortes jatos ionizados.

A equipe estima que um objeto com uma massa entre 4 e 70 massas de Júpiter seja necessário para produzir a lacuna observada no disco. As observações indicam fortemente que os discos protoplanetários continuam acumulando material também após o início da formação planetária. Isto é importante porque o material fresco que cai no disco afetará tanto a composição química do futuro sistema planetário quanto a evolução dinâmica de todo o disco. 

Estas observações também impõem novas restrições temporais para a formação dos planetas e da evolução do disco, esclarecendo como sistemas estelares como o nosso são esculpidos a partir da nuvem original.

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Registrada raríssima explosão do tipo kilonova

Há muito tempo atrás, e em uma região distante do Universo, uma enorme explosão de raios gamas liberou, em meio segundo, mais energia do que o Sol irá produzir durante todo o seu período estimado de 10 bilhões de anos de vida.

© Scientific American (nascimento de um magnetar da fusão de estrelas de nêutrons)

Após terem examinado essa incrível explosão na forma de ondas luminosas visíveis, de rádio, de raio X e na região do infravermelho, uma equipe de astrofísicos acredita que o fato ocorrido foi o nascimento de um tipo de estrela chamada de magnetar. 

Os pesquisadores acreditam que o magnetar se formou a partir da fusão de duas estrelas de nêutrons. A fusão resultou em um fenômeno astronômico conhecido como kilonova, a mais brilhante já observada. A luz finalmente chegou à Terra no dia 22 de maio de 2020. A luz se apresentou primeiro como uma explosão de raios gama, chamada de pequena erupção de raios gama.

“Quando duas estrelas de nêutron se fundem, o resultado previsto mais comum é que formem uma estrela de nêutrons pesada que colapsa para formar um buraco negro após milisegundos, ou até menos,” disse Wen-fai Fong, pesquisador da Universidade Northwestern que liderou o estudo. “Nosso estudo mostra que é possível que, nesse tipo particular de explosão de raio gama, o objeto pesado tenha sobrevivido. Ao invés de colapsar em um buraco negro, formou-se uma magnetar: uma estrela de nêutrons que rotaciona rapidamente e que possui um grande campo magnético, liberando energia para seus arredores e criando o brilho luminoso que nós observamos”. 

Após a primeira detecção da luz, feita pelo Observatório Neil Gehrels Swift, da NASA, os cientistas rapidamente recorreram a outros telescópios, incluindo o telescópio espacial Hubble e o Observatório W.M. Keck, para estudar o pós-explosão e a galáxia onde ela ocorreu. 

A equipe de Fong rapidamente percebeu que algo não fazia sentido. Em comparação com o que se pode observar nos comprimentos de raio X e de rádio, as emissões próximas ao infravermelho, detectadas pelo Hubble, eram muito luminosas. Na realidade, tinham uma luminosidade 10 vezes superior ao previsto.

Fong e sua equipe discutiram diversas possibilidades para explicar essa luminosidade inusitada observada pelo Hubble, conhecida como pequena erupção de raios gama. Os pesquisadores acreditam que essas pequenas erupções são causadas pela fusão de duas estrelas de nêutrons, que são objetos extremamente densos. Embora a maioria das pequenas erupções de raios gama provavelmente resultem na formação de um buraco negro, nesse caso as duas estrelas de nêutrons que se fundiram podem ter se combinado para formar um magnetar, que é uma estrela de nêutrons supermassiva que possui um campo magnético muito poderoso. 

O que existe basicamente são linhas de campo magnético que estão ancoradas na estrela que está rotacionando cerca de 1.000 vezes por segundo, e isso produz um vento magnetizado. Essas linhas magnéticas em rotação extraem a energia rotacional da estrela de nêutrons formada na fusão, e depositam essa energia no material que é ejetado pela explosão, o que faz com que o material brilhe ainda mais.

“Nós sabemos que os magnetares são reais porque podemos vê-los em nossa galáxia,” disse Fong. “Nós acreditamos que a maioria deles se formou devido às explosões de estrelas muito massivas, que deixam como remanescentes essas estrelas de nêutrons altamente magnetizadas. Porém, é possível que uma pequena porção deles tenha se formado devido por uma fusão de estrelas de nêutrons. Nunca havíamos visto algo assim, ainda mais em luz infravermelha, o que torna essa descoberta especial.” 

As Kilonovas, que geralmente brilham 1.000 vezes mais que uma clássica explosão de supernova, geralmente estão acompanhadas por pequenas erupções de raios gama. Singulares por se formarem a partir da fusão de dois objetos compactos, as kilonovas brilham a partir do decaimento radioativo de elementos pesados que são ejetados durante a fusão, que produz elementos valiosos como ouro e urânio.

Até hoje, só temos registro de uma kilonova confirmada e detalhada. Logo, é bastante empolgante encontrar uma possível nova kilonova, que parece ser tão diferente. Essa descoberta permite a oportunidade de explorar a diversidade de kilonovas e dos objetos remanescentes que elas geram. 

Se essa luminosidade inesperada, observada pelo Hubble, for devida a um magnetar que depositou energia dentro do material kilonova, então, após alguns anos, o material que foi ejetado por essa erupção irá produzir radiação na forma de ondas de rádio. Futuras observações de rádio poderão efetivamente mostrar que se tratava de um magnetar, e assim será possível explicar como se formam tais objetos. 

A pesquisa foi aceita para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Scientific American

A próxima conjunção entre Júpiter e Saturno

Logo após o pôr do Sol, na noite de 21 de dezembro, Júpiter e Saturno aparecerão mais próximos no céu noturno da Terra do que desde a Idade Média, fornecendo às pessoas de todo o mundo um espetáculo celeste para celebrar o solstício de verão.

© Cartes du Ciel (conjunção de Júpiter e Saturno)

Os alinhamentos entre estes dois planetas são bastante raros, ocorrendo uma vez a cada mais ou menos 20 anos, mas esta conjunção é excepcionalmente rara devido à pequena distância que separa os astros. Teríamos que voltar até um pouco antes do amanhecer de 4 de março de 1226 para ver um alinhamento ainda mais íntimo entre estes objetos visíveis no céu noturno. O último encontro próximo dos astros ocorreu em 1623.

Os planetas Júpiter e Saturno têm vindo a aproximar-se um do outro a partir do ponto de vista do céu da Terra desde o inverno. De 16 a 25 de dezembro, os dois estarão separados por menos do que o diâmetro de uma Lua Cheia. 

Na noite da maior aproximação, 21 de dezembro, parecerão à vista desarmada um planeta duplo, separados por apenas 1/5 do diâmetro da Lua Cheia. Para a maioria dos observadores com telescópios, naquela noite cada planeta e várias das suas maiores luas estarão visíveis no mesmo campo de visão. 

Embora as melhores condições de observação sejam próximo do equador, o evento será observável em qualquer lugar da Terra, caso a meteorologia o permita. A dupla planetária aparecerá baixa no céu a oeste cerca de uma hora depois do pôr-do-Sol a cada noite.

Quanto mais para norte estiver o observador, menos tempo terá para ter um vislumbre da conjunção antes que os planetas se desloquem para trás do horizonte. Felizmente, os planetas serão brilhantes o suficiente para serem observados ao crepúsculo. 

A conjunção estará apenas 13º acima do horizonte aproximadamente uma hora depois do pôr-do-Sol (18h15). Será possível observá-los caso o tempo o permita e caso tenha uma vista desimpedida do horizonte a sudoeste.

Aqueles que preferirem esperar e ver Júpiter e Saturno tão próximos um do outro novamente, mas mais altos no céu, terão que aguardar até ao dia 15 de março de 2080. Depois desta data, o par só fará uma aparição idêntica algum tempo depois do ano 2400.

Fonte: Centro Ciência Viva do Algarve

Descoberta "galáxia fóssil" enterrada nas profundezas da Via Láctea

Cientistas que trabalham com dados do APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) descobriram uma "galáxia fóssil" escondida nas profundezas da nossa Via Láctea.

© ESA/SDSS (Via Láctea e Héracles)

A imagem acima mostra as estrelas da Via Láctea, a partir da perspetiva da Terra. Os anéis coloridos mostram a extensão da galáxia fóssil conhecida como Héracles. Os pequenos objetos em baixo e à direita são as Grandes Nuvens de Magalhães, duas galáxias satélite da Via Láctea.

Este resultado pode abalar a nossa compreensão de como a Via Láctea cresceu para a Galáxia que vemos hoje. A galáxia fóssil proposta pode ter colidido com a Via Láctea há dez bilhões de anos, quando a nossa Galáxia ainda estava na sua infância. 

A denominação da galáxia Héracles é em homenagem ao antigo herói grego que recebeu o dom da imortalidade quando a Via Láctea foi criada. Os remanescentes de Héracles representam cerca de um-terço do halo esférico da Via Láctea. Mas se as estrelas e o gás de Héracles constituem uma percentagem tão grande do Halo Galáctico, porque é que não os vimos antes?

A resposta está na sua localização no interior da Via Láctea. "Para encontrar uma galáxia fóssil como esta, tivemos que observar a composição química detalhada e os movimentos de dezenas de milhares de estrelas," diz Ricardo Schiavon da Universidade John Moores em Liverpool, no Reino Unido. "Isto é especialmente difícil de fazer para estrelas no centro da Via Láctea, porque estão escondidas da vista por nuvens de poeira interestelar. O APOGEE permite-nos atravessar essa poeira e ver o coração da Via Láctea mais profundamente do que nunca." 

O APOGEE faz isso obtendo espectros de estrelas no infravermelho próximo, em vez de no visível, que fica obscurecido pela poeira. Ao longo da sua vida observacional de dez anos, o APOGEE mediu espectros para mais de meio milhão de estrelas de toda a Via Láctea, incluindo o seu núcleo anteriormente obscurecido pela poeira. 

Examinar um número tão grande de estrelas é necessário para encontrar estrelas incomuns no centro densamente povoado da Via Láctea, que é como encontrar agulhas num palheiro. 

Para separar estrelas pertencentes a Héracles daquelas da Via Láctea original, a equipe usou composições químicas e velocidades das estrelas medidas pelo instrumento APOGEE.

Na observação das galáxias estudadas, algumas centenas tinham composições químicas e velocidades surpreendentemente diferentes. Estas estrelas são tão diferentes que só podiam ter vindo de outra galáxia. Ao estudá-las em detalhe, foi possível traçar a localização precisa e a história desta galáxia fóssil.

Considerando que as galáxias são construídas por meio de fusões com galáxias menores ao longo do tempo, os remanescentes de galáxias mais antigas são vistos frequentemente no halo exterior da Via Láctea, uma nuvem enorme mas muito esparsa de estrelas que envolvem a galáxia principal. Mas, uma vez que a nossa Galáxia foi construída de dentro para fora, as primeiras fusões requerem olhar para as partes mais centrais do halo da Via Láctea, que estão profundamente enterradas dentro do disco e no bojo. 

As estrelas originalmente pertencentes a Héracles representam aproximadamente um-terço da massa de todo o halo da Via Láctea hoje, o que significa que esta recém-descoberta antiga da colisão deve ter sido um evento importante na história da nossa Galáxia. 

Isto sugere que a Via Láctea pode ser incomum, dado que a maioria das galáxias espirais massivas semelhantes tiveram vidas iniciais muito mais calmas. 

O APOGEE é um dos principais levantamentos da quarta fase do SDSS, e esta nova era de descobertas não vai terminar com a conclusão destas observações. A quinta fase do SDSS já começou a obtenção de dados, e o seu MWM (Milky Way Mapper) vai basear-se no sucesso do APOGEE para medir espectros de dez vezes mais estrelas em todas as partes da Via Láctea, usando luz infravermelha próxima, luz visível, e às vezes ambas.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Sloan Digital Sky Surveys

Raios escuros misteriosos

Algumas das vistas mais deslumbrantes do nosso céu ocorrem ao pôr do Sol, quando a luz solar penetra nas nuvens, criando uma mistura de raios brilhantes e escuros formados pelas sombras das nuvens e os feixes de luz espalhados pela atmosfera.

© Hubble (IC 5063)

A galáxia próxima IC 5063 são apresenta um efeito semelhante nesta nova imagem do telescópio espacial Hubble.

Neste caso, uma coleção de estreitos raios brilhantes e sombras escuras é vista irradiando do centro extremamente brilhante da galáxia ativa, atingindo pelo menos 36.000 anos-luz. 

Os astrônomos traçaram os raios de volta ao núcleo da galáxia, a localização de um buraco negro supermassivo ativo. O buraco negro está se alimentando de material em queda, produzindo um poderoso jato de luz de gás superaquecido próximo a ele. 

Embora os pesquisadores tenham desenvolvido várias teorias plausíveis para o show de luzes, a ideia mais intrigante sugere que as sombras estão sendo lançadas no espaço por um anel em forma de tubo interno, ou toro, de material empoeirado ao redor do buraco negro. 

A galáxia IC 5063 reside a 156 milhões de anos-luz da Terra.

Fonte: ESA

Uma maternidade estelar caótica

O instrumento MUSE, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal no Chile, observou milhares de estrelas recém-formadas no núcleo da galáxia NGC 5236.

© ESO/VLT (NGC 5236)

Referida pela maioria como galáxia Catavento do Sul, a NGC 5236 retira o seu nome da configuração dos seus braços em espiral e da sua localização numa constelação austral: a Hidra. São brilhantes regiões de formação estelar que iluminam esta galáxia, incluindo a região mostrada aqui, situada no centro do objeto. 

Com as condições certas, e geralmente no interior dos braços em espiral de uma galáxia, nuvens moleculares frias compostas essencialmente de hidrogênio gasoso podem colapsar e formar novas estrelas. 

Em nuvens maiores, a ignição de uma estrela nova pode dar origem a um efeito de dominó, iniciando o colapso do gás circundante e resultando em ainda mais estrelas. No entanto, no interior do centro de uma galáxia, outros processos entram em jogo. 

O buraco negro supermassivo no centro da NGC 5236 canaliza enormes quantidades de material na sua direção; ao mesmo tempo e erraticamente, "cospe" também matéria e enormes quantidades de energia para o exterior, fazendo com que a intensa formação estelar em torno da região central da galáxia seja ainda mais caótica.

Fonte: ESO

Lentes gravitacionais podem estimar a expansão do Universo

O Universo está se expandindo, mas há certeza de quão rápida esta expansão está acontecendo.

© Hubble (aglomerado de galáxias SDSS J1038+4849)

Agora, Simon Birrer, pós-doutorado da Universidade de Stanford e do Instituto Kavli para Física de Partículas e Astrofísica do Laboratório Nacional do Acelerador SLAC pertencente ao Departamento de Energia dos EUA, e uma equipe internacional de pesquisadores têm uma nova resposta que pode, uma vez aprimorada com mais dados, ajudar a resolver o debate. 

Esta nova resposta é o resultado de revisitar um método com décadas chamado cosmografia de atraso de tempo com novas suposições e dados adicionais para derivar uma nova estimativa da constante de Hubble, uma medida da expansão do Universo. 

Sabe-se há quase um século que o cosmos está expandindo e, durante este tempo, foram estabelecidas duas formas principais de medir esta expansão. Um método é a escada de distâncias cósmicas, uma série de etapas que ajudam a estimar a distância até supernovas distantes. Ao examinar o espectro de luz destas supernovas, os cientistas podem calcular a rapidez com que estão se afastando de nós e, em seguida, dividir pela distância para estimar a constante de Hubble. 

A constante de Hubble também pode ser estimada a partir de ondulações na radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB, do inglês Cosmic Microwave Background radiation). Estas ondulações resultam de ondas sonoras que viajam pelo plasma no início do Universo.

Ao medir o tamanho das ondulações, podem inferir há quanto tempo e a que distância esta CMB que vemos hoje foi criada. Baseando-se numa teoria cosmológica bem estabelecida, os pesquisadores podem estimar a velocidade de expansão do Universo. No entanto, ambas as abordagens têm desvantagens. 

Os métodos de ondas sonoras dependem muito de como o som viajou no início do Universo, o que depende por sua vez da mistura particular de tipos de matéria no momento, de quanto tempo as ondas sonoras viajaram antes de deixar a sua marca na CMB e em suposições sobre a expansão do Universo desde aquela época. 

Entretanto, os métodos de escada de distâncias cósmicas encadeiam uma série de estimativas, começando com estimativas de radar da distância ao Sol e estimativas de paralaxe da distância até estrelas pulsantes chamadas cefeidas. Isto introduz uma cadeia de calibrações e medições, cada uma das quais necessita de ser precisa e sensível o suficiente para garantir uma estimativa confiável da constante de Hubble. 

Mas existe uma maneira de medir distâncias mais diretamente, com base no que chamamos de lentes gravitacionais fortes. A gravidade curva o próprio espaço-tempo e, com ele, o percurso que a luz faz através do cosmos. Um caso especial é quando um objeto muito massivo, como uma galáxia, curva a luz de um objeto muito distante de forma que a luz nos alcance por vários percursos diferentes, criando efetivamente várias imagens do mesmo objeto de fundo. 

Na década de 1960, através da teoria da relatividade de Einstein, foi possível usar as lentes gravitacionais fortes e a luz que curvam possibilitando medir mais diretamente as distâncias cósmicas. Ao longo da última década as medições tornaram-se precisas o suficiente para levar este método, cosmografia de atraso de tempo, da ideia à realidade. 

Medições sucessivas e um esforço dedicado pelas equipes H0LiCOW, COSMOGRAIL, STRIDES e SHARP, agora sob a alçada conjunta da organização TDCOSMOS, culminaram numa medição da constante de Hubble de aproximadamente 73 km/s/MPc (quilômetros por segundo por megaparsec) com uma precisão de 2%. Isto está de acordo com as estimativas feitas com o método local de escada de distâncias cósmicas, mas em tensão com as medições da radiação cósmica de fundo em micro-ondas sob as suposições do modelo cosmológico padrão. 

Com base nesta nova análise, com significativamente menos suposições aplicadas às sete galáxias influenciadas  por lentes gravitacionais com atraso de tempo que a equipe analisou em estudos anteriores, chegou-se a um valor mais alto da constante de Hubble, cerca de 74 km/s/MPc, mas com uma maior incerteza, o suficiente para que o seu valor fosse consistente com as estimativas altas e baixas da constante de Hubble. 

No entanto, quando foram adicionadas 33 lentes gravitacionais com propriedades semelhantes,mas sem uma fonte variável para trabalhar diretamente a cosmografia de atraso de tempo, usadas para estimar a estrutura galáctica, a estimativa da constante de Hubble caiu para cerca de 67 km/s/MPc, com 5% de incerteza, em boa concordância com as estimativas das ondas sonoras como as da CMB, mas também estatisticamente consistente com as determinações anteriores, dadas as incertezas. 

Esta mudança substancial não significa que o debate sobre o valor da constante de Hubble acabou, longe disso. Por um lado, o seu método introduz uma nova incerteza na estimativa associada às 33 lentes gravitacionais adicionadas na análise, e a TDCOSMO precisará de mais dados para confirmar os seus resultados, embora possam não demorar muito a chegar. 

Olhando mais adiante, novas imagens serão obtidas de mais galáxias com o LSST (Legacy Survey of Space and Time) do Observatório Vera Rubin para melhorar tais estimativas. 

Os resultados foram publicados no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Stanford University

Uma nebulosa intrigante revela o elo perdido estelar

Localizada a cerca de 6.300 anos-luz de distância, a TYC 2597-735-1 parecia uma estrela como outra qualquer, dentro de uma nebulosa esquisita. Porém, dados do observatório espacial Galaxy Evolution Explorer (GALEX) mostram que a nebulosa, conhecida como Blue Ring Nebula, está cercada por um anel azul difuso.

© NASA/JPL-Caltech (Blue Ring Nebula)

Mark Seibert, astrofísico do Carnegie Institution for Science e membro da equipe GALEX, foi um dos primeiros a encontrar a Nebulosa do Anel Azul nos dados do GALEX em 2004.

Nos últimos 16 anos, foram usados vários telescópios para identificar a causa do anel misterioso. Em 2006, foi usado o telescópio Hale da Caltech no Observatório Palomar, e o Observatório W. M. Keck, no Havaí, para encontrar evidências de uma onda de choque ao redor da estrela. A presença de tal onda de choque sugere que uma nuvem de gás foi ejetada para o espaço. Por um tempo, pensou-se que a estrela poderia estar destruindo um planeta invisível, mas, em 2017, dados do Habitable Zone Planet Finder no telescópio Hobby-Eberly no Texas confirmaram que não havia nenhum objeto compacto orbitando a estrela.

Dados de arquivo do telescópio espacial Spitzer e do Wide-field Survey Explorer (WISE) da NASA, junto com outros observatórios infravermelhos anteriores, ajudaram a estabelecer que a estrela foi circundada por um disco de poeira. Dados adicionais também desempenharam um papel na resolução do caso, incluindo aqueles de um grupo de ciência cidadã chamado American Association of Variable Star Observers (AAVSO).

As novas observações mostraram que existem curvas finas de material em cada lado do anel, formado por gás hidrogênio. Estas curvas são mais quentes e mais densas, e revelaram que o anel é uma estrutura ainda mais complexa em forma de dois cones, um de cada lado da estrela. Parece um anel porque neste ângulo estamos olhando para a abertura mais larga de um dos cones. 

Mas o que poderia ter criado uma estrutura como esta? Um estudo apresenta uma hipótese bastante convincente de que se trata de um caso de canibalismo estelar, ou seja, um antigo sistema binário de estrelas que orbitavam entre si até que uma delas devorou sua companheira. 

Uma delas seria semelhante ao Sol, embora mais velha, enquanto a segunda teria massa muito inferior, provavelmente uma anã vermelha com cerca de 1/10 de massa solar. Toda estrela semelhante ao Sol está destinada a envelhecer e inchar, tornando-se uma gigante vermelha, e foi isso o que aconteceu no caso deste sistema. Enquanto se expandia, sua superfície ficou cada vez mais perto da anã vermelha. Isso vez com que todo o material de expansão da gigante vermelha começasse a ser puxado para a estrela secundária. 

Acontece que este fluxo foi tão forte que a anã vermelha não conseguia absorver tudo, e este gás acabou formando um disco circumbinário, ou seja, um disco largo ao redor de ambas as estrelas. O processo roubou a energia rotacional da dupla, e assim a estrela secundária começou a espiralar rumo à primária, até que elas colidiram, resultando em uma fusão. 

A colisão entre duas estrelas costuma ser um evento cataclísmico, mesmo quando elas não são muito grandes. Após devorar sua companheira, a estrela primária acabou explodindo, ejetando uma quantidade de gás e poeira 

Quando os astrônomos olham agora para a TYC 2597-735-1, estão provavelmente vendo como ela estava há cerca de mil anos após o evento da fusão. Com a colisão, ela passou a girar mais rápido e sua superfície se agita com toda a atividade que acontece por lá, como o material do disco caindo sobre ela. Além disso, ela sopra um vento de gás gerando uma onda de choque que está se movendo a 400 km/s.

A onda de choque aqueceu as moléculas de hidrogênio nos escombros, o que fez com que adquirissem fluorescência na luz ultravioleta. Este processo de fluorescência é semelhante ao que causou o brilho de uma longa cauda atrás da estrela Mira, fotografada pelo GALEX em 2007.

© NASA/JPL-Caltech (estrela Mira)

Então, o vento desviou, fluindo para cima e para baixo, perpendicular ao disco. O resultado é o gás formando a nebulosa na forma de dois cones apontados para fora. Descobrir a real forma daquilo que antes parecia um anel foi um grande passo para a astronomia, e marca o fim de um mistério que durou 16 anos, desde que os astrônomos ficaram perplexos com a nebulosa. 

Este é o mais jovem caso conhecido de duas estrelas em processo de fusão. As fusões estelares podem ocorrer uma vez a cada 10 anos na Via Láctea, e isso significa que muitas estrelas que vemos hoje no céu já era um sistema binário, muito tempo atrás. Também já conhecemos muitos sistemas binários que podem se fundir algum dia, mas pouco se sabe sobre o que acontece logo após a colisão. 

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: California Institute of Technology

O colapso da nuvem que deu origem ao Sistema Solar

Há muito tempo o nosso Sol e Sistema Solar formaram-se no curto espaço de tempo de 200.000 anos.

© NASA (ilustração da poeira e do gás em torno de sistema planetário recém-formado)

Esta é a conclusão de um grupo de cientistas do Laboratório Nacional Lawrence Livermore após observarem isótopos do elemento molibdênio encontrados em meteoritos. O material que compõe o Sol e o resto do Sistema Solar veio do colapso de uma grande nuvem de gás e poeira há cerca de 4,5 bilhões de anos. 

Ao observarem outros sistemas estelares que se formaram de forma semelhante ao nosso, os astrônomos estimam que provavelmente são necessários cerca de 1 a 2 milhões de anos para o colapso de uma nuvem e a ignição de uma estrela, mas este é o primeiro estudo que pode fornecer números para o nosso próprio Sistema Solar. 

Os sólidos mais antigos do Sistema Solar são as inclusões ricas em cálcio e alumínio (CAIs, em inglês "calcium-aluminum–rich inclusions"), e estas amostras fornecem um registo direto da formação do Sistema Solar. Estas inclusões de tamanho micrométrico a centimétrico nos meteoritos formaram-se num ambiente de alta temperatura (mais de 1.300 Kelvin), provavelmente perto do jovem Sol. 

Foram então transportadas para a região onde os meteoritos condritos carbonáceos se formaram, onde podem ser encontrados hoje. A maioria das CAIs foram formadas há 4,567 bilhões de anos, durante um período de aproximadamente 40.000 a 200.000 anos. 

É aqui que entra a equipe do Laboratório Nacional Lawrence Livermore. Ela mediu as composições isotópicas e traços de uma variedade de CAIS obtidas de meteoritos condritos carbonáceos, incluindo o meteorito Allende, o maior condrito carbonáceo encontrado na Terra. 

Como descobriram que as composições isotópicas distintas de molibdênio cobrem grande quantidade de material que se formou no disco protoplanetário em vez de apenas uma pequena faixa, estas inclusões devem ter sido formadas dentro do intervalo de tempo do colapso da nuvem. 

Uma vez que o período de tempo observado de acreção estelar é muito mais longo do que o tempo que as CAIs levaram para se formar, a equipe foi capaz de identificar qual a fase astronômica da formação do Sistema Solar registrada pela formação das CAIs e, finalmente, quão depressa o material que compõe o Sistema Solar se acretou.

Um artigo sobre o estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: Lawrence Livermore National Laboratory