A visão mais nítida dos anéis de Netuno

O telescópio espacial James Webb está mostrando as suas capacidades mais perto de casa com a sua primeira imagem de Netuno.

© STScI (anéis de Netuno)

O Webb não só captou a visão mais clara dos anéis deste peculiar planeta em mais de 30 anos, como as suas câmaras estão também revelando o gigante gelado sob uma luz totalmente nova.

O aspecto mais impressionante da nova imagem do Webb é a visão nítida dos anéis dinâmicos do planeta, alguns dos quais não têm sido vistos de todo, quanto mais com este detalhe, desde a passagem da Voyager 2 em 1989.

Além dos vários anéis estreitos e brilhantes, as imagens do Webb mostram claramente as bandas de poeira mais fracas de Netuno. A qualidade de imagem extremamente estável e precisa do Webb também permite detectar estes anéis fracos muito próximos de Netuno.

Netuno tem fascinado e deixado os pesquisadores perplexos desde a sua descoberta em 1846. Localizado 30 vezes mais longe do Sol do que a Terra, Netuno orbita numa das áreas mais sombrias do nosso Sistema Solar. A esta distância extrema, o Sol é tão pequeno e tênue que o meio-dia em Netuno é semelhante a um fraco crepúsculo na Terra. 

Este planeta é caracterizado como um gigante de gelo devido à composição química do seu interior. Em comparação com os gigantes gasosos Júpiter e Saturno, Netuno é muito mais rico em elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio. Isto é aparente no bem conhecido aspecto azul de Netuno nas imagens do telescópio espacial Hubble em comprimentos de onda visíveis, provocado por pequenas quantidades de metano gasoso. 

O instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb capta objetos no infravermelho próximo, de 0,6 a 5 micrômetros, pelo que Netuno não aparece azul. De fato, o gás metano é tão fortemente absorvido que o planeta é bastante escuro nos comprimentos de onda do Webb, exceto quando existem nuvens de alta altitude. Tais nuvens de metano gelado são proeminentes como estrias brilhantes e manchas, que refletem a luz solar antes de ser absorvida pelo gás metano. 

Imagens de outros observatórios têm registado estas características de nuvens em rápida evolução ao longo dos anos. Mais sutilmente, uma linha fina de luminosidade em torno do equador do planeta pode ser uma assinatura visual da circulação atmosférica global que alimenta os ventos e tempestades de Netuno. A atmosfera desce e aquece no equador, e assim brilha mais em comprimentos de onda infravermelhos do que os gases mais frios e circundantes. 

A órbita de 164 anos de Netuno significa que o seu polo norte, no topo desta imagem, está justamente fora de vista para os astrônomos, mas as imagens do Webb sugerem um brilho intrigante nesta área. 

Um vórtice previamente conhecido no polo sul é evidente na imagem do Webb, mas pela primeira vez o telescópio revelou uma banda contínua de nuvens à sua volta. O Webb também fotografou sete das 14 luas conhecidas de Netuno.

© STScI (Tritão e Netuno)

Dominando este retrato de Netuno pelo Webb está um ponto de luz muito brilhante ostentando os picos de difração vistos em muitas das imagens do Webb; não é uma estrela, mas a lua mais incomum de Netuno, Tritão. Coberta por uma camada gelada de nitrogênio condensado, Tritão reflete uma média de 70% da luz solar que a atinge. É bem mais brilhante do que Netuno porque a atmosfera do planeta é escurecida pela absorção de metano nos comprimentos de onda do Webb. Tritão orbita Netuno numa órbita bizarra (retrógrada), levando a especulação que esta lua era na realidade um objeto do Cinturão de Kuiper que foi gravitacionalmente capturado por Netuno. Estão planejados estudos adicionais de Tritão e Netuno para o próximo ano. 

Fonte: ESA

A inclinação e os anéis de Saturno podem ter surgido de antiga lua

Girando em volta do equador do planeta, os anéis de Saturno são uma prova óbvia de que o planeta tem um eixo de rotação inclinado.

© NASA (anéis de Saturno)

O gigante gira num ângulo de 26,7º em relação ao plano em que orbita o Sol. Os astrônomos há muito que suspeitam que esta inclinação vem de interações gravitacionais com o seu vizinho Netuno, à medida que a inclinação de Saturno efetua precessão, como um pião, quase ao mesmo ritmo que a órbita de Netuno. 

Mas um novo estudo de modelagem realizada por astrônomos do MIT (Massachusetts Institute of Technology) e de outras instituições descobriu que, embora os dois planetas possam ter estado uma vez em sincronia, Saturno escapou desde então à atração de Netuno. 

O que é que foi responsável por este realinhamento planetário? A equipe tem uma hipótese meticulosamente testada: uma lua em falta. A equipe propõe que Saturno, que hoje acolhe 83 luas, já acolheu pelo menos mais uma, um satélite extra a que deram o nome de Crisálida.

Juntamente com as demais luas, os pesquisadores sugerem que Crisálida orbitou Saturno durante vários bilhões de anos, puxando o planeta de uma forma que manteve a sua inclinação, ou "obliquidade", em ressonância com Netuno. Mas há cerca de 160 milhões de anos, Crisálida tornou-se instável e aproximou-se demasiado do seu planeta num encontro rasante que dilacerou o satélite. A perda da lua foi suficiente para retirar Saturno do alcance de Netuno e para deixá-lo com a atual inclinação. 

Além disso, os pesquisadores supõem que, embora a maior parte do corpo estilhaçado de Crisálida possa ter colidido com Saturno, uma fração dos seus detritos pode ter permanecido em órbita, eventualmente quebrando-se em pequenos pedaços gelados para formar os famosos anéis do planeta. 

O satélite desaparecido pode explicar dois mistérios de longa data: a atual inclinação de Saturno e a idade dos seus anéis, anteriormente estimada em cerca de 100 milhões de anos, muito mais jovens do que o próprio planeta. 

No início dos anos 2.000, os cientistas propuseram a ideia de que o eixo inclinado de Saturno é o resultado do planeta estar preso numa ressonância, ou associação gravitacional, com Netuno. Mas as observações feitas pela nave espacial Cassini da NASA, que orbitou Saturno de 2004 a 2017, colocaram uma nova reviravolta no problema. Os cientistas descobriram que Titã, o maior satélite de Saturno, estava se afastando de Saturno a uma velocidade de cerca de 11 centímetros por ano. 

A rápida migração de Titã, e a sua atração gravitacional, levaram os cientistas a concluir que a lua era provavelmente responsável pela inclinação e manutenção de Saturno em ressonância com Netuno. Mas esta explicação depende de um grande desconhecido: o momento de inércia de Saturno, que é a forma como a massa é distribuída no interior do planeta. A inclinação de Saturno poderia comportar-se de forma diferente, dependendo de a matéria estar mais concentrada no seu núcleo ou mais para a superfície.

Para progredir no problema, foi determinado o momento de inércia de Saturno. O campo gravitacional pode ser utilizado para determinar a distribuição de massa no planeta. Foi modelado o interior de Saturno e identificaram uma distribuição de massa que correspondia ao campo gravitacional que a sonda Cassini observou. Surpreendentemente, descobriram que este momento de inércia recentemente identificado colocou Saturno perto, mas mesmo para lá da ressonância com Netuno. Os planetas podem ter estado uma vez em sincronia, mas já não estão. 

A equipe realizou primeiro simulações para fazer evoluir a dinâmica orbital de Saturno e das suas luas para trás no tempo, para ver se alguma instabilidade natural entre os satélites existentes poderia ter influenciado a inclinação do planeta. Esta investigação não deu em nada. Assim, os pesquisadores reexaminaram as equações matemáticas que descrevem a precessão de um planeta, que é como o eixo de rotação de um planeta muda ao longo do tempo. Um termo nesta equação tem contribuições de todos os satélites. Se um satélite fosse retirado desta soma, poderia afetar a precessão do planeta. 

A questão era, quão massivo teria de ser aquele satélite, e que dinâmica teria de ter para tirar Saturno da ressonância com Netuno? Foram efetuadas simulações para determinar as propriedades de um satélite, tais como a sua massa e raio orbital, e a dinâmica orbital que seria necessária para tirar Saturno da ressonância.

Conclui-se que a atual inclinação de Saturno é o resultado da ressonância com Netuno e que a perda do satélite, Crisálida, que tinha aproximadamente o tamanho de Jápeto, a terceira maior lua de Saturno, permitiu-lhe escapar à ressonância.

A cerca de 200 a 100 milhões de anos, Crisálida entrou numa zona orbital caótica, passou por uma série de encontros próximos com Jápeto e Titã e acabou por se aproximar demasiado de Saturno, num encontro rasante que rasgou o satélite em pedaços, deixando uma pequena fração orbitando o planeta como um anel de escombros. A perda de Crisálida, explica a precessão de Saturno e a sua atual inclinação, bem como a formação tardia dos seus anéis.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Uma enigmática explosão atômica

Uma estrela jovem e brilhante é cercada por uma camada de gás e poeira espessa nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (IRAS 05506+2414)

A Wide Field Camera 3 do Hubble inspecionou um jovem objeto estelar, a mais de 9.000 anos-luz de distância na constelação de Touro, para ajudar os astrônomos a entender os primeiros estágios da vida de estrelas massivas. 

Acredita-se que este objeto, conhecido como IRAS 05506+2414, seja um exemplo de um evento explosivo causado pela ruptura de um sistema estelar jovem e massivo. Se assim for, seria apenas o segundo exemplo conhecido. 

Normalmente, os discos rodopiantes de material que cercam uma estrela jovem são canalizados em fluxos gêmeos de gás e poeira da estrela. No caso do IRAS 05506+2414, no entanto, um jato de material em forma de leque viajando a velocidades de até 350 quilômetros por segundo está se espalhando para fora do centro desta imagem.

Os astrônomos recorreram à Wide Field Camera 3 do Hubble para medir a distância até IRAS 05506+2414. Embora seja possível medir a velocidade do material que se afasta da estrela, os astrônomos não podem dizer a que distância da Terra a estrela realmente está a partir de uma única observação. No entanto, medindo a distância que a vazão do jato percorre entre imagens sucessivas, será possível inferir a distância até o IRAS 05506+2414.

Isto permitirá que os astrônomos determinem quão brilhante é a estrela e quanta energia ela está emitindo e, portanto, estimar sua massa; todas as informações vitais que ajudarão a entender a origem do fluxo incomum desta jovem estrela brilhante. 

Fonte: ESA

Encontrada uma nova fonte de produção de lítio no Universo

Uma equipe de pesquisadores do IAC (Instituto de Astrofísica das Canárias), da Universidade de Manchester e da Universidade Norueguesa de Ciência e Tecnologia detectaram uma abundância de lítio anormalmente elevada na atmosfera da estrela companheira de um pulsar binário de milissegundo.

© IAC (ilustração de um pulsar binário de milissegundo)

A abundância de lítio é maior em comparação com estrelas com a mesma temperatura efetiva e estrelas de alta metalicidade, pelo que o estudo fornece evidências inequívocas para a produção de lítio fresco. 

O lítio é um elemento frágil e em estrelas semelhantes ao Sol é gradualmente destruído nos interiores através da queima nuclear a baixa temperatura. Contudo, a abundância de lítio em estrelas jovens de alta metalicidade (População I) é superior ao valor produzido na Nucleossíntese do Big Bang, quando determinados elementos leves, incluindo o lítio, foram formados, o que significa que existem estrelas e mecanismos que produzem e ejetam lítio para o meio interestelar. 

Os binários de raios X são sistemas que emitem radiação intensa de raios X e consistem num objeto compacto, geralmente um buraco negro ou estrelas de nêutrons, e uma estrela companheira. O objeto compacto alimenta-se do material que retira da estrela companheira, um processo conhecido como acreção. 

As condições em torno de objetos compactos são ideais para a produção de lítio através da espalação de núcleos de carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO) por nêutrons no fluxo de acreção interior ou na superfície da estrela companheira. Embora a abundância de lítio observada nos binários de raios X seja relativamente elevada, não é superior ao valor Cósmico ou ao das jovens estrelas da População I. 

Agora, foi encontrada uma surpreendente superabundância de lítio num pulsar binário de milissegundo, um tipo de sistema binário constituído por uma estrela companheira de baixa massa e uma estrela de nêutrons ou pulsar com um período de rotação de alguns milissegundos. 

Usando arquivos de espectroscopia de alta resolução obtidos com o VLT (Very Large Telescope) do ESO no Paranal (Chile) e o WHT (William Herschel Telescope) no Observatório Roque de los Muchachos em La Palma (Espanha), os pesquisadores realizaram uma análise da abundância química no pulsar binário de milissegundo PSR J1023+0038.

Neste sistema, a equipe encontrou uma estrela companheira rica em metais com abundâncias de elementos químicos muito diferentes das abundâncias elementares observadas em estrelas companheiras em binários de raios X e em estrelas na vizinhança solar. 

De acordo com o estudo, a emissão pulsada de raios gama que ocorre na maioria dos pulsares binários de milissegundo envolve uma produção copiosa de partículas, algumas das quais acabam como parte do vento magnetizado que emerge do pulsar a alta velocidade. O impacto dos raios gama e do fluxo de partículas relativísticas com a atmosfera da estrela companheira fragmenta os núcleos de carbono, nitrogênio e oxigênio presentes e gera novo lítio, o que leva a uma maior abundância deste elemento químico.

A espalação através de raios gama ou prótons pode levar a um enriquecimento substancial de lítio na atmosfera da estrela secundária, pelo que os pulsares binários de milissegundo podem fornecer locais para a produção de lítio fresco. 

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

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Estrelas fornecem uma janela para o Universo primitivo

Os astrônomos têm ficado perplexos ao encontrar estrelas jovens em espiral no centro de um enorme aglomerado de estrelas na Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea.

© STScI (NGC 346)

O braço exterior da espiral neste enorme berçário estelar de forma estranha, chamado NGC 346, pode estar alimentando a formação de estrelas num movimento de gás e estrelas em forma de rio. 

A Pequena Nuvem de Magalhães tem uma composição química mais simples do que a Via Láctea, tornando-a semelhante às galáxias encontradas no Universo mais jovem, quando os elementos mais pesados eram mais escassos. Devido a isto, as estrelas na Pequena Nuvem de Magalhães são mais quentes e esgotam o seu combustível mais depressa do que as estrelas na nossa Via Láctea. 

Embora seja homóloga do Universo primitivo, a 200.00 anos-luz de distância, a Pequena Nuvem de Magalhães é também uma das nossas vizinhas galácticas mais próximas. Aprender como as estrelas se formam na Pequena Nuvem de Magalhães fornece uma nova reviravolta na forma como uma tempestade de formação estelar pode ter ocorrido no início da história do Universo, cerca de dois a três bilhões de anos após o Big Bang. 

Os novos resultados mostram que o processo de formação estelar na NGC 346, é semelhante ao da Via Láctea. Com apenas 150 anos-luz em diâmetro, a NGC 346 contém a massa de 50.000 sóis. A sua forma intrigante e o seu rápido ritmo de formação estelar têm intrigado os astrônomos. 

Foi necessário o poder combinado do telescópio espacial Hubble e do VLT (Very Large Telescope) do ESO para desvendar o comportamento deste misterioso local de nidificação estelar. 

As estrelas são as máquinas que esculpem o Universo. Não teríamos vida sem estrelas e, no entanto, não compreendemos totalmente como se formam. Existem vários modelos que fazem previsões, e algumas destas previsões são contraditórias. 

Os pesquisadores determinaram o movimento das estrelas na NGC 346 de duas maneiras diferentes. Usando o Hubble, uma equipe mediu as mudanças nas posições das estrelas ao longo de 11 anos. As estrelas nesta região movimentam-se a uma velocidade média de 3.200 km/h, o que significa que em 11 anos se movem mais de 300 milhões de quilômetros. Isto é cerca do dobro da distância entre a Terra e o Sol. 

Mas este aglomerado está relativamente distante, dentro de uma galáxia vizinha. Isto significa que o movimento observado é muito pequeno e, portanto, difícil de medir. Estas observações extraordinariamente precisas só foram possíveis graças à resolução requintada e à alta sensibilidade do Hubble. Além disso, a história de três décadas de observações do Hubble fornece uma base para os astrônomos seguirem movimentos celestes minuciosos ao longo do tempo. 

Outra equipe usou o instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) do VLT (Very Large Telescope) para medir a velocidade radial, que determina se um objeto se aproxima ou se afasta do observador. 

Metade dos dados do Hubble para este estudo da NGC 346 são de arquivo. As primeiras observações foram feitas há 11 anos. Foram repetidas recentemente para rastrear o movimento das estrelas ao longo do tempo. Dada a longevidade do telescópio, o arquivo de dados do Hubble contém agora mais de 32 anos de dados astronômicos, alimentando estudos a longo prazo sem precedentes.

As observações com o telescópio espacial Webb devem ser capazes de resolver estrelas de massa inferior no aglomerado, dando uma visão mais holística da região. Ao longo da vida do Webb, os astrônomos poderão repetir esta experiência e medir o movimento das estrelas de baixa massa. Serão então capazes de comparar as estrelas de massa alta e as estrelas de massa baixa para finalmente aprenderem toda a extensão da dinâmica deste berçário.

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Primeira visão tridimensional completa de sistema binário com planeta

Ao rastrear, com precisão, uma pequena e quase imperceptível oscilação no movimento pelo do espaço de uma estrela próxima, os astrônomos descobriram um planeta semelhante a Júpiter em órbita desta estrela, que faz parte de um sistema binário.

© NRAO (exoplaneta num sistema estelar binário)

Este trabalho, usando o VLBA (Very Long Baseline Array), produziu a primeira determinação da estrutura completa e tridimensional das órbitas de um binário estelar e de um planeta em órbita de uma delas. Este feito pode fornecer novos e valiosos conhecimentos sobre o processo de formação planetária. 

Embora tenham sido descobertos até agora mais de 5.000 exoplanetas, apenas três foram descobertos utilizando a técnica de astrometria que produziu esta descoberta. Contudo, a determinação da arquitetura 3D de um sistema binário que inclui um planeta não pode ser alcançado com outros métodos de descoberta exoplanetária. Uma vez que a maioria das estrelas está em sistemas binários ou múltiplos, ser capaz de compreender sistemas como este ajudará a compreender a formação planetária em geral. 

As duas estrelas, que juntas são chamadas GJ 896AB, estão a cerca de 20 anos-luz da Terra. São anãs vermelhas, o tipo estelar mais comum na nossa Galáxia. A maior, em torno da qual o planeta orbita, tem cerca de 44% da massa do nosso Sol, enquanto a menor tem cerca de 17% da massa do Sol. Estão separadas por mais ou menos a distância que separa Netuno do Sol e orbitam-se uma à outra a cada 229 anos. 

Para o seu estudo de GJ 896AB, os astrônomos combinaram dados de observações ópticas do sistema feitas entre 1941 e 2017 com dados de observações do VLBA entre 2006 e 2011. Fizeram então novas observações VLBA em 2020. A resolução nítida do VLBA produziu medições extremamente precisas das posições das estrelas ao longo do tempo. 

Os astrônomos realizaram uma análise extensiva dos dados que revelaram os movimentos orbitais das estrelas, bem como o seu movimento através do espaço. O rastreio detalhado do movimento da estrela maior mostrou uma ligeira oscilação que revelou a existência do planeta. A oscilação é provocada pelo efeito gravitacional do planeta sobre a estrela. A estrela e o planeta orbitam um local entre eles que representa o seu centro comum de massa. Quando este local, chamado baricentro, está suficientemente longe da estrela, o movimento da estrela ao seu redor pode ser detectável. 

Os astrônomos calcularam que o planeta tem cerca do dobro da massa de Júpiter e orbita a estrela a cada 284 dias. A sua distância à estrela é ligeiramente menos do que a distância de Vênus ao Sol. A órbita do planeta está inclinada cerca de 148 graus em relação às órbitas das duas estrelas. Isto significa que o planeta se move em torno da estrela principal na direção oposta à da estrela secundária. 

Esta é a primeira vez que tal estrutura dinâmica foi observada num planeta associado a um sistema binário compacto que presumivelmente foi formado no mesmo disco protoplanetário. Estudos adicionais detalhados deste e de outros sistemas semelhantes podem ajudar na obtenção de conhecimentos importantes sobre como os planetas são formados em sistemas binários. 

Existem teorias alternativas para o mecanismo de formação e mais dados podem possivelmente indicar qual é o mais provável. Em particular, os modelos atuais indicam que um planeta tão grande é muito improvável como companheiro de uma estrela tão pequena, por isso talvez estes modelos precisem de ser ajustados. 

A técnica astrométrica será uma ferramenta valiosa para a caracterização de mais sistemas planetários. Os trabalhos poderão ser execuatdos com o planejado ngVLA (Next Generation VLA), que possibilitará encontrar planetas tão pequenos como a Terra.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Uma Nova na galáxia de Andrômeda

Em 4 de agosto deste ano foi identificada uma estrela Nova AT2022qpg de magnitude +16,6 em um dos braços da galáxia de Andrômeda (M31), e foi catalogada como M31N2022-08a.

© Massimo Di Fusco (localização da Nova M31N2022-08a)

A Nova foi descoberta por Raffaele Belligoli, Flavio Castellani e Claudio Marangoni com o telescópio de 16" do Observatório de Monte Baldo, na Itália, em nome do Italian Supernovae Search Project (ISSP). Confirmação espectroscópica foi realizada por Claudio Balcon, do Transient Name Server (TNS). 

Além disso, a mesma equipe notou imediatamente a coincidência da posição da Nova M31N2005-10a que descobriram em 11 de outubro de 2005 e, após verificações meticulosas, a coincidência da posição foi confirmada. Para confirmar a associação entre estes dois objetos, foi obtida uma imagem CCD de banda R de 1350 s do campo ao redor de M31N2022-08a usando o telescópio de 0,65 m em Ondrejov, localizado a 35 km a sudeste de Praga, na República Tcheca. 

Portanto, é uma Nova recorrente, que são as mais seguidas e estudadas porque são consideradas potenciais candidatas a se tornarem Supernovas muito brilhantes. "Felizmente, minhas fotos coincidiram com o período após o aparecimento da Nova, então pude destacar sua presença na minha imagem comparando-a com uma foto tirada no ano passado," disse Massimo Di Fusco. 

Fonte: Italian Supernovae Search Project

Um cabo de guerra entre galáxias em fusão

Enquanto observavam uma galáxia recém-dormente usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/ submillimeter Array) e o telescópio espacial Hubble, cientistas descobriram que tinha parado de formar estrelas, não porque tinha esgotado todo o seu gás, mas porque a maior parte do seu combustível formador de estrelas tinha sido atirado para fora do sistema ao fundir-se com outra galáxia.

© NRAO (ilustração do fluxo de gás e estrelas durante a fusão de galáxias)

O resultado é uma novidade para os cientistas do ALMA. Além disso, se provados comuns, os resultados podem mudar a forma como são consideradas as fusões e mortes das galáxias.

À medida que as galáxias se movem através do Universo, por vezes encontram outras galáxias. Quando interagem, a gravidade de cada galáxia atrai a outra. O subsequente "cabo de guerra" lança gases e estrelas para longe das galáxias, deixando para trás fluxos de material conhecidos como caudas de maré. 

E é exatamente isso que os cientistas acreditam que aconteceu a SDSS J1448+1010, mas com uma reviravolta na história. A galáxia massiva, que nasceu quando o Universo tinha cerca de metade da sua idade atual, quase que completou a sua fusão com outra galáxia. Durante observações com o Hubble e com o ALMA, os cientistas descobriram caudas de maré contendo cerca de metade de todo o gás frio e formador de estrelas do sistema. A descoberta do material forçosamente descartado, igual a 10 bilhões de vezes a massa do nosso Sol, indicou que a fusão poderia ser responsável pelo "desligar" da formação estelar, o que não era esperado.

A descoberta fornece informações sobre os processos pelos quais as galáxias vivem ou morrem e ajuda os cientistas a compreender melhor a sua evolução. Ainda não compreendemos todos os processos que fazem com que as galáxias deixem de formar estrelas, mas esta descoberta mostra a importância destas grandes fusões galácticas e o quanto podem afetar a forma como uma galáxia cresce e muda com o tempo. 

© ALMA / Hubble (galáxia SDSS J1448+1010)

Esta imagem composta combina dados em azul/branco do telescópio espacial Hubble e em vermelho/laranja do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para mostrar a distribuição pós-fusão de gás e estrelas da galáxia.

Uma vez que o novo resultado é de uma única observação, não está atualmente claro o quão típico este "cabo de guerra" e a sua quiescência resultante podem ser. No entanto, a descoberta desafia as teorias há muito defendidas sobre como a formação estelar e as galáxias morrem e tem proporcionado aos cientistas um novo desafio excitante: encontrar mais exemplos. 

Os astrônomos costumavam pensar que a única forma de fazer as galáxias deixarem de formar estrelas era através de processos violentos e rápidos, como muitas supernovas explodindo na galáxia para soprar a maior parte do gás para fora e a aquecer o resto. Estas observações mostram que não é preciso um processo específico para cortar a formação estelar. O processo de fusão, muito mais lento, pode também pôr fim à formação estelar e às galáxias. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A Nebulosa da Estrela Flamejante

John Martin Schaeberle descobriu a Nebulosa da Estrela Flamejante, ou IC 405, perto do final do século XIX. O objeto foi descoberto independentemente logo depois pelos astrofotógrafos Max Wolf e Eugen von Gothard.

© Terry Hancock / Tom Masterson (IC 405)

A IC 405 está localizada em Auriga, uma constelação mais conhecida pela sua riqueza de aglomerados abertos, mas cujas nebulosas são muitas vezes esquecidas. A Nebulosa da Estrela Flamejante é uma combinação de nebulosas de emissão e reflexão iluminadas pela estrela variável incomum AE Aurigae. 

A nebulosa tem 37' por 19' de diâmetro, e sua porção mais brilhante fica a leste da estrela. A IC 405 fica a 1.500 anos-luz de distância. Muitos objetos com baixo brilho superficial que foram descobertos por meio da astrofotografia inicial são visíveis com os telescópios amadores de hoje, que geralmente são melhores do que aqueles que os observadores do céu profundo usavam no final do século XIX e início do século XX. 

A descrição no catálogo de índice da Nebulosa da Estrela Flamejante diz: “estrela de magnitude 6,7 com nebulosa muito brilhante e muito grande”. Com uma descrição como esta, você pensaria que seria simples de detectar. Mas, como muitas nebulosas expansivas, não é tão fácil quanto parece. Sob céu escuro e seco, a IC 405 pode ser vista com telescópios tão pequenos quanto 2,4 polegadas. Mas em céus menos ideais, pode ser impossível observá-la, mesmo com aberturas maiores. As noites de inverno tendem a ter menor umidade, então sob temperaturas frias e céus escuros, você tem uma boa chance de pegar esta nebulosa.

Se você que observar estrelas estranhas em sua lista de desejos, AE Aurigae é outro motivo para procurar IC 405. Esta estrela O9.5 extremamente quente varia uma magnitude modesta de 0,7 (de aproximadamente 5,4 a 6,1), mas sua verdadeira reivindicação à fama é sua velocidade no espaço. É uma das duas estrelas ejetadas durante uma colisão de dois sistemas binários há cerca de 2 milhões de anos na região onde agora reside o trapézio da Nebulosa de Órion. A outra é Mu (μ) Columbae. Uma terceira estrela, 53 Arietis, originou-se nesta mesma região, mas foi ejetada alguns milhões de anos antes. 

AE Aurigae está atualmente se deslocando pela IC 405, iluminando o gás à medida que avança. Assim que passar, a nebulosa desaparecerá.

Fonte: Astronomy

Detectado dióxido de carbono em atmosfera exoplanetária

O telescópio espacial James Webb encontrou evidências definitivas de dióxido de carbono na atmosfera de um planeta gigante gasoso em órbita de uma estrela semelhante ao Sol a 700 anos-luz de distância.

© STScI (ilustração do exoplaneta WASP-39 b)

O resultado fornece importantes conhecimentos sobre a composição e formação do planeta e é indicativo da capacidade do Webb em também detectar e medir dióxido de carbono nas atmosferas mais finas de planetas rochosos de menor dimensão. 

O WASP-39 b é um quente gigante gasoso com uma massa aproximadamente um-quarto da de Júpiter (aproximadamente a mesma que Saturno) e um diâmetro 1,3 vezes superior ao de Júpiter. É um planeta "inchado" devido, em parte, à sua temperatura elevada (cerca de 900º C). Ao contrário dos gigantes de gás mais compactos e frios no nosso Sistema Solar, o WASP-39 b orbita muito perto da sua estrela hospedeira, apenas cerca de um-oitavo da distância entre o Sol e Mercúrio. completando uma volta em pouco mais de quatro dias terrestres.

A descoberta do planeta, anunciada em 2011, baseou-se em detecções terrestres da sutil e periódica diminuição de luz da estrela hospedeira à medida que o planeta transita, ou passa em frente da estrela. Planetas em trânsito como WASP-39b, cujas órbitas observamos de lado e não de cima, podem proporcionar aos pesquisadores oportunidades ideais para sondar atmosferas planetárias. Durante um trânsito, parte da luz estelar é eclipsada completamente pelo planeta (provocando a queda de brilho) e alguma é transmitida através da atmosfera do planeta. A atmosfera filtra algumas cores mais do que outras, dependendo de fatores como a sua composição, a sua espessura e se existem ou não nuvens. Este efeito é observado na atmosfera da Terra, à medida que a cor e a qualidade da luz diurna muda, dependendo de quão nublado ou úmido está o ar, ou de onde o Sol está no céu. 

Dado que diferentes gases absorvem diferentes combinações de cores, os pesquisadores podem analisar pequenas diferenças no brilho da luz transmitida através de um espectro de comprimentos de onda e assim determinar exatamente de que é composta uma atmosfera. Com a sua combinação de atmosfera inflada e trânsitos frequentes, o WASP-39 b é um alvo ideal para esta técnica, conhecida como espectroscopia de transmissão.

A equipe usou o instrumento NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) do Webb para fazer esta detecção. No espectro resultante da atmosfera exoplanetária, a pequena "colina" entre 4,1 e 4,6 micrômetros não é trivial. É a primeira evidência clara, detalhada e indiscutível de dióxido de carbono alguma vez detectada num exoplaneta.

Mesmo sem a forte característica do dióxido de carbono, este espectro seria notável. Nenhum observatório alguma vez mediu antes diferenças tão sutis no brilho de tantas cores individuais na gama de 3 a 5,5 micrômetros num espectro de transmissão exoplanetário. O acesso a esta parte do espectro é crucial para medir as abundâncias de gases como a água e o metano, bem como o dióxido de carbono, que se pensa existirem nas atmosferas de muitos tipos diferentes de exoplanetas.

Compreender a composição da atmosfera de um planeta é importante porque diz-nos algo sobre a origem do planeta e de como este evoluiu. As moléculas de dióxido de carbono são rastreadores sensíveis da história da formação planetária. Ao medir esta característica do dióxido de carbono, podemos determinar quanto material sólido e gasoso foi utilizado para formar este gigante planeta. 

Na próxima década, o Webb fará esta medição para uma variedade de planetas, fornecendo informações sobre os detalhes de como os planetas se formam e sobre a singularidade do nosso próprio Sistema Solar. Estes resultados também acrescentam a análise existente realizada pelo telescópio espacial Hubble. O Webb irá complementar e ampliar estes estudos com maior resolução, maior cobertura de comprimento de onda e precisão para revelar as principais tendências nos dados que apontam para a formação e evolução destes planetas. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

O monóxido de carbono desaparecido estava escondido no gelo

Os astrônomos frequentemente observam monóxido de carbono em viveiros planetários.

© CfA / M. Weiss (ilustração de um disco protoplanetário)

O composto é muito brilhante e extremamente comum em discos protoplanetários – regiões de poeira e gás onde os planetas se formam em torno de estrelas jovens – tornando-o um alvo principal para os cientistas. 

Mas, na última década, algo não vem somando quando se trata de observações de monóxido de carbono. Uma grande porção de monóxido de carbono está faltando em todas as observações de discos, se as previsões atuais dos astrônomos sobre sua abundância estiverem corretas. Agora, um novo modelo, validado por observações com o ALMA (Atacama Large Millimeter Array), resolveu o mistério: o monóxido de carbono está escondido em formações de gelo dentro dos discos. 

Este pode ser um dos maiores problemas não resolvidos em discos formadores de planetas. Dependendo do sistema observado, o monóxido de carbono é de três a 100 vezes menor do que deveria ser; é uma quantidade realmente enorme. E as imprecisões do monóxido de carbono podem ter enormes implicações para o campo da astroquímica. O monóxido de carbono é essencialmente usado para rastrear os discos protoplanetários, coletando informações da massa, composição e temperatura.

Os pesquisadores analisaram as mudanças de fase, ou seja, quando a matéria se transforma de um estado para outro, como um gás se transformando em sólido. Para estudar nuvens em exoplaneta foi utilizado um modelo que rastreia cuidadosamente onde o gelo está, em qual partícula ele está localizado, quão grandes são as partículas, quão pequenas elas são e como elas se movem. Para testar a validade do modelo, os pesquisadores compararam os resultados com observações reais do ALMA de monóxido de carbono em quatro discos bem estudados: TW Hya, HD 163296, DM Tau e IM Lup. 

O novo modelo se alinhou com cada uma das observações, mostrando que os quatro discos não estavam realmente sem monóxido de carbono, ele acabou de se transformar em gelo, que atualmente é indetectável com um telescópio.

Observatórios de rádio como o ALMA permitem que os astrônomos vejam o monóxido de carbono no espaço em sua fase gasosa, mas o gelo é muito mais difícil de detectar com a tecnologia atual, especialmente grandes formações de gelo. 

O modelo mostra que, ao contrário do pensamento anterior, o monóxido de carbono está se formando em grandes partículas de gelo, especialmente após um milhão de anos. Antes de um milhão de anos, o monóxido de carbono gasoso é abundante e detectável em discos.

Os pesquisadores esperam que este modelo possa ser validado ainda mais usando observações com o telescópio espacial James Webb.

Os resultados foram publicados na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto exoplaneta que pode ser totalmente coberto por água

Uma equipe internacional de pesquisadores da Universidade de Montreal (Canadá) e do Institute for Research on Exoplanets (iREx), anunciou a descoberta do TOI-1452 b, um exoplaneta que orbita uma das duas pequenas estrelas de um sistema binário localizado na constelação de Draco, a cerca de 100 anos-luz da Terra.

© U. Montreal (ilustração do exoplaneta TOI-1452 b)

Os pesquisadores descrevem as observações que elucidaram a natureza e as características deste exoplaneta único. Ligeiramente maior em tamanho e massa do que a Terra, o exoplaneta está localizado a uma distância de sua estrela em que sua temperatura não seria nem muito quente nem muito fria para a existência de água líquida em sua superfície.

Os astrônomos acreditam que poderia ser um planeta completamente coberto por uma espessa camada de água, semelhante a algumas das luas de Júpiter e Saturno.

Foi o telescópio espacial TESS, da NASA, que examina todo o céu em busca de sistemas planetários próximos ao nosso, que colocou os pesquisadores no rastro deste exoplaneta. Com base no sinal do TESS, que mostrou uma ligeira diminuição no brilho a cada 11 dias, os astrônomos previram um planeta cerca de 70% maior que a Terra. 

Muito menor que o nosso Sol, a estrela hospedeira TOI-1452 é uma das duas estrelas de tamanho similar no sistema binário. Estas estrelas orbitam uma à outra e estão separadas por uma distância tão pequena, 97 UA (unidades astronômicas), ou cerca de duas vezes e meia a distância entre o Sol e Plutão, que o telescópio TESS as vê como um único ponto de luz. Mas a resolução da câmara PESTO, instalada no Observatoire du Mont-Mégantic (OMM), é alta o suficiente para distinguir os dois objetos, e as imagens mostraram que o exoplaneta orbita a TOI-1452, o que foi confirmado através de observações subsequentes de uma equipe japonesa.

Para determinar a massa do planeta, os pesquisadores observaram o sistema com o SPIRou, um instrumento instalado no Telescópio Canadá-França-Havaí no Havaí (EUA). Projetado em grande parte no Canadá, o SPIrou é ideal para estudar estrelas de baixa massa, como a TOI-1452, porque opera no espectro infravermelho, em que estas estrelas são mais brilhantes. Mesmo assim, foram necessárias mais de 50 horas de observação para estimar a massa do planeta, que se acredita ser quase cinco vezes a da Terra. 

O exoplaneta TOI-1452 b é provavelmente rochoso como a Terra, mas seu raio, massa e densidade sugerem um mundo muito diferente do nosso. A Terra é essencialmente um planeta muito seco; embora às vezes o chamemos de Planeta Azul porque cerca de 70% de sua superfície é coberta pelo oceano, a água na verdade representa apenas uma fração insignificante de sua massa, menos de 1%. A água pode ser muito mais abundante em alguns exoplanetas. 

Nos últimos anos, os astrônomos identificaram e determinaram o raio e a massa de muitos exoplanetas com tamanho entre o da Terra e Netuno (cerca de 3,8 vezes maior que a Terra). Alguns destes planetas têm uma densidade que só pode ser explicada se uma grande fração de sua massa for composta de materiais mais leves do que aqueles que compõem a estrutura interna da Terra, como a água. 

O TOI-1452 b é um dos melhores candidatos a planeta oceânico que encontramos até hoje, seu raio e massa sugerem uma densidade muito menor do que se esperaria para um planeta que é basicamente composto de metal e rocha, como a Terra.

A análise do TOI-1452 b mostra que a água pode representar até 30% de sua massa, uma proporção semelhante à de alguns satélites naturais em nosso Sistema Solar, como as luas de Júpiter Ganimedes e Calisto, e as luas de Saturno Titã e Encélado. 

Um exoplaneta como o TOI-1452 b é um candidato perfeito para observação adicional com o telescópio espacial James Webb. É um dos poucos planetas temperados conhecidos que exibem características consistentes com um planeta oceânico.

A descoberta foi publicada no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Université de Montréal

Olhando para dentro de uma estrela de nêutrons

As oscilações nas estrelas de nêutrons binárias, antes de se fundirem, podem ter grandes implicações para as informações que os cientistas recolhem a partir da detecção de ondas gravitacionais.

© NASA (ilustração da fusão de duas estrelas de nêutrons)

Pesquisadores da Universidade de Birmingham demonstraram a forma como estas vibrações únicas, provocadas pelas interações entre os campos de maré das duas estrelas à medida que se aproximam, afetam as observações das ondas gravitacionais. 

A tomada em consideração destes movimentos poderá fazer uma enorme diferença na nossa compreensão dos dados obtidos pelos instrumentos Advanced LIGO e Virgo, construídos para detectar ondas gravitacionais produzidas pela fusão de buracos negros e estrelas de nêutrons. Os pesquisadores pretendem ter um novo modelo pronto para a próxima campanha de observação do Advanced Ligo e modelos ainda mais avançados para a próxima geração de instrumentos do Advanced Ligo, chamada A+, que deverão começar a sua primeira campanha de observação em 2025. 

Desde que as primeiras ondas gravitacionais foram detectadas pela Colaboração Científica LIGO e pela Colaboração Virgo em 2016, os cientistas têm-se concentrado em fazer avançar a sua compreensão das colisões massivas que produzem estes sinais, incluindo a física de uma estrela de nêutrons a densidades supra nucleares. 

Os cientistas conseguem agora obter muitas informações cruciais sobre as estrelas de nêutrons a partir das últimas detecções de ondas gravitacionais. Detalhes como a relação entre a massa da estrela e o seu raio, por exemplo, fornecem uma visão crucial da física fundamental por detrás das destas estrelas. Se estes efeitos adicionais forem negligenciados, a compreensão da estrutura das estrelas de nêutrons como um todo pode tornar-se profundamente enviesada. 

Estes aperfeiçoamentos são realmente importantes. Dentro de estrelas de nêutrons individuais podemos começar a compreender o que se passa no interior do núcleo da estrela, onde a matéria existe a temperaturas e densidades que não podemos replicar em experiências laboratoriais. A este ponto, podemos começar a ver átomos interagindo uns com os outros de formas que ainda não vimos, o que pode exigir novas leis da física. 

Os aperfeiçoamentos concebidos pela equipe representam a última contribuição da Universidade de Birmingham para o programa Advanced LIGO. Os pesquisadores têm estado profundamente envolvidos na concepção e desenvolvimento dos detectores desde as primeiras fases do programa.

O estudo foi publicado num artigo do periódico Physical Review Letters. 

Fonte: University of Birmingham

Destroço estelar como fonte de partículas cósmicas extremas

Os astrônomos há muito que procuram os locais de lançamento de alguns dos prótons mais energéticos da Via Láctea.

© NASA / Fermi (fontes emitindo raios gama)

Esta sequência compara os resultados do Fermi em três gamas de energia. O pulsar J2229+6114 é a fonte brilhante no topo, a ponta norte do remanescente da supernova G106.3+2.7 (delineado em verde). Em cada gama de energia, a sequência mostra primeiro o número de raios gama e depois as quantidades em excesso em comparação com as expectativas de um modelo de fundo. Cores mais brilhantes indicam números maiores de raios gama ou quantidades em excesso. Nas energias mais elevadas, surge uma nova fonte de raios gama, produzida quando os prótons acelerados pela onda de choque da supernova atingem uma nuvem de gás próxima.

Agora, um estudo utilizando 12 anos de dados do telescópio espacial Fermi da NASA confirma um remanescente de supernova que é exatamente um destes locais. O Fermi mostrou que as ondas de choque de estrelas que explodiram impulsionam as partículas a velocidades comparáveis às da luz.

Chamados raios cósmicos, estas partículas assumem principalmente a forma de prótons, mas podem incluir elétrons e núcleos atômicos. Dado que transportam uma carga elétrica, os seus percursos tornam-se confusos à medida que atravessam o campo magnético da nossa Galáxia. 

Uma vez que já não podemos dizer de que direção tiveram origem, isto mascara o seu local de nascimento. Mas quando estas partículas colidem com gás interestelar perto do remanescente de supernova, produzem um brilho em raios gama, a forma mais energética de luz que existe.

Os teóricos pensam que os prótons mais energéticos dos raios cósmicos na Via Láctea atingem 1x10^15 eV (quatrilhões de elétrons-volt). A natureza precisa das fontes PeVatrons, tem sido difícil de localizar. Presas por campos magnéticos caóticos, as partículas atravessam repetidamente a onda de choque da supernova, ganhando velocidade e energia com cada passagem. Eventualmente, o remanescente já não consegue segurá-las e deslocam-se velozmente para o espaço interestelar. Aceleradas até cerca de 10 vezes a energia reunida pelo acelerador de partículas mais poderoso do mundo, o LHC (Large Hadron Collider), os prótons PeV estão à beira de escapar por completo da Via Láctea.

Os astrônomos identificaram alguns PeVatrons suspeitos, incluindo um no centro da nossa Galáxia. Naturalmente, os remanescentes de supernova encabeçam a lista de candidatos. No entanto, dos cerca de 300 remanescentes conhecidos, apenas alguns foram encontrados emitindo raios gama com energias suficientemente elevadas.

O remanescente da supernova G106.3+2.7, é uma nuvem em forma de cometa localizada a cerca de 2.600 anos-luz de distância na direção da constelação de Cefeu. Um pulsar brilhante cobre a extremidade norte do remanescente de supernova e os astrônomos pensam que ambos os objetos se formaram na mesma explosão. 

O LAT (Large Area Telescope) do Fermi, o seu instrumento primário, detectou raios gama na faixa de energias GeV (bilhões de elétrons-volt) oriundos da cauda estendida do remanescente. Para comparação, a energia da luz visível mede entre 2 e 3 elétrons-volt). O VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) no Observatório Fred Lawrence Whipple registou raios gama ainda mais energéticos da mesma região. E tanto o HAWC (High-Altitude Water Cherenkov Gamma-Ray Observatory) no México como a Tibet AS-Gamma Experiment na China detectaram fótons com energias de 100 TeV (100 trilhões de elétrons-volt) da área estudada pelo Fermi e pelo VERITAS.

O pulsar, J2229+6114, emite os seus próprios raios gama num feixe parecido ao de um farol enquanto gira, e este brilho domina a região a energias de alguns GeV. A maior parte desta emissão ocorre na primeira metade da rotação do pulsar. A equipe efetivamente desligou o pulsar ao analisar apenas os raios gama que chegam da última parte do ciclo. Abaixo dos 10 GeV, não há emissão significativa da cauda do remanescente. Acima desta energia, a interferência do pulsar é insignificante e a fonte adicional torna-se facilmente aparente. 

A análise detalhada da equipe favorece esmagadoramente os prótons PeV como as partículas que conduzem esta emissão de raios gama. Até agora, o G106.3+2.7 é único, mas pode revelar-se o membro mais brilhante de uma nova população de remanescentes de supernova que emitem raios gama e que atingem energias na faixa dos TeV. Fontes adicionais poderão ser reveladas através de observações futuras pelo Fermi e por observatórios de raios gama em energias muito altas.

Um artigo foi publicado no periódico Physical Review Letters. 

Fonte: Goddard Space Flight Center

Descoberta lua em torno do asteroide Polimela

Até antes do seu lançamento, a missão Lucy da NASA já estava a caminho de bater recordes ao visitar mais asteroides do que qualquer outra missão anterior.

© GSFC (ilustração do asteroide Polimela)

Agora, após uma surpresa resultante de uma longa campanha de observação, a missão pode acrescentar mais um asteroide à lista. 

No dia 27 de março, a equipe da Lucy descobriu que o menor dos alvos troianos da missão, o asteroide Polimela, tem um satélite. Neste dia, esperava-se que Polimela passasse em frente de uma estrela, permitindo a observação da estrela piscando quando a bloqueava brevemente, ou ocultava. 

Ao espalhar 26 equipes de astrônomos profissionais e amadores pelo percurso onde a ocultação seria visível, a equipe da Lucy planejou medir a localização, tamanho e forma de Polimela com uma precisão sem precedentes, enquanto era delineada pela estrela por detrás. 

Estas campanhas de ocultação têm sido enormemente bem-sucedidas, fornecendo informações valiosas à missão sobre os seus alvos, mas neste dia houve um bônus especial. Notou-se na análise dos dados que duas das observações não eram como as outras, que detectaram um objeto a cerca de 200 km do asteroide Polimela.

Utilizando os dados da ocultação, a equipe avaliou que este satélite tem aproximadamente 5 km em diâmetro, em órbita de Polimela, que por sua vez tem mais ou menos 27 km ao longo do seu eixo maior. A distância observada entre os dois corpos era de cerca de 200 km. No momento da observação, Polimela estava a 770 milhões de quilômetros da Terra.

Seguindo as convenções de nomenclatura planetária, o satélite não receberá um nome oficial até que a equipe possa determinar a sua órbita. Como o satélite está demasiado próximo de Polimela para ser visto claramente por telescópios terrestres ou em órbita, sem a ajuda de uma estrela fortuitamente posicionada, esta determinação terá de esperar até futuras tentativas de ocultação ocorram ou até que a sonda Lucy se aproxime do asteroide em 2027.

Os asteroides contêm pistas vitais para decifrar a história do Sistema Solar, talvez até as origens da vida, e a resolução destes mistérios é de grande prioridade para a NASA. A equipe da Lucy planejou originalmente visitar um asteroide do cinturão principal e seis asteroides troianos, uma população anteriormente inexplorada de asteroides que lideram e que seguem a órbita de Júpiter em torno do Sol. 

Em janeiro de 2021, a equipe usou o telescópio espacial Hubble para descobrir que um dos asteroides troianos, Euribates, tem um pequeno satélite. Agora, com este novo satélite, a Lucy está a caminho de visitar nove asteroides nesta incrível viagem de 12 anos.

Fonte: Southwest Research Institute