Encontradas bolhas enormes no halo da Via Láctea

O primeiro levantamento de todo o céu realizado pelo telescópio de raios X eROSITA a bordo do observatório SRG (Spektrum-Roentgen-Gamma) revelou uma grande estrutura em forma de ampulheta na Via Láctea.

© MPE (mapa de todo o céu pelo eROSITA)

Estas "bolhas eROSITA" mostram uma semelhança impressionante com as bolhas de Fermi, detectadas há uma década com energias ainda mais altas. A explicação mais provável para estas características é uma injeção massiva de energia no Centro Galáctico no passado, levando a choques no invólucro de gás quente da nossa Galáxia. 

Os astrônomos detectaram uma nova característica notável no primeiro mapa de todo o céu produzido pelo telescópio de raios X eROSITA no SRG: uma enorme estrutura circular de gás quente abaixo do plano da Via Láctea ocupando a maior parte do céu do sul. 

Uma estrutura semelhante no céu norte, a "espora polar norte", é conhecida há muito tempo e pensava-se que fosse o vestígio de uma velha explosão de supernova. Juntas, as estruturas do norte e do sul, ao invés, são um remanescente de um único conjunto de bolhas em forma de ampulheta emergindo do Centro Galáctico. 

O eROSITA varre todo o céu a cada seis meses e os dados permitem que os cientistas procurem estruturas que cobrem uma parte significativa de todo o céu. 

A emissão de raios X em grande escala observada pelo eROSITA na sua banda de energia média (0,6-1,0 keV) mostra que o tamanho intrínseco das bolhas é de vários kiloparsecs (ou até 50.000 anos-luz) de diâmetro, quase tão grande quanto toda a Via Láctea. 

Estas "bolhas eROSITA" mostram semelhanças morfológicas impressionantes com as bem conhecidas "bolhas de Fermi" detectadas em raios gama pelo telescópio Fermi, mas são maiores e mais energéticas. 

Esta descoberta vai ajudar os astrônomos a compreender o ciclo cósmico da matéria dentro e em torno da Via Láctea e das outras galáxias. A maior parte da matéria comum (bariônica) do Universo é invisível aos nossos olhos, com todas as estrelas e galáxias que observamos com telescópios ópticos compreendendo menos de 10% da sua massa total. 

Pensa-se que vastas quantidades de matéria bariônica não observada residam em halos tênues enrolados como casulos em torno das galáxias e dos filamentos entre elas na teia cósmica. Estes halos são quentes, com uma temperatura de milhões de graus e, portanto, visíveis apenas com telescópios sensíveis à radiação altamente energética. 

As bolhas agora observadas com o eROSITA traçam perturbações neste invólucro de gás quente em torno da Via Láctea, provocadas por um surto de formação estelar ou por uma explosão do buraco negro supermassivo no Centro Galáctico. Embora agora dormente, o buraco negro pode muito bem ter estado ativo no passado, ligando-o a núcleos galácticos ativos (NGAs) com buracos negros de crescimento rápido vistos em galáxias distantes. 

Em qualquer caso, a energia necessária para alimentar a formação destas bolhas gigantescas deve ter sido enorme a 10^56 ergs, o equivalente à liberação energética de 100.000 supernovas, e semelhante às estimativas de explosões dos NGAs. 

Os cientistas têm procurado no passado impressões digitais gigantescas deste tipo de atividades violentas em torno de muitas galáxias. As bolhas eROSITA fornecem agora forte suporte para interações em grande escala entre o núcleo da nossa Galáxia e o halo em seu redor, que são energéticas o suficiente para perturbar a estrutura, o conteúdo energético e o enriquecimento químico do meio circumgaláctico da Via Láctea.

Os dados do eROSITA tornam possível destacar muitas linhas espectrais de raios X emitidas por gás altamente ionizado. Isto significa que a porta está aberta para o estudo da abundância de elementos químicos, o grau da sua ionização, a densidade e temperatura do gás emitente nas bolhas, para identificar os locais das ondas de choque e estimar escalas de tempo características.

Desde o início do levantamento, os cientistas têm trabalhado na análise dos dados, com foco em objetos galácticos como estrelas de nêutrons em acreção, buracos negros, remanescentes de supernova e as recém-descobertas bolhas eROSITA. 

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Exoplaneta pode ser o Planeta Nove?

Esta é a primeira vez que os astrônomos foram capazes de medir o movimento de um enorme planeta semelhante a Júpiter que está orbitando muito longe de suas estrelas hospedeiras e do disco de detritos visíveis.

© NASA/ESA/M. Kornmesser (ilustração do exoplaneta HD 106906 b)

Este disco é semelhante ao nosso Cinturão de Kuiper de pequenos corpos gelados além de Netuno. Em nosso próprio Sistema Solar, o suspeito Planeta Nove também ficaria longe do Cinturão de Kuiper em uma órbita igualmente estranha. 

Embora a busca por um Planeta Nove continue, esta descoberta de exoplanetas é evidência de que tais órbitas estranhas são possíveis. O sistema onde reside este gigante gasoso tem apenas 15 milhões de anos. Isso sugere que o Planeta Nove, se é que existe, poderia ter se formado muito cedo na evolução de nosso Sistema Solar de 4,6 bilhões de anos. 

O exoplaneta com massa de 11 Júpiter chamado HD 106906 b foi descoberto em 2013 com os telescópios Magalhães no Observatório Las Campanas no deserto do Atacama, no Chile. No entanto, os astrônomos não sabiam nada sobre a órbita do planeta. Isto exigia algo que apenas o telescópio espacial Hubble poderia fazer: coletar medições muito precisas do movimento do astro ao longo de 14 anos com uma precisão extraordinária.

A equipe usou dados do arquivo do Hubble que forneceram evidências para este movimento. O exoplaneta reside extremamente longe de seu par de estrelas jovens e brilhantes, mais de 730 vezes a distância da Terra ao Sol, ou quase 110 bilhões de quilômetros. Esta ampla separação tornou um enorme desafio determinar a órbita de 15.000 anos em um período de tempo relativamente curto de observações do Hubble.

O planeta está se deslocando muito lentamente ao longo de sua órbita, devido à fraca atração gravitacional de suas estrelas gêmeas hospedeiras que estão muito distantes. 

O disco de detritos é muito incomum, talvez devido à atração gravitacional do planeta rebelde. Então, como o exoplaneta chegou a uma órbita tão distante e estranhamente inclinada? 

A teoria prevalecente é que se formou muito mais perto de suas estrelas, cerca de três vezes a distância que a Terra está do sol. Mas o arrasto dentro do disco de gás do sistema fez com que a órbita do planeta decaísse, forçando-o a migrar para dentro em direção ao seu par estelar. Os efeitos gravitacionais das estrelas gêmeas girando então o chutaram para uma órbita excêntrica que quase o lançou para fora do sistema e no vazio do espaço interestelar.

Então, uma estrela que passava de fora do sistema estabilizou a órbita do exoplaneta e o impediu de deixar seu sistema doméstico. Usando medições precisas de distância e movimento do satélite de pesquisa Gaia da Agência Espacial Europeia (ESA), as estrelas passantes candidatas foram identificadas em 2019 pelos membros da equipe do Observatório Europeu do Sul (ESO) no Chile, e Paul Kalas da Universidade da Califórnia. 

Em um estudo anterior, fora encontradas evidências circunstanciais para o comportamento do planeta em fuga: o disco de detritos do sistema é fortemente assimétrico. Um lado do disco é truncado em relação ao lado oposto e também é perturbado verticalmente, em vez de ficar restrito a um plano estreito visto no lado oposto das estrelas.

São as estrelas passageiras que perturbaram o planeta, e o planeta perturbou o disco? É o binário no meio que primeiro perturbou o planeta e depois perturbou o disco? Ou será que as estrelas ao passarem que perturbaram o planeta e o disco ao mesmo tempo? 

Este cenário da órbita bizarra de HD 106906 b é semelhante em alguns aspectos ao que pode ter feito com que o hipotético Planeta Nove terminasse nos confins do Sistema Solar, bem além da órbita dos outros planetas e além do Cinturão de Kuiper. O planeta Nove poderia ter se formado no Sistema Solar interno e sido expulso por interações com Júpiter. No entanto, Júpiter muito provavelmente teria lançado o Planeta Nove muito além de Plutão. 

Até o momento, os astrônomos têm apenas evidências circunstanciais do Planeta Nove. Eles encontraram um aglomerado de pequenos corpos celestes além de Netuno que se movem em órbitas incomuns em comparação com o resto do Sistema Solar. Esta configuração sugere que estes objetos foram guiados juntos pela atração gravitacional de um enorme planeta invisível.

Uma teoria alternativa é que não existe um planeta gigante perturbador, mas o desequilíbrio é devido à influência gravitacional combinada de vários objetos muito menores. Outra teoria é que o Planeta Nove não existe e o agrupamento de corpos menores pode ser apenas uma anomalia estatística.

O exoplaneta identificado captura material toda vez que se aproxima das estrelas hospedeiras? 

Com o futuro telescópio espacial James Webb isto poderia ser explicado através de dados no infravermelho. A sensibilidade única e recursos de imagem deste telescópio abrirão novas possibilidades para detectar e estudar estes planetas e sistemas não convencionais. 

A descoberta foi publicada no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

O mistério sobre funcionamento de estrelas

Um novo estudo revelou, pela primeira vez, a ocorrência do chamado ciclo de fusão carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO) em estrelas.

© Hubble (estrela WR 124 e nebulosa M1-67)

O ciclo CNO é a fonte de energia dominante que alimenta estrelas mais pesadas do que o Sol, mas nunca havia sido detectada diretamente em nenhuma estrela. Durante a maior parte de sua vida, a estrelas se abastecem da energia gerada pela fusão do hidrogênio com o hélio. 

Em estrelas como nosso Sol, ou estrelas com menos massa, isto acontece principalmente através de cadeias próton-próton. Entretanto, muitas estrelas são mais “pesadas” e mais quentes do que o nosso Sol, e possuem, em sua composição, elementos mais pesados do que o hélio,  uma qualidade conhecida como metalicidade. 

Desde 1930, os teóricos preveem que o ciclo CNO será dominante em estrelas pesadas. Os neutrinos que são emitidos como parte destes processos fornecem assinaturas espectrais características. 

“Ao confirmarmos a existência de fusão de tipo CNO em nosso Sol, onde corresponde a apenas 1% da energia, reforça nossa confiança que entendemos como as estrelas funcionam,” disse o físico Andrea Pocar, da Universidade de Massachusetts. Ele é um integrante da Colaboração Borexino, o grupo responsável pelo estudo. 

O detector Borexino está localizado nos Montes Apeninos, na Itália Central, no Laboratori Nazionali del Gran Sasso da INFSN. Ele detecta neutrinos como feixes de luz produzidos quando os neutrinos colidem com elétrons de 300 toneladas de material cintilador orgânico ultra-puro. Sua grande profundidade, tamanho e pureza fazem do Borexino um detector especial. O projeto foi iniciado no começo da década de 1990 por um grupo de físico liderado por Gianpaolo Bellini da Universidade de Milão, Frank Calaprice em Princeton e Iate Raju Raghavan no Bell Labs. 

Antes de suas detecções mais recentes, a colaboração Borexino mediu com sucesso componentes de fluxos de neutrinos solares próton-próton, ajudou a refinar parâmetros de oscilação dos neutrinos e ainda mediu o primeiro passo do ciclo: os neutrinos próton-próton de baixa energia. Antes da descoberta dos neutrinos CNO, o laboratório havia programado o fim das operações da Borexino no fim de 2020, mas os cientistas continuaram coletando dados.

A detecção dos neutrinos gerados pela fusão CNO pode ajudar também a resolver uma importante questão em aberto na física estelar. Ela envolve explicar de que forma a metalicidade no centro do Sol, que só pode ser inferida pela taxa de neutrinos CNO em seu centro, está relacionada com a metalicidade observada em outras partes de uma estrela. Os modelos tradicionais têm esbarrado numa dificuldade: os dados sobre a metalicidade na superfície solar, que são medidos por espectroscopia, não concordam com medições sobre a metalicidade abaixo da superfície que usam um método diferente, baseado em observações de heliosismologia.

Os neutrinos realmente são a única evidência direta que a ciência tem para o que ocorre no núcleo das estrelas, incluindo o Sol, mas é muito difícil observá-los. Estima-se que 420 bilhões deles atinjam cada metro quadrado da superfície da Terra a cada segundo. Mesmo assim, quase todos passam sem gerar nenhuma interação. Eles podem ser detectados recorrendo a detectores muito grandes com níveis de radiação de fundo baixos. 

A descoberta foi publicada na revista Nature.

Fonte: Scientific American

O anticentro da Via Láctea e mais além

O movimento das estrelas na periferia da nossa Galáxia indica mudanças significativas na história da Via Láctea.

© ESA/DPAC/Gaia (movimento próprio das estrelas na Via Láctea)

Na imagem acima nota-se que as estrelas estão em constante movimento. Para o olho humano, este movimento, conhecido como movimento próprio, é imperceptível, mas o Gaia da ESA mede-o com cada vez mais precisão. Os traços nesta imagem mostram como 40.000 estrelas, todas localizadas até 100 parsecs (326 anos-luz) do Sistema Solar, se vão mover pelo céu nos próximos 400.000 anos.

Este e outros resultados igualmente fascinantes vêm de um conjunto de documentos que demonstram a qualidade do EDR3 (Early Third Data Release) do Gaia, que foi tornado público a semana passada. 

Os astrônomos do DPAC (Data Processing and Analysis Consortium) do Gaia viram a evidência do passado da Via Láctea ao olhar para as estrelas na direção do "anticentro" da galáxia. Isto é exatamente na direção oposta no céu do Centro da Galáxia.

Os resultados no anticentro vêm de um dos quatro "documentos de demonstração" lançados juntamente com os dados do Gaia. Os outros utilizam dados do Gaia para fornecer uma grande extensão ao censo de estrelas próximas, derivar a forma da órbita do Sistema Solar em torno do Centro Galáctico e sondar estruturas em duas galáxias próximas à Via Láctea.

Os documentos estão projetados para destacar as melhorias e a qualidade dos dados recém-publicados. O EDR3 do Gaia contém informações detalhadas sobre mais de 1,8 bilhões de fontes, detectadas pela aeronave Gaia. Isto representa um aumento de mais de 100 milhões de fontes em relação ao lançamento de dados anterior (DR2 do Gaia), que foi tornado público em abril de 2018. 

O EDR3 do Gaia também contém informações de cores para cerca de 1,5 bilhões de fontes, um aumento de cerca de 200 milhões de fontes em relação ao DR2 do Gaia. Além de incluir mais fontes, a exatidão e a precisão geral das medições também melhoraram. 

Os novos dados do Gaia permitiram rastrear as várias populações de estrelas mais velhas e mais jovens em direção à borda da nossa Galáxia, o Anticentro Galáctico. Modelos previram que o disco da Via Láctea crescerá com o tempo, à medida que novas estrelas nascem. Os novos dados permitem-nos ver as relíquias do antigo disco com 10 bilhões de anos e, assim, determinar a sua menor extensão em comparação com o tamanho atual do disco da Via Láctea. 

Os novos dados destas regiões externas também reforçam a evidência de outro grande evento no passado mais recente da Galáxia. Os dados mostram que nas regiões externas do disco há um componente de estrelas que se move lentamente acima do plano da nossa Galáxia e se dirige para baixo em direção ao plano, e um componente de estrelas que se move rapidamente abaixo do plano que se move para cima. Este padrão extraordinário não havia sido previsto antes. 

Pode ser o resultado da quase colisão entre a Via Láctea e a galáxia anã Sagitário que ocorreu no passado mais recente da nossa Galáxia. A galáxia anã Sagitário contém algumas dezenas de milhões de estrelas e está atualmente em processo de canibalização pela Via Láctea. A sua última passagem próxima à nossa Galáxia não foi um impacto direto, mas isso teria sido o suficiente para que a sua gravidade perturbasse algumas estrelas na nossa Galáxia. 

Ao estudar o DR2 do Gaia, os membros do DPAC já haviam encontrado uma ondulação sutil no movimento de milhões de estrelas que sugeria os efeitos do encontro com Sagitário em algum momento entre 300 e 900 milhões de anos atrás. Agora, com o EDR3 do Gaia, descobriram mais evidências que apontam para os seus fortes efeitos no disco de estrelas da nossa Galáxia. 

A história da Galáxia não é o único resultado dos documentos de demonstração do EDR3 do Gaia. O Gaia permitiu aos cientistas medir a aceleração do Sistema Solar em relação ao resto do Universo. Usando os movimentos observados de galáxias extremamente distantes, a velocidade do Sistema Solar foi medida com uma mudança de 0,23 nm/s a cada segundo.

Por causa desta pequena aceleração, a trajetória do Sistema Solar é desviada pelo diâmetro de um átomo a cada segundo e, num ano, isso soma cerca de 115 km. A aceleração medida pelo Gaia mostra uma boa concordância com as expetativas teóricas e fornece a primeira medição da curvatura da órbita do Sistema Solar em torno da Galáxia na história da astronomia óptica.

O EDR3 do Gaia também permitiu a obtenção de um novo censo de estrelas na vizinhança solar. O catálogo de estrelas próximas do Gaia contém 331.312 objetos, que se estima serem 92% das estrelas até 100 parsecs do Sol.

O censo anterior da vizinhança solar, denominado Catálogo Gliese de estrelas próximas, foi realizado em 1957. Este possuía apenas 915 objetos inicialmente, mas foi atualizado em 1991 para 3.803 objetos celestes. Também foi limitado a uma distância de 82 anos-luz: o censo do Gaia chega quatro vezes mais longe e contém 100 vezes mais estrelas. Também fornece medições da localização, movimento e brilho que são ordens de magnitude mais precisas do que os dados antigos.

Um quarto artigo de demonstração analisou as Nuvens de Magalhães: duas galáxias que orbitam a Via Láctea. Tendo medido o movimento das estrelas da Grande Nuvem de Magalhães com maior precisão do que antes, o EDR3 do Gaia mostra claramente que a Galáxia tem uma estrutura espiral. Os dados também determinam um fluxo de estrelas que está sendo puxado para fora da Pequena Nuvem de Magalhães, e indica estruturas anteriormente invisíveis nos arredores de ambas as galáxias. 

Este lote de dados é o primeiro de um lançamento em duas partes; o DR3 (Data Release 3) completo está planejado para 2022.

Fonte: ESA

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