Atividade bizarra em magnetar

Astrônomos do OzGrav (ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery) e da CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation) observaram um comportamento bizarro e nunca antes visto de um magnetar com emissão no rádio, um tipo raro de estrela de nêutrons e um dos ímãs mais fortes do Universo.

© OzGrav (ilustração de um magnetar ativo)

As suas novas descobertas sugerem que os magnetares têm campos magnéticos mais complexos do que se pensava, o que pode desafiar as teorias de como nascem e evoluem ao longo do tempo. 

Os magnetares são um tipo raro de estrelas de nêutrons giratória com alguns dos campos magnéticos mais poderosos do Universo. Os astrônomos só detectaram trinta destes objetos dentro e ao redor da Via Láctea, a maioria deles descobertos por telescópios de raios X após uma explosão altamente energética.

No entanto, vários destes magnetares também emitiu pulsos de rádio semelhantes aos pulsares, objetos menos magnéticos dos magnetares que produzem feixes de ondas de rádio a partir dos seus polos magnéticos. Rastrear como os pulsos destes magnetares com emissão no rádio mudam ao longo do tempo fornece uma janela única para a sua evolução e geometria. 

Em março de 2020, um novo magnetar chamado Swift J1818.0-1607 (J1818 para abreviar) foi descoberto depois de ter emitido uma brilhante explosão de raios X. Observações rápidas de acompanhamento detectaram pulsos de rádio originários do magnetar. Curiosamente, a aparência dos pulsos de rádio de J1818 era bem diferente daqueles vistos em outros magnetares com emissão no rádio.

A maioria dos pulsos de rádio dos magnetares mantém um brilho consistente numa ampla faixa de frequências de observação. No entanto, os pulsos de J1818 eram muito mais brilhantes em frequências baixas do que em frequências altas, semelhante ao que é visto nos pulsares, outro tipo comum de estrela de nêutrons emissora de rádio.

A fim de entender melhor como J1818 iria evoluir ao longo do tempo, uma equipe liderada por cientistas do OzGrav (Centro ARC de Excelência para Descoberta de Ondas Gravitacionais) observou-o oito vezes com o radiotelescópio Parkes da CSIRO entre maio e outubro de 2020. 

Durante este tempo, descobriram que o magnetar passou por uma breve crise de identidade: em maio, ainda estava emitindo os pulsos incomuns de pulsar que haviam sido detectados anteriormente; no entanto, em junho começou a piscar entre um estado brilhante e um estado fraco. 

Este comportamento oscilante atingiu um pico em julho, quando o viram alternando entre pulsos de rádio semelhantes aos dos pulsares e pulsos de rádio semelhantes aos dos magnetares. 

Os cientistas também procuraram alterações na forma do pulso e no brilho em diferentes frequências de rádio e compararam as suas observações com um modelo teórico com 50 anos. Este modelo prevê a geometria esperada de um pulsar, com base na direção de torção da sua luz polarizada. A partir das observações, foi descoberto que o eixo magnético de J1818 não está alinhado com o seu eixo de rotação. Em vez disso, o polo magnético emissor de rádio parece estar no seu hemisfério sul, localizado logo abaixo do equador. A maioria dos outros magnetares têm campos magnéticos que estão alinhados com os seus eixos de rotação ou são um pouco ambíguos.

Notavelmente, esta geometria magnética parece ser estável na maioria das observações. Isto sugere que quaisquer mudanças no perfil do pulso são simplesmente devido às variações no momento em que os pulsos de rádio são emitidos acima da superfície da estrela de nêutrons. No entanto, a observação de 1 de agosto de 2020 destaca-se como uma curiosa exceção.

O melhor modelo geométrico para esta data sugere que o feixe de rádio mudou brevemente para um polo magnético completamente diferente localizado no hemisfério norte do magnetar. Uma falta distinta de quaisquer mudanças na forma do perfil de pulso do magnetar indica que as mesmas linhas de capo magnético que acionam os pulsos de rádio "normais" também devem ser responsáveis pelos pulsos vistos do outro polo magnético. 

O estudo sugere que isto são evidências de que os pulsos de rádio de J1818 têm origem em "loops" de linhas de campo magnético que ligam dois polos próximos, como aqueles vistos a ligarem os dois polos de um ímã em "ferradura" ou em manchas solares no Sol. Isto é diferente da maioria das estrelas de nêutrons comuns, que devem ter polos norte e sul em lados opostos da estrela, que são ligados por um campo magnético em forma de toroide.

Esta configuração peculiar do campo magnético também é apoiada por um estudo independente dos pulsos de raios X de J1818 que foram detectados pelo telescópio NICER a bordo da Estação Espacial Internacional. Os raios X parecem vir de uma única região distorcida de linhas de campo magnético que emergem da superfície do magnetar ou de duas regiões menores, mas bem espaçadas. 

Estas descobertas têm implicações potenciais para as simulações de computador de como os magnetares nascem e evoluem durante longos períodos de tempo, já que as geometrias de campo magnético mais complexas mudarão a rapidez com que os seus campos magnéticos se devem deteriorar com o tempo.

Além disso, as teorias que sugerem que as FRBs (Fast Radio Bursts) podem ter origem nos magnetares terão que levar em conta os pulsos de rádio potencialmente originários de vários locais ativos dentro dos seus campos magnéticos. Captar uma inversão dos polos magnéticos em ação também pode proporcionar a primeira oportunidade de mapear o campo magnético de um pulsar.

As novas descobertas foram publicadas na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: OzGrav

Descoberto sistema sêxtuplo eclipsante

Uma equipe internacional de pesquisadores liderada por Brian P. Powell do Goddard Space Flight Center da NASA e Veselin P. Kostov do Instituto SETI identificou um sistema único que consiste de seis estrelas.

© NASA (ilustração da estrela binária Thuban)

O TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) revelou anteriormente que Thuban, formalmente conhecida como Estrela do Norte, também é um binário eclipsante, conforme ilustrado acima.

As três estrelas binárias formam um sistema vinculado gravitacionalmente e cada par está produzindo eclipses. O sistema estelar TYC 7037-89-1 foi descoberto em dados do TESS com uma rede neuronal projetada para detectar estrelas binárias eclipsantes.

Este recém-descoberto e complexo sistema estelar está na direção da constelação de Eridanus, a cerca de 1.900 anos-luz da Terra. "Os sistemas múltiplos eclipsantes, como TYC 7037-89-1, permitem medições simultâneas e precisas dos tamanhos estelares, temperaturas e, potencialmente, as massas dos pares de estrelas que partilham uma história comum," disse Kostov.

© NASA (sistema estelar sêxtuplo TYC 7037-89-1)

Este esquema mostra a configuração do sistema estelar sêxtuplo TYC 7037-89-1. O sistema quádruplo interior é composto por dois binários, A e C, que se orbitam um ao outro mais ou menos a cada 4 anos. O binário B, mais exterior, orbita o sistema quádruplo mais ou menos a cada 2.000 anos. Todos os três pares são binários eclipsantes. As órbitas não estão em escala.

Por sua vez, isto fornece uma melhor compreensão da formação e evolução estelar em ambientes dinamicamente ricos. "O sistema tem três binários (chamemo-los A, B e C) com períodos orbitais que variam entre 1 e 8 dias, e organizados de forma hierárquica," disse Saul Rappaport, do Departamento de Física do MIT (Massachusetts Institute of Technology).

O binário A orbita em torno do binário C com um período de vários anos, enquanto o binário B orbita ao redor do sistema quádruplo A-C com um período de vários milhares de anos. O surpreendente é que todos os três binários têm os seus planos orbitais suficientemente bem alinhados com a nossa linha de visão para que possamos ver eclipses de todos eles. Isto, apesar das suas enormes separações entre os três binários.

A inteligência artificial e a aprendizagem de máquina continuam demonstrando o seu potencial, gerando descobertas tentadoras a partir da vasta quantidade de dados recolhidos por missões como a do TESS e do seu antecessor, Kepler. Considerando que estas descobertas ainda precisem de ser confirmadas por meio de análises humanas e, às vezes, por observações de acompanhamento, a velocidade com que novas descobertas podem ser reveladas está aumentando exponencialmente.

Embora a missão do TESS seja a de procurar exoplanetas usando o método de trânsito, a equipe aplicou este mesmo método para detectar estrelas eclipsantes. O método de trânsito é a forma mais comum de encontrar exoplanetas. Para esta finalidade, os cientistas medem o brilho de uma estrela ao longo do tempo. Quando um planeta passa entre a estrela e o instrumento de observação, a estrela escurece em intervalos fixos, indicando a presença de um exoplaneta. 

Para diferenciar o escurecimento provocado por um exoplaneta da queda de brilho provocada por uma estrela binária, os cientistas podem usar a profundidade medida do evento e o tamanho da estrela hospedeira para calcular o tamanho do objeto em trânsito. Se este objeto for maior do que cerca de 2 raios de Júpiter, é mais provável que seja uma segunda estrela. 

Já era conhecido alguns outros sistemas de seis estrelas, notavelmente Castor na constelação de Gêmeos. Mas esta é a primeira vez que cada um dos sistemas binários constituintes é um binário eclipsante. 

Estudos adicionais de sistemas como TYC 7037-89-1 podem fornecer pistas sobre a formação estelar. Não é conhecido ainda como estes complexos sistemas estelares se formam, mas até agora o TESS e a inteligência artificial identificaram mais de 100 sistemas candidatos. Um potencial cenário de formação é que uma jovem estrela binária capturou uma terceira estrela, após o qual cada um dos três corpos se fragmentou em dois.

Fonte: SETI Institute

Medições da luz em aglomerado sugerem ligação com a matéria escura

Uma combinação de dados observacionais e simulações sofisticadas de computador deu passos em frente num campo da astrofísica com poucos avanços no último meio século.

© J. Golden-Marx/Y. Zhang (luz intra-aglomerado)

À esquerda temos uma imagem simulada na qual a luz intra-aglomerado é visível como uma neblina difusa entre picos discretos de brilho, as galáxias. Em observações, como as da direita, esta componente de luz intra-aglomerado é amplamente abafada pelo ruído.

O DES (Dark Energy Survey), com sede no Laboratório Nacional do Acelerador Fermi do Departamento de Energia dos EUA, publicou uma série de novos resultados sobre a luz intra-aglomerado, um tipo tênue de luz encontrada dentro de aglomerados de galáxia. Um primeiro artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal em abril de 2019. Outro apareceu mais recentemente na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 

Numa descoberta surpreendente deste último trabalho, os físicos do DES descobriram novas evidências de que a luz intra-aglomerado pode fornecer uma nova maneira de medir uma substância misteriosa chamada matéria escura. A fonte da luz intra-aglomerado parece ser estrelas errantes, aquelas que não estão gravitacionalmente ligadas a nenhuma galáxia. 

Há muito que se suspeita que a luz intra-aglomerado seja um componente significativo dos aglomerados de galáxias, mas o seu brilho fraco torna-a difícil de medir. Ninguém sabe quanto existe ou até que ponto se espalhou pelos aglomerados de galáxias.

"Observacionalmente, descobrimos que a luz intra-aglomerado é um marcador radial muito bom da matéria escura. Isto significa que a luz intra-aglomerado é relativamente brilhante, a matéria escura é relativamente densa," disse Yuanyuan Zhang, cientista do Fermilab que liderou ambos os estudos. 

Embora invisível, a matéria escura é responsável pela maior parte da matéria no Universo. Em que consiste a matéria escura é um dos maiores mistérios da cosmologia moderna. Sabe-se apenas que difere muito da matéria normal que consiste dos prótons, nêutrons e elétrons que dominam a vida quotidiana. 

A maioria dos astrofísicos mede a luz intra-aglomerado no centro de um aglomerado de galáxias, onde é mais brilhante e abundante. No entanto, os colaboradores do DES conseguiram obter a medição da luz intra-aglomerado mais radialmente estendida até agora. A equipe usou lentes gravitacionais fracas para comparar a distribuição radial da luz intra-aglomerado, como muda com a distância ao centro, com a distribuição radial da massa de um aglomerado de galáxias. 

A lente gravitacional fraca é um método sensível à matéria escura para medir a massa de uma galáxia ou aglomerado. Ocorre quando a gravidade de uma estrela ou aglomerado em primeiro plano desvia a luz de uma galáxia mais distante, distorcendo a sua forma aparente. Descobriu-se observacionalmente que a luz intra-aglomerado reflete a distribuição tanto da massa visível total de um aglomerado de galáxias quanto, possivelmente, a distribuição da matéria escura invisível.

Para obter mais informações, foi usada sofisticada simulação de computador para estudar a relação entre a luz intra-aglomerado e a matéria escura. Foi descoberto que os perfis radiais entre os dois fenômenos na simulação não estavam de acordo com os dados observacionais.

A luz intra-aglomerado que a equipe mediu é cerca de cem a mil vezes mais tênue do que a que os cientistas do DES normalmente tentam medir. Os astrofísicos normalmente fazem medições da luz intra-aglomerado usando um punhado de aglomerados de galáxias de cada vez. Para obter uma imagem maior e para reduzir o ruído, a equipe do DES calculou estatisticamente uma média de 300 aglomerados de galáxias no primeiro estudo e mais de 500 no segundo. Todos eles estão a alguns bilhões de anos-luz da Terra. Para filtrar o sinal do ruído de cada agloemrado são necessários muitos dados, que é exatamente o que o DES gerou. 

No início de 2019, o DES completou a sua missão de seis anos de observar centenas de milhões de galáxias distantes nos céus do hemisfério sul e publicou este mês o seu segundo lançamento de dados. As medições da luz intra-aglomerado sondam aglomerados que estão até 3,3 bilhões de anos-luz da Terra. Em estudos futuros, os astrônomos pretendem estudar a evolução do desvio para o vermelho da luz intra-aglomerado, como muda com o tempo cósmico.  

Fonte: Fermi National Accelerator Laboratory

Explicação alternativa para a formação do Sistema Solar

Uma nova teoria que explica porque é que o Sistema Solar interior é tão diferente das regiões exteriores vai contra a sabedoria predominante.

© Mark A. Garlick (formação do Sistema Solar em duas populações planetárias distintas)

A teoria foi proposta por um grupo internacional de pesquisadores. Mercúrio, Vênus, Terra e Marte no Sistema Solar interior são planetas relativamente pequenos e secos, ao contrário de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno nas regiões exteriores, planetas que contêm quantidades muito maiores de elementos voláteis. 

"Nos últimos anos, também descobrimos outra grande diferença entre as duas partes do Sistema Solar," diz Maria Schönbächler, professora no Instituto de Geoquímica e Petrologia da Universidade de Zurique. "Os meteoritos têm uma 'impressão digital' diferente dependendo se tiveram origem no Sistema Solar interior ou exterior." 

A sua origem determina o conteúdo isotópico dos meteoritos. Os isótopos são átomos distintos de um determinado elemento, que partilham o mesmo número de prótons nos seus núcleos, mas variam no número de nêutrons. A explicação atual para as diferenças na composição química dos planetas e meteoritos é a seguinte: há 4,5 bilhões de anos, à medida que o Sistema Solar se formava a partir de um disco de gás e poeira, o planeta Júpiter foi o primeiro a desenvolver-se. Este dividiu o disco numa região interna e noutra externa e bloqueou a troca de materiais entre as duas. 

De acordo com simulações computacionais, o Sistema Solar interior e exterior foram formados em duas ondas separadas e em dois momentos diferentes. Muito cedo, quando o disco original de poeira e gás, bem como o Sol, ainda estavam se formando, surgiram os primeiros blocos de construção dos planetas interiores, denominados planetesimais, que medem cerca de 100 km. 

Aqui a chamada linha da neve desempenha um papel fundamental, que se formou a uma certa distância do Sol ainda muito jovem. Dentro desta linha da neve, a água existia como vapor, enquanto a água para lá transformava-se em cristais de gelo. Logo do lado de fora da linha da neve, parte do vapor de água condensou-se em grãos de poeira, que se agregaram para formar os primeiros planetesimais. 

A nova teoria também fornece uma explicação: o disco de poeira continha o isótopo radioativo alumínio-26, que os blocos de construção planetária herdaram. Tem uma meia-vida de 700.000 anos e libera uma grande quantidade de energia à medida que se decompõe, o suficiente para aquecer planetesimais por dentro e derretê-los. Isto levou à formação de núcleos de ferro e à evaporação da água e de outros elementos voláteis.

Surgiu então uma segunda onda de formação planetesimal, só que desta vez no Sistema Solar exterior. Com o aquecimento do disco de gás e poeira, a linha da neve moveu-se para fora, e as partículas de poeira que se moviam em direção ao Sol ficaram retidas na nova fronteira.  

Dado que o segundo processo começou mais tarde, uma grande parte do alumínio-26 radioativo já havia decaído, o que significa que uma quantidade menor de elementos voláteis evaporou. Como resultado, na região externa ocorreu a formação de gigantes de gás e gelo como Júpiter, Saturno ou Urano. 

De acordo com o modelo, a fase inicial foi dominada por colisões entre os planetesimais. Mais tarde, a gravidade destes corpos fez com que atraíssem e acumulassem partículas de poeira num processo de "acreção de seixos". Seguiu-se outra fase de colisões até ao fim do processo de formação da Terra, quando colidiu com um último grande pedaço. Este impacto fez com que o jovem planeta ejetasse material que acabou por formar a Lua. As simulações também ilustram como os planetas migraram para mais perto do Sol à medida que se formavam, antes de se estabelecerem nas órbitas que vemos hoje.

O estudo propõe um cenário geral que reproduz a composição e a história da formação do Sistema Solar. E, de fato, os cálculos correspondem aos dados de análises de meteoritos e observações astronômicas.

O trabalho foi publicado na revista Science.

Fonte: University of Oxford

Descoberto primeiro exoplaneta sem nuvens semelhante a Júpiter

Os astrônomos do Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics detectaram o primeiro planeta semelhante a Júpiter sem nuvens ou neblina na sua atmosfera observável.

© CfA/M. Weiss (ilustração do exoplaneta WASP-62b)

Batizado de WASP-62b, o gigante gasoso foi detectado pela primeira vez em 2012 pelo levantamento WASP (Wide Angle Search for Planets). A sua atmosfera, no entanto, nunca havia sido estudada detalhadamente até agora.

Conhecido como um "Júpiter quente", WASP-62b fica a 575 anos-luz de distância da Terra e tem aproximadamente metade da massa de Júpiter. No entanto, ao contrário do planeta Júpiter, que leva quase 12 anos para orbitar o Sol, WASP-62b completa uma translação em torno da sua estrela em apenas quatro dias e meio. Esta proximidade com a estrela torna-o extremamente quente, daí o nome "Júpiter quente". 

Usando o telescópio espacial Hubble, os astônomos recolheram dados e observações do planeta usando espectroscopia, o estudo da radiação eletromagnética para ajudar a detectar elementos químicos. O exoplaneta WASP-62b foi monitorado quando passou três vezes em frente da sua estrela hospedeira, possibilitando observações no visível que podem detectar a presença de sódio e potássio na atmosfera de um planeta. 

Embora não houvesse evidências de potássio, a presença de sódio foi surpreendentemente clara. A equipe foi capaz de visualizar todas as linhas de absorção de sódio nos seus dados, ou a sua impressão digital completa. 

As nuvens ou neblina na atmosfera obscureceriam a assinatura completa do sódio que geralmente só é possível perceber pequenos indícios da sua presença. Os planetas sem nuvens são extremamente raros; estima-se que menos de 7% dos exoplanetas têm atmosferas limpas, de acordo com pesquisas recentes. 

Por exemplo, o primeiro e único outro exoplaneta conhecido como uma atmosfera limpa foi descoberta em 2018. Chamado WASP-96b, está classificado como um Saturno quente. Os astrônomos pensam que o estudo de exoplanetas com atmosferas sem nuvens pode levar a uma melhor compreensão de como foram formados. 

A sua raridade sugere que algo mais está acontecendo ou que se formaram de maneira diferente da maioria dos planetas. As atmosferas claras também tornam mais fácil o estudo da composição química dos planetas. 

Com o lançamento do telescópio espacial James Webb ainda este ano, a equipe espera ter novas oportunidades para estudar e melhor compreender WASP-62b. As tecnologias aprimoradas do telescópio, como maior resolução e melhor precisão, deverão ajudar a analisar a atmosfera ainda mais detalhadamente a fim de procurar a presença de mais elementos, como o silício.

As descobertas foram publicadas no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Intrigante sistema de seis exoplanetas com movimentos rítmicos

Com o auxílio de vários telescópios, incluindo o Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), os astrônomos descobriram um sistema com seis exoplanetas, cinco dos quais estão presos numa dança rítmica rara em torno da sua estrela central.

© ESO/L. Calçada (ilustração mostra exoplaneta do sistema TOI-178)

Os pesquisadores acreditam que o sistema poderá nos dar pistas importantes sobre como é que os planetas, incluindo os do Sistema Solar, se formam e evoluem. A primeira vez que observou TOI-178, uma estrela a cerca de 200 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação do Escultor, os astrônomos pensaram que tinha descoberto dois planetas em torno desta estrela percorrendo essencialmente a mesma órbita. 

No entanto, um olhar mais detalhado revelou algo inteiramente diferente. “Através de mais observações percebemos que não tínhamos dois planetas em órbita da estrela praticamente à mesma distância dela, mas antes planetas múltiplos numa configuração muito especial,” explica Adrien Leleu da Universidade de Genève e da Universidade de Berna, Suíça, que liderou um novo estudo deste sistema. 

Os exoplanetas deste sistema encontram-se em ressonância, o que significa que há padrões que se repetem à medida que os planetas se deslocam ao redor da estrela, com alguns planetas se alinhando entre si ao fim de algumas órbitas. 

Observa-se uma ressonância semelhante nas órbitas de três das luas de Júpiter: Io, Europa e Ganimedes. Io, o mais próximo de Júpiter dos três, completa quatro órbitas completas em torno de Júpiter para uma única órbita de Ganimedes, o mais afastado, e completa duas órbitas completas para cada órbita de Europa. 

Os cinco exoplanetas mais exteriores do sistema TOI-178 seguem uma cadeia de ressonância muito mais complexa, uma das mais longas descobertas até hoje num sistema de planetas. Enquanto as três luas de Júpiter têm uma ressonância 4:2:1, os cinco planetas mais exteriores do sistema TOI-178 seguem a cadeia 18:9:6:4:3, ou seja, enquanto o segundo planeta a contar da estrela (o primeiro na cadeia de ressonância) completa 18 órbitas, o terceiro planeta a contar da estrela (o segundo da cadeia) completa 9 órbitas e assim por diante. De fato, inicialmente os cientistas encontraram apenas cinco planetas no sistema, mas, ao seguirem o ritmo de ressonância, calcularam onde é que estaria um planeta adicional na sua órbita quando tivessem uma janela para observar o sistema.

Mais do que uma curiosidade orbital, esta dança de planetas ressonantes nos dá pistas sobre o passado do sistema. “As órbitas neste sistema estão muito bem ordenadas, o que nos diz que o sistema evoluiu bastante suavemente desde o seu nascimento,” explica Yann Alibert, da Universidade de Berna, Suíça. 

Se o sistema tivesse sido significativamente perturbado no início da sua existência como, por exemplo, por um impacto gigante, esta frágil configuração de órbitas não teria sobrevivido.

Apesar do arranjo das órbitas ser bem organizado e ordenado, as densidades dos planetas são muito mais desordenadas. Parece haver um planeta tão denso como a Terra mesmo ao lado de um outro planeta menos denso, com metade da densidade de Netuno, seguido por um planeta com a densidade de Netuno. 

No nosso Sistema Solar, por exemplo, os planetas estão arranjados de forma ordenada, com os planetas rochosos, mais densos, mais próximos da estrela central e os planetas gasosos, de baixa densidade, mais afastados. 

Este contraste entre a harmonia rítmica dos movimentos orbitais e as densidades desordenadas desafia claramente a nossa compreensão da formação e evolução dos sistemas planetários. 

Uma vez que os exoplanetas são extremamente difíceis de observar de forma direta através de telescópios, os astrônomos usam outras técnicas para os detectar. Os principais métodos utilizados são imagens de trânsitos - observando a luz emitida pela estrela central que diminui de intensidade quando um planeta passa na sua frente, quando observada a partir da Terra - e velocidades radiais - observando o espectro de luz da estrela em busca de pequenos sinais de oscilação que ocorrem quando os exoplanetas de deslocam nas suas órbitas. 

Ao combinar as duas técnicas, os astrônomos conseguiram reunir informações importantes sobre o sistema e os seus planetas, que orbitam a estrela central muito mais perto e com maior velocidade do que a Terra orbita o Sol. O mais rápido (o planeta mais interior) completa uma órbita em apenas alguns dias, enquanto o mais lento demora cerca de dez vezes mais.

Os seis planetas apresentam tamanhos que vão desde o tamanho da Terra até cerca de três vezes este valor, enquanto as suas massas estão entre 1,5 e 30 vezes a massa da Terra. Alguns dos planetas são rochosos, mas maiores que a Terra, os chamados Super-Terras. Outros são planetas gasosos, como os planetas exteriores do nosso Sistema Solar, mas são muito menores, os chamados Mini-Netunos. 

Apesar de nenhum destes seis exoplanetas se encontrar na zona de habitabilidade da estrela, os pesquisadores sugerem que, ao continuar a seguir a cadeia de ressonância, poderão encontrar planetas adicionais que poderão existir nesta zona ou muito perto dela. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, que deverá começar a operar esta década, será capaz de observar diretamente exoplanetas rochosos na zona de habitabilidade da estrela e até caracterizar as suas atmosferas, nos dando a oportunidade de conhecer sistemas como o TOI-178 com muito mais detalhe. 

Esta pesquisa foi apresentada no artigo científico intitulado “Six transiting planets and a chain of Laplace resonances in TOI-178” publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Um distribuidor interestelar

A vida das nebulosas planetárias é frequentemente caótica, desde a morte de sua estrela progenitora até a dispersão de seu conteúdo no espaço.

© Hubble (ESO 455-10)

Captada aqui pelo telescópio espacial Hubble, a ESO 455-10 é uma destas nebulosas planetárias, localizada na constelação de Scorpius (O Escorpião). 

As conchas de forma oblata da ESO 455-10, anteriormente mantidas juntas como camadas de sua estrela central, não apenas dão a esta nebulosa planetária sua aparência única, mas também oferecem informações sobre a nebulosa. 

Visto em um campo de estrelas, o arco assimétrico distinto de material sobre o lado norte da nebulosa é um sinal claro das interações entre o ESO 455-10 e o meio interestelar.

O meio interestelar é o material, consistindo de matéria e radiação, entre os sistemas estelares e as galáxias. A estrela no centro da ESO 455-10 permite que o Hubble veja a interação com o gás e a poeira da nebulosa, o meio interestelar circundante e a luz da própria estrela. 

Acredita-se que as nebulosas planetárias sejam cruciais no enriquecimento galáctico, pois distribuem seus elementos, particularmente os elementos de metal mais pesados ​​produzidos dentro de uma estrela, no meio interestelar que, com o tempo, formará a próxima geração de estrelas.

Fonte: ESA

Um exoplaneta diferenciado

De acordo com uma equipe de astrônomos, a massa do exoplaneta gigante WASP-107b é muito menor do que se pensava ser necessária para construir o imenso invólucro gasoso que rodeia planetas como Júpiter e Saturno.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração do exoplaneta WASP-170b)

Esta descoberta intrigante por Caroline Piaulet da Universidade de Montréal, sob a supervisão de Björn Benneke, sugere que os planetas gigantes gasosos se formam muito mais facilmente do que se pensava anteriormente. 

"Este estudo expande os limites da nossa compreensão teórica de como os planetas gigantes se formam. WASP-107b é um dos planetas mais 'inchados' que existe, e precisamos de uma solução criativa para explicar como estes pequenos núcleos podem construir invólucros de gás tão massivos," diz Eve Lee, professora assistente do Departamento de Física e do Instituto Espacial da Universidade McGill.

O WASP-107b foi detectado pela primeira vez em 2017 em torno de WASP-107, uma estrela a cerca de 212 anos-luz da Terra na direção da constelação de Virgem. 

O planeta está muito perto da sua estrela, cerca de 16 vezes mais perto do que a Terra está do Sol. Com aproximadamente o tamanho de Júpiter, WASP-107b é um dos exoplanetas menos densos conhecidos: um tipo que apelidado de "algodão doce".

Os astrônomos usaram primeiro observações de WASP-107 obtidas pelo Observatório Keck no Havaí a fim de avaliar a massa do planeta com mais precisão. Utilizaram o método de velocidade radial, que permite com que os cientistas determinem a massa de um planeta observando o movimento oscilante da sua estrela hospedeira devido à atração gravitacional do planeta. Eles concluíram que WASP-107b tem aproximadamente um-décimo da massa de Júpiter, ou cerca de 30 vezes a massa da Terra. 

Ao analisar a estrutura interna mais provável do planeta, chegaram a uma conclusão surpreendente: com uma densidade tão baixa, o planeta deve ter um núcleo sólido com não mais do que quatro vezes a massa da Terra. Isto significa que mais de 85% da sua massa está incluída na espessa camada de gás que rodeia este núcleo. Em comparação, Netuno, que tem uma massa semelhante à de WASP-107b, tem apenas 5 a 15 por cento da sua massa total na camada de gás.

Os planetas formam-se no disco de poeira e gás que envolve uma jovem estrela chamado disco protoplanetário. Os modelos clássicos da formação de planetas gigantes gasosos são baseados em Júpiter e Saturno. Nestes, um núcleo sólido pelo menos 10 vezes mais massivos do que a Terra é necessário para acumular uma grande quantidade de gás antes que o disco se dissipe.

Sem um núcleo massivo, pensava-se que os planetas gigantes gasosos não eram capazes de cruzar o limiar crítico necessário para construir e reter os seus grandes invólucros de gás. Então, como é que explicamos a existência de WASP-107b, que tem um núcleo muito menos massivo?

A professora Lee, especialista mundialmente conhecida em planetas de "algodão doce" como WASP-107b, tem várias hipóteses. "Para WASP-107b, o cenário mais plausível é que o planeta se formou longe da estrela, onde o gás no disco é frio o suficiente para que a acumulação de gás possa ocorrer muito depressa," disse. "Posteriormente, o planeta foi capaz de migrar para a sua posição atual, seja por meio de interações com o disco ou com outros planetas no sistema," explica.

As observações do sistema WASP-107 pelo Keck cobriram um período de tempo muito mais longo do que os estudos anteriores, permitindo uma descoberta adicional: a existência de um segundo planeta, WASP-107c, com uma massa de cerca de 1/3 da de Júpiter, consideravelmente mais do que a de WASP-107c.

O WASP-107c também está muito mais distante da estrela central; completa uma órbita em três anos, em comparação com apenas 5,7 dias de WASP-107b. Também interessante: a excentricidade deste segundo planeta é alta, o que significa que a sua trajetória em torno da sua estrela é mais oval do que circular.

A grande excentricidade  de WASP-107c sugere um passado um tanto ou quanto caótico, com interações entre os planetas que podem ter levado a deslocamentos significativos, como aquele suspeito para WASP-107b.

Os pesquisadores planejam continuar estudando WASP-107b, esperançosamente com o telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto ainda para este ano, que fornecerá uma ideia muito mais precisa da composição da atmosfera do planeta.

A descoberta foi descoberta publicada na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Université de Montréal

Inclinação de Saturno provocada pelas suas luas

Dois cientistas do CNRS (Centre National de la Recherche Scientifique) e da Universidade Sorbonne que trabalham no Instituto de Mecânica Celeste e de Cálculo de Efemérides (Observatório de Paris/CNRS) acabam de mostrar que a influência dos satélites de Saturno pode explicar a inclinação do eixo de rotação do gigante gasoso.

© CNRS (ilustração da migração de Titã e da inclinação de Saturno)

O seu trabalho também prevê que a inclinação vai aumentar ainda mais nos próximos bilhões de anos. Mais ou menos como Davi contra Golias, parece que a inclinação de Saturno pode na verdade ser provocada pelas suas luas. 

Esta é a conclusão de um trabalho recente realizado por cientistas do CNRS, da Universidade Sorbonne e da Universidade de Pisa, que mostra que a atual inclinação do eixo de rotação de Saturno é provocada pela migração dos seus satélites e, principalmente, da sua maior lua, Titã. 

Observações recentes mostraram que Titã e as outras luas estão se afastando gradualmente de Saturno muito mais depressa do que era estimado anteriormente. Ao incorporar este ritmo mais elevado de migração nos seus cálculos, os pesquisadores concluíram que este processo afeta a inclinação do eixo de rotação de Saturno: à medida que os seus satélites se afastam, o planeta inclina-se cada vez mais.

Pensa-se que o evento decisivo que inclinou Saturno ocorreu há relativamente pouco tempo. Durante mais de 3 bilhões de anos após a sua formação, o eixo de rotação de Saturno permaneceu apenas ligeiramente inclinado. Foi apenas há cerca de um bilhão de anos que o movimento gradual dos seus satélites desencadeou um fenômeno de ressonância que continua até hoje: o eixo de Saturno interagiu com o percurso do planeta Netuno e inclinou-se gradualmente até atingir a inclinação de 27º observada hoje.

Estas descobertas questionam cenários anteriores. Os astrônomos já estavam de acordo sobre a existência desta ressonância. No entanto, pensavam que tinha ocorrido muito cedo, há mais de 4 bilhões de anos, devido a uma mudança na órbita de Netuno. Pensava-se que desde aquela época o eixo de Saturno estava estável. De fato, o eixo de Saturno está ainda se inclinando, e o que vemos hoje é apenas um estágio de transição nesta mudança.

Ao longo dos próximos bilhões de anos, a inclinação do eixo de Saturno pode mais que duplicar. Os pesquisadores já haviam chegado a conclusões semelhantes sobre o planeta Júpiter, que deverá sofrer inclinações comparáveis devido à migração das suas quatro principais luas e à ressonância com a órbita de Urano: nos próximos cinco bilhões de anos, a inclinação do eixo de Júpiter poderá aumentar de 3º para mais de 30º.

O trabalho foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Centre for Scientific Research

Encontrado exoplaneta em sistema triplo

Pouco depois da missão Kepler da NASA ter começado operações em 2009, o telescópio espacial avistou o que se pensava ser um planeta com metade do tamanho de Saturno num sistema estelar múltiplo.

© Caltech/R. Hurt (ilustração do exoplaneta KOI-5Ab)

O KOI-5Ab foi apenas o segundo candidato a planeta a ser encontrado pela missão e, por mais excitante que fosse na época, acabou sendo posto de lado enquanto o Kepler acumulava cada vez mais descobertas exoplanetárias. 

No final das operações da missão, em 2018, o Kepler havia descoberto uns colossais 2.394 exoplanetas, planetas que orbitam outras estrelas que não o Sol, e 2.366 candidatos a exoplanetas adicionais que ainda precisavam de confirmação.

Graças a novas observações com a segunda missão de caça exoplanetária da NASA, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), e com uma série de telescópios terrestres, foi possível desvendar todas as evidências em torno de KOI-5Ab e de provar a sua existência.

Existem alguns detalhes intrigantes a ponderar sobre este exoplaneta. Muito provavelmente um planeta gigante gasoso como Júpiter ou Saturno no nosso Sistema Solar, tendo em conta o seu tamanho, KOI-5Ab é incomum porque orbita uma estrela num sistema com outras duas estrelas companheiras, vagueando num plano que está desalinhado com pelo menos uma das estrelas. 

O arranjo questiona como cada membro neste sistema se formou a partir das mesmas nuvens rodopiantes de gás e poeira. 

Usando dados do Observatório W. M. Keck no Havaí, do Observatório Palomar do Caltech perto de San Diego, e do Gemini Norte no Havaí, os astrônomos determinaram que KOI-5Ab parecia estar orbitando uma estrela num sistema estelar triplo. No entanto, ainda não conseguiam descobrir se o sinal do planeta era na verdade um equívoco de uma das outras duas estrelas ou, caso o planeta fosse real, qual das estrelas orbitava. 

Então, em 2018, surgiu o TESS. Tal como o Kepler, o TESS procura o "piscar" da luz estelar produzido pelo trânsito de um exoplaneta, isto é, quando este passa em frente da sua estrela hospedeira a partir do ponto de vista do Sistema Solar. 

O TESS observou uma parte do campo de visão do Kepler, incluindo o sistema KOI-5. O TESS também identificou KOI-5Ab como um candidato a exoplaneta, embora o TESS o denomine TOI-1241b. 

Assim como o Kepler havia observado anteriormente, o TESS descobriu que o planeta completava uma órbita em torno da sua estrela aproximadamente a cada cinco dias. Utilizando uma técnica alternativa à do Kepler e do TESS, o Observatório Keck é frequentemente usado para observações de acompanhamento de exoplanetas, medindo a leve oscilação numa estrela enquanto um planeta orbita ao seu redor e exerce uma atração gravitacional. 

Os astrônomos foram capazes de distinguir uma oscilação produzida pela companheira estelar interna que orbita a estrela primária da oscilação do planeta aparente enquanto orbita a estrela primária. Juntas, as diferentes coleções de dados dos telescópios espaciais e terrestres ajudaram a confirmar que KOI-5Ab é, de fato, um planeta que orbita a estrela primária.

O KOI-5Ab orbita a Estrela A, que tem uma companheira relativamente íntima, a Estrela B. A Estrela A e a Estrela B orbitam-se uma à outra a cada 30 anos. Uma terceira estrela ligada gravitacionalmente, a Estrela C, orbita as estrelas A e B a cada 400 anos. Os dados combinados também revelam que o plano orbital do planeta não está alinhado com o plano orbital da Estrela B, a segunda estrela interna, como seria de esperar caso as estrelas e os planetas fossem todos formados a partir do mesmo disco de material circundante.

Os astrônomos não têm a certeza do que provocou o desalinhamento de KOI-5Ab, mas pensam que a segunda estrela "chutou" gravitacionalmente o planeta durante o seu desenvolvimento, inclinando a sua órbita e fazendo com que migre para dentro.

Os sistemas estelares triplos constituem cerca de 10% de todos os sistemas estelares. Esta não é a primeira evidência de planetas em sistemas duplos ou triplos. Um caso notável envolve o sistema estelar triplo GW Orionis, no qual um disco de formação planetária foi dividido em anéis distintos e desalinhados, onde os planetas podem estar sendo formados.

No entanto, apesar de centenas de descobertas de planetas em sistemas estelares múltiplos, são quantitativamente muito menos comuns do que planetas em sistemas com uma única estrela. 

Fonte: California Institute of Technology

Calculando a idade e o local de explosão de supernova

Os astrônomos estão "voltando atrás no tempo" num remanescente de supernova.

© Hubble (remanescente de supernova 1E 0102.2-7219)

Usando o telescópio espacial Hubble, refizeram o percurso dos estilhaços velozes da explosão a fim de calcular uma estimativa mais precisa da localização e do momento da detonação estelar. 

A vítima é uma estrela que explodiu há muito tempo na Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da nossa Via Láctea. A estrela condenada deixou para trás um cadáver gasoso em expansão, um remanescente de supernova chamado 1E 0102.2-7219, que o Observatório Einstein da NASA descobriu pela primeira vez em raios X. 

Os pesquisadores vasculharam imagens de arquivo obtidas pelo Hubble, analisando observações no visível obtidas com 10 anos de intervalo. A equipe, liderada por John Banovetz e Danny Milisavljevic da Universidade Purdue, mediu as velocidades de 45 aglomerados de material em forma de girino, ricos em oxigênio, ejetados pela explosão de supernova. 

O oxigênio ionizado é um excelente rastreador porque brilha mais forte no visível. Para calcular uma idade precisa da explosão, foram escolhidos os 22 aglomerados de ejeção mais rápidos. 

Os cientistas determinaram que estes alvos eram os menos prováveis de verem a sua velocidade diminuída pela passagem pelo material interestelar. Então traçaram o movimento para trás no tempo até que o material ejetado se aglutinasse num ponto, identificando o local da explosão. Uma vez conhecido, foi calculado o tempo necessário para as ejeções velozes viajarem do centro da explosão até à sua posição atual. 

De acordo com a sua estimativa, a luz da explosão chegou à Terra há 1.700 anos, durante o declínio do Império Romano. No entanto, a supernova só seria visível para os habitantes do Hemisfério Sul. Infelizmente, não existem registos conhecidos deste evento titânico. Os resultados diferem das observações anteriores do local da explosão de supernova e da idade. Estudos anteriores, por exemplo, chegaram a idades da explosão de 2.000 e 1.000 anos. 

No entanto, Banovetz e Milisavljevic dizem que a sua análise é mais robusta. "Um estudo anterior comparou imagens obtidas com anos de intervalo e com duas câmaras do Hubble, a WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) e a ACS (Advanced Camera for Surveys)."

Os astrônomos também aproveitaram as imagens nítidas do instrumento ACS para selecionar quais os aglomerados de material ejetado para análise. Em estudos anteriores, os pesquisadores calcularam a média da velocidade de todos os detritos gasosos para calcular a idade da explosão. No entanto, os dados do ACS revelaram regiões onde o material ejetado desacelerou porque estava chocando com o material mais denso "derramado" pela estrela antes de explodir como supernova. 

Os cientistas precisavam do material ejetado que melhor refletisse as suas velocidades originais da explosão, usando-os para determinar uma estimativa precisa da idade da explosão de supernova. O Hubble também cronometrou a velocidade de uma estrela de nêutrons suspeita que foi expelida pela explosão. 

Com base nas suas estimativas, a estrela de nêutrons deve estar se movendo a mais de 3,2 milhões de quilômetros por hora do centro da explosão para chegar à sua posição atual. A estrela de nêutrons foi identificada em observações com o VLT (Very Large Telescope) do ESO no Chile, em combinação com dados do observatório de raios X Chandra da NASA.

Investigações mais recentes questionam se o objeto é realmente a estrela de nêutrons sobrevivente da explosão de supernova. É potencialmente apenas um amontoado compacto do material ejetado pela supernova que foi iluminado, e os resultados geralmente apoiam esta conclusão. Portanto, a caça à estrela de nêutrons ainda está em andamento. O estudo não resolve o mistério, mas dá uma estimativa da velocidade da estrela de nêutrons candidata.

Fonte: Space Telescope Science Institute

O remanescente de supernova da Nebulosa da Medula

O que alimenta esta nebulosa incomum?

© Russell Croman (CTB-1)

A CTB-1 ou Abell 85, apelidada de Nebulosa da Medula por sua forma semelhante a um cérebro, é a camada de gás em expansão que foi deixada quando uma estrela massiva em direção à constelação de Cassiopeia explodiu há cerca de 10.000 anos. 

A estrela provavelmente detonou quando ficou sem elementos, perto de seu núcleo, que poderiam criar pressão estabilizadora com a fusão nuclear. O remanescente de supernova resultante ainda brilha na luz visível pelo calor gerado por sua colisão com o gás interestelar confinante. 

No entanto, por que a nebulosa também brilha na luz de raios X permanece um mistério. Uma hipótese sustenta que um pulsar energético alimenta a nebulosa com um vento que se move rapidamente para fora. 

Seguindo este exemplo, um pulsar foi recentemente encontrado em ondas de rádio que parece ter sido expelido pela explosão de uma supernova a mais de 1.000 quilômetros por segundo. 

Embora a Nebulosa da Medula pareça tão grande quanto uma lua cheia, é tão tênue que levou 130 horas de exposição com dois pequenos telescópios no Novo México, EUA, para criar a imagem apresentada.

Fonte: NASA

Descoberta de quasar estabelece novo recorde de distância

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu o quasar que é até à data o mais distante, localizado a mais de 13 bilhões de anos-luz da Terra alimentado por um buraco negro supermassivo mais de 1,6 bilhões de vezes mais massivo do que o Sol e mais de 1.000 vezes mais brilhante do que a Via Láctea.

© NOIRLab/J. da Silva (ilustração do quasar J0313–1806)

O quasar, chamado J0313–1806, é visto quando o Universo tinha apenas 670 milhões de anos e está fornecendo informações valiosas sobre como as galáxias massivas e os buracos negros supermassivos nos seus núcleos se formaram no início do Universo. 

A nova descoberta bate o recorde anterior de distância para um quasar, estabelecido há três anos. As observações com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no Chile confirmaram a medição da distância com alta precisão. 

Os quasares ocorrem quando a poderosa gravidade de um buraco negro supermassivo no núcleo de uma galáxia atrai o material circundante que forma um disco orbital de material superaquecido em torno do buraco negro. O processo libera uma quantidade enorme de energia, tornando o quasar extremamente brilhante, muitas vezes ofuscando o resto da galáxia. O buraco negro no centro de J0313-1806 é duas vezes mais massivo do que o recordista anterior. 

A enorme massa do buraco negro de J0313-1806, num momento tão precoce na história do Universo, descarta dois modelos teóricos de como estes objetos se formaram. No primeiro destes dois modelos, as estrelas massivas individuais explodem como supernovas e colapsam em buracos negros que então coalescem em buracos negros maiores. No segundo, densos aglomerados de estrelas colapsam num enorme buraco negro. 

No entanto, em ambos os casos, o processo leva demasiado tempo para produzir um buraco negro tão massivo quanto o de J0313-1806 no momento em que o vemos. Neste caso, é um mecanismo que envolve grandes quantidades de gás hidrogênio frio e primordial que colapsa diretamente para um buraco negro primordial.

As observações de J0313-1806 pelo ALMA forneceram detalhes tentadores sobre a galáxia hospedeira do quasar, que está formando novas estrelas a um ritmo 200 vezes maior do que o da Via Láctea. 

Esta é uma taxa de formação estelar relativamente alta em galáxias de idade semelhante, e indica que a galáxia hospedeira do quasar está crescendo muito depressa. O brilho do quasar indica que o buraco negro está engolindo o equivalente a 25 sóis todos os anos. 

A energia liberada por esta alimentação rápida provavelmente está gerando um poderoso fluxo de gás ionizado que é visto se movendo a cerca de 20% da velocidade da luz. Pensa-se que tais fluxos sejam o que, em última análise, para a formação de estrelas na galáxia.

Provavelmente estes buracos negros supermassivos foram a razão pela qual muitas das grandes galáxias pararam de formar estrelas em algum ponto. Este quasar é a primeira evidência de que a extinção pode ter acontecido em tempos muito antigos. Este processo também deixará o buraco negro sem nada para se abastecer e interromperá o seu crescimento. 

Além do ALMA, os astrônomos usaram o telescópio Magellan Baade de 6,5 metros, o telescópio Gemini Norte e o Observatório W. M. Keck, ambos no Havaí, e o telescópio Gemini Sul no Chile. Os astrônomos planejam continuar estudando J0313-1806 e outros quasares com telescópios terrestres e espaciais.

Os cientistas apresentaram os seus achados na reunião da Sociedade Astronômica Americana, realizada virtualmente, e num artigo científico aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Encontrados ventos e correntes em anã marrom mais próxima

Astrônomos encontraram bandas e listras na anã marrom mais próxima da Terra, sugerindo processos que agitam o interior de sua atmosfera.

© Daniel Apai (ilustração da anã marrom Luhman 16B)

As anãs marrons são objetos celestes misteriosos que não são exatamente estrelas nem planetas. São aproximadamente do tamanho de Júpiter, mas normalmente dezenas de vezes mais massivas. Ainda assim, são menos massivas do que as estrelas menores, de modo que os seus núcleos não têm pressão suficiente para fundir átomos como as estrelas. Ficam quentes quando se formam e gradualmente arrefecem, têm brilho fraco que diminuem lentamente ao longo das suas vidas, o que as torna difíceis de encontrar. Nenhum telescópio pode ver claramente a atmosfera destes objetos. 

"Será que as anãs marrons se parecem com Júpiter, com as suas bandas regulares formadas por grandes jatos paralelos e longitudinais, ou são dominadas por um padrão em constante mudança de tempestades gigantescas conhecidas como vórtices como aqueles encontrados nos polos de Júpiter?," disse Daniel Apai, pesquisador na Universidade do Arizona. 

Ele e a sua equipe descobriram que as anãs marrons se parecem muito com Júpiter. Os padrões na atmosfera revelam ventos velozes que correm paralelos ao equador das anãs marrons. Estes ventos estão misturando as atmosferas, redistribuindo o calor que emerge do interior quente destes astros. Além disso, tal como Júpiter, os vórtices dominam as regiões polares. 

Alguns modelos atmosféricos previram este padrão atmosférico, onde o vento e a circulação atmosférica em grande escala muitas vezes têm efeitos profundos nas atmosferas planetárias, desde o clima da Terra até ao aspeto de Júpiter, e agora estes jatos atmosféricos de grande escala também moldam as atmosferas das anãs marrons. 

O grupo de Apai na Universidade do Arizona é líder mundial no mapeamento das atmosferas das anãs marrons e exoplanetas usando telescópios espaciais e um novo método. A equipe usou o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), um telescópio espacial da NASA, para estudar as duas anãs marrons mais próximas da Terra. 

A apenas 6,5 anos-luz de distância, as anãs marrons são chamadas Luhman 16A e Luhman 16B. Embora ambas tenham aproximadamente o mesmo tamanho de Júpiter, ambas são mais densas e, portanto, contêm mais massa. Luhman 16A tem cerca de 34 vezes a massa de Júpiter, e Luhman 16B tem cerca de 28 vezes a massa de Júpiter e é cerca de 800 ºC mais quente. 

Com algoritmos avançados foram obtidas medições muito precisas das mudanças de brilho conforme as duas anãs marrons giravam. Elas ficam mais brilhantes quando as regiões atmosféricas giram para o nosso ponto de vista e mais escuras quando giram para fora de vista.

Os resultados mostram que há muita semelhança entre a circulação atmosférica dos planetas do Sistema Solar e as anãs marrons. Como resultado, as anãs marrons podem servir como análogos mais massivos de planetas gigantes existentes fora do nosso Sistema Solar em estudos futuros. 

Os astrônomos esperam explorar ainda mais as nuvens, sistemas de tempestade e zonas de circulação presentes nas anãs marrons e exoplanetas para aprofundar a nossa compreensão das atmosferas localizadas além do Sistema Solar.

O novo estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Arizona

Galáxias distantes em colisão perdendo capacidade de gerar estrelas

As galáxias começam a “morrer” quando param de formar estrelas, mas até agora os astrônomos nunca tinham observado claramente o início deste processo numa galáxia distante.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da galáxia ID2299)

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), do qual o Observatório Europeu do Sul (ESO) é um parceiro, os astrônomos observaram uma galáxia ejetar quase metade de seu gás de formação estelar.

Os astrônomos pensam que este evento terá sido desencadeado pela colisão com outra galáxia, o que poderá modificar o modo como as galáxias param de formar novas estrelas. “Esta é a primeira vez que observamos uma galáxia com formação estelar massiva típica no Universo distante prestes a 'morrer' devido a uma ejeção massiva de gás frio,” disse Annagrazia Puglisi, pesquisadora principal do novo estudo, da Universidade de Durham, Reino Unido, e do Centro de Investigação Nuclear de Saclay (CEA-Saclay), França.

A galáxia, ID2299, está tão distante que a sua luz demora 9 bilhões de anos a chegar até nós; vemos isso quando o Universo tinha apenas 4,5 bilhões de anos. A ejeção de gás está acontecendo a uma taxa equivalente a 10.000 sóis por ano, removendo incríveis 46% do gás frio total existente na ID2299.

Como a galáxia também está formando estrelas muito rapidamente, centenas de vezes mais rápido que a Via Láctea, o gás restante será rapidamente consumido em apenas algumas dezenas de milhões de anos. 

O evento responsável pela perda espetacular de gás é uma colisão entre duas galáxias, que eventualmente se fundiram para formar o ID2299. A pista elusiva que apontou os cientistas para este cenário foi a associação do gás ejetado com uma “cauda de maré”. As caudas de maré são correntes alongadas de estrelas e gás que se estendem para o espaço interestelar e que são criadas quando duas galáxias se fundem, mas que são normalmente muito tênues para poderem ser observadas em galáxias distantes.

No entanto, a equipe conseguiu observar esta estrutura relativamente brilhante exatamente quando estava se lançando ao espaço e foi capaz de identificá-la como uma cauda de maré. A maioria dos astrônomos acredita que os ventos causados pela formação estelar e a atividade de buracos negros nos centros de galáxias massivas são responsáveis por lançar para o espaço material que, de outro modo, seria utilizado na formação estelar, terminando assim com a capacidade das galáxias de formar novas estrelas. 

Contudo, o novo estudo sugere que as fusões galácticas podem também ser responsáveis por ejetar para o espaço este "combustível" de formação estelar. 

Esta descoberta surpreendente foi feita por acaso quando a equipe estava analisando um levantamento de galáxias obtido pelo ALMA com o objetivo de estudar as propriedades do gás frio em mais de 100 galáxias distantes.

A ID2299 foi observada pelo ALMA durante apenas alguns minutos, mas o poderoso observatório, localizado no norte do Chile, permitiu à equipe coletar dados suficientes para detectar a galáxia e a sua cauda de ejeção.

No futuro, a equipe poderá usar o ALMA para fazer observações com maior resolução e mais profundas desta galáxia, para tentar compreender melhor a dinâmica do gás ejetado. Observações com o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO permitirão à equipe explorar as ligações entre as estrelas e o gás na ID2299, o que poderá nos dar novas pistas sobre a evolução das galáxias. 

Esta pesquisa foi apresentada no artigo intitulado “A titanic interstellar medium ejection from a massive starburst galaxy at z=1.4” que será publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO