Um glóbulo incomum na Nebulosa da Tromba do Elefante

Existe um monstro em IC 1396?

© Bernard Miller (IC 1396)

Conhecida por alguns como a Nebulosa da Tromba do Elefante, partes das nuvens de gás e poeira desta região de formação estelar podem parecer assumir formas agourentas, algumas quase humanas. O único monstro real aqui, no entanto, é uma jovem estrela brilhante muito longe da Terra. 

A luz energética desta estrela está capturando a poeira do glóbulo cometário escuro IC 1396A próximo ao topo da imagem em destaque. Jatos e ventos de partículas emitidos por esta estrela também estão afastando o gás e a poeira do ambiente. 

A quase 3.000 anos-luz de distância da Terra na constelação de Cepheus, o relativamente fraco aglomerado de estrelas IC 1396 cobre uma região muito maior no céu do que a mostrada aqui, com uma largura aparente de mais de 10 luas cheias. 

Fonte: NASA

Dois exoplanetas podem ser constituídos principalmente de água

Uma equipe liderada por pesquisadores da Universidade de Montreal encontrou evidências de que dois exoplanetas orbitando uma estrela anã vermelha são compostos por uma grande fração de todo o planeta.

© STScI (ilustração do sistema planetário Kepler-138)

Estes mundos, localizados em um sistema planetário a 218 anos-luz de distância na constelação de Lyra, são diferentes de qualquer planeta encontrado em nosso Sistema Solar.

Os astrônomos observaram os exoplanetas Kepler-138 c e Kepler-138 d com os telescópios espaciais Hubble e Spitzer e descobriram que os planetas poderiam ser compostos em grande parte de água. Estes dois planetas e um companheiro planetário menor mais próximo da estrela, Kepler-138 b, tinham sido descobertos anteriormente pelo telescópio espacial Kepler da NASA. 

O novo estudo também encontrou evidências de um quarto planeta. A água não foi detectada diretamente em Kepler-138 c e  Kepler-138 d, mas comparando os tamanhos e massas dos planetas com modelos, os astrônomos concluem que uma fração significativa de seu volume, até 50%, deve ser feita de materiais que são mais leves que a rocha, mas mais pesados que o hidrogênio ou o hélio (que constituem a maior parte dos planetas gigantes gasosos como Júpiter). O mais comum destes materiais candidatos é a água.

Com volumes mais de três vezes maiores que os da Terra e massas duas vezes maiores, os planetas c e d têm densidades muito menores do que a Terra. Isto é surpreendente porque a maioria dos planetas apenas um pouco maiores que a Terra que foram estudados em detalhes até agora pareciam ser mundos rochosos como o nosso. A comparação mais próxima seria algumas das luas geladas no Sistema Solar externo que também são em grande parte compostas de água em torno de um núcleo rochoso. Imagine versões maiores de Europa ou Encélado, as luas ricas em água que orbitam Júpiter e Saturno, mas que se aproximaram muito mais de sua estrela. Em vez de uma superfície gelada, eles abrigariam grandes envelopes de vapor de água.

Os planetas podem não ter oceanos como os da Terra diretamente na superfície do planeta. A temperatura na atmosfera de Kepler-138 d é provavelmente acima do ponto de ebulição da água, e espera-se uma atmosfera densa e espessa feita de vapor neste planeta. Somente sob esta atmosfera de vapor poderia haver água líquida a alta pressão, ou mesmo água em outra fase que ocorre a altas pressões, chamada de fluido supercrítico. 

Os dois mundos aquáticos, Kepler-138 c e d, não estão localizados na zona habitável, a área em torno de uma estrela onde as temperaturas permitiriam água líquida na superfície de um planeta rochoso. Mas nos dados do Hubble e do Spitzer, os pesquisadores também encontraram evidências de um novo planeta no sistema, Kepler-138 e, na zona habitável. Este planeta recém-descoberto é pequeno e mais distante de sua estrela do que os outros três, levando 38 dias para completar uma órbita. A natureza deste planeta adicional, no entanto, permanece uma questão em aberto porque não parece transitar por sua estrela hospedeira. 

Observar o trânsito do exoplaneta teria permitido aos astrônomos determinar seu tamanho. Com Kepler-138 e, as massas dos planetas anteriormente conhecidos foram medidas novamente através do método de variação de tempo de trânsito, que consiste em rastrear pequenas variações nos momentos precisos dos trânsitos dos planetas na frente de sua estrela causada pela atração gravitacional de outros planetas próximos. 

Os pesquisadores tiveram outra surpresa: descobriram que os dois mundos aquáticos Kepler-138 c e d são planetas "gêmeos", com praticamente o mesmo tamanho e massa, enquanto anteriormente se pensava que eram drasticamente diferentes. O planeta mais próximo, Kepler-138 b, por outro lado, é confirmado como um pequeno planeta de massa de Marte, um dos menores exoplanetas conhecidos até o momento.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Telescópios examinam uma explosão cósmica revolucionária

No dia 11 de dezembro de 2021, o Observatório Neil Gehrels Swift e o telescópio espacial Fermi detectaram uma explosão de luz altamente energética proveniente dos arredores de uma galáxia a cerca de um bilhão de anos-luz.

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

O evento fez estremecer a compreensão dos cientistas sobre as explosões de raios gama (ou GRBs, "gamma-ray bursts" em inglês), os eventos mais poderosos do Universo. Ao longo das últimas décadas, os astrônomos têm geralmente dividido os GRBs em duas categorias. As explosões longas emitem raios gama durante dois segundos ou mais e têm origem na formação de objetos densos como buracos negros nos centros de estrelas massivas em colapso. As explosões curtas emitem raios gama durante menos de dois segundos e são provocadas pela fusão de objetos densos, como estrelas de nêutrons. 

Os cientistas observam por vezes explosões curtas a que se segue um surto de luz visível e infravermelha chamada quilonova. Esta explosão, denominada GRB 211211A, foi uma mudança de paradigma, uma vez que é a primeira explosão de raios gama de longa duração que tem origem numa fusão de estrelas de nêutrons. A explosão altamente energética durou cerca de um minuto e as observações de acompanhamento levaram à identificação de uma quilonova. 

Esta descoberta tem profundas implicações na origem dos elementos pesados do Universo. Uma explosão de raios gama clássica começa com duas estrelas de nêutrons em órbita, os remanescentes esmagados de estrelas massivas que explodiram como supernovas. À medida que as estrelas se orbitam cada vez mais intimamente, roubam material rico em nêutrons uma da outra. Também produzem ondas gravitacionais, ou ondulações no espaço-tempo, embora nenhuma tenha sido detectada a partir deste evento.

Eventualmente, as estrelas de nêutrons colidem e fundem-se, criando uma nuvem de detritos quentes que emite luz em vários comprimentos de onda. É provável que jatos de partículas velozes, lançadas pela fusão, produzem o surto inicial de raios gama antes de colidirem com os destroços. O calor gerado pela decomposição radioativa dos elementos nos detritos, ricos em nêutrons, cria provavelmente a luz visível e infravermelha da quilonova. Este decaimento resulta na produção de elementos pesados como ouro e platina.

O Fermi e o Swift detectaram a explosão simultaneamente, e o Swift foi capaz de identificar rapidamente a sua localização na direção da constelação de Boieiro, permitindo com que outras instalações respondessem rapidamente com observações de acompanhamento. As suas observações forneceram o olhar mais precoce, até agora, das primeiras fases de uma quilonova. 

Muitos grupos de investigação aprofundaram as observações recolhidas pelo Swift, pelo Fermi, pelo telescópio espacial Hubble e por outros. Alguns sugeriram que as complexidades da explosão podem ser explicadas pela fusão de uma estrela de nêutrons com outro objeto massivo, como um buraco negro. 

O evento também foi relativamente próximo, tendo em conta os padrões dos GRBs, o que pode ter permitido aos telescópios captar a luz mais fraca da quilonova. Talvez alguns surtos mais longos e distantes pudessem também produzir quilonovas, mas não foi possível observá-las. A luz que se seguiu à explosão, chamada emissão remanescente, também exibiu características incomuns. 

O Fermi detectou raios gama altamente energéticos que começaram 1,5 horas após a explosão e duraram mais de 2 horas. Estes raios gama atingiram energias até um bilhão de eV (elétrons-volt). Em comparação, a energia da luz visível mede entre cerca de 2 a 3 eV.

As fusões entre estrelas de nêutrons são uma das principais fontes dos elementos pesados do Universo. Isto pode ser estimado pela taxa de explosões curtas que se pensa ocorrerem em todo o cosmos. Agora também terão de ser consideradas as explosões longas nos seus cálculos. 

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Gemini Observatory

Galáxia minúscula fornece um vislumbre para o passado

Ao espreitarem por detrás do brilho de uma estrela brilhante em primeiro plano, os astrônomos descobriram o exemplo mais extraordinário até agora de uma galáxia vizinha com características que se assemelham mais a galáxias no Universo distante e primitivo.

© STScI (galáxia Peekaboo)

Com apenas 1.200 anos-luz de diâmetro, a pequena galáxia HIPASS J1131–31 foi apelidada de "Peekaboo" devido ao seu aparecimento nos últimos 50 a 100 no costado da estrela que se movia rapidamente e que obscurecia a sua detecção. 

A descoberta é um esforço combinado de telescópios no solo e no espaço, incluindo a confirmação pelo telescópio espacial Hubble. Juntos, a observação mostra evidências tentadoras de que a Galáxia Peekaboo é o exemplo mais próximo dos processos de formação galáctica que geralmente tiveram lugar pouco depois do Big Bang, há 13,8 bilhões de anos. 

Estas galáxias são "extremamente pobres em metais", ou seja, elas são desprovidas de elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio. O Universo primitivo era quase inteiramente constituído por hidrogênio e hélio primordiais, elementos forjados no Big Bang. Os elementos mais pesados foram produzidos pelas estrelas ao longo da história cósmica, dando origem ao Universo geralmente rico em metais. A vida tal como a conhecemos é feita de "blocos de construção" mais pesados como o carbono, oxigênio, ferro e cálcio. 

Enquanto as primeiras galáxias do Universo eram extremamente pobres em metais por defeito, galáxias igualmente pobres em metais também têm sido encontradas no Universo local. Peekaboo chamou a atenção dos astrônomos porque também é uma galáxia sem uma população estelar substancialmente mais velha como, a apenas 20 milhões de anos-luz da Terra, está localizada a pelo menos metade da distância das jovens galáxias deste tipo anteriormente conhecidas. 

Peekaboo foi detectada pela primeira vez como uma região de hidrogênio frio há mais de 20 anos com o radiotelescópio Murriyang do Observatório Parkes, na Austrália, durante o levantamento HIPASS (HI Parkes All Sky Survey), pela professora Bärbel Koribalski, astrônoma da agência científica nacional CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation) da Austrália. Observações no ultravioleta distante, pela missão espacial GALEX (Galaxy Evolution Explorer) da NASA, mostraram que se tratava de uma galáxia anã azul e compacta.

O telescópio espacial Hubble da NASA foi capaz de resolver cerca de 60 estrelas na minúscula galáxia e quase todas elas parecem ter alguns bilhões de anos ou menos. As medições da metalicidade de Peekaboo, pelo SALT (South African Large Telescope), completaram a imagem. Juntas, estas descobertas sublinham a grande diferença entre Peekaboo e outras galáxias no Universo local, que têm tipicamente estrelas antigas com muitos bilhões de anos. 

As estrelas de Peekaboo indicam que é uma das galáxias mais jovens e menos enriquecidas quimicamente jamais detectadas no Universo local. Isto é muito incomum, uma vez que o Universo local teve cerca de 13 bilhões de anos para se desenvolver. No entanto, este retrato ainda é superficial, uma vez que as observações Hubble foram feitas como parte de um levantamento por via de "instantâneos", chamado "Every Known Nearby Galaxy Survey", um esforço para obter dados do Hubble do maior número possível de galáxias vizinhas. A equipe planeja utilizar também o telescópio espacial James Webb para continuar estudando Peekaboo, para aprender mais sobre as suas populações estelares e sobre a sua composição metálica.

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

Fonte: Space Telescope Science Institute

A procura do segundo buraco negro supermassivo mais próximo

Dois astrofísicos do Centro para Astrofísica do Harvard & Smithsonian sugeriram uma forma de observar o que poderá ser o segundo buraco negro supermassivo mais próximo da Terra: um gigante com 3 milhões de vezes a massa do Sol, hospedado na galáxia anã Leo I.

© S. A. Anttler (galáxia anã Leo I a direita da estrela Regulus)

O buraco negro supermassivo, chamado Leo I*, foi proposto pela primeira vez por uma equipe independente de astrônomos no final de 2021. A equipe notou estrelas ganhando velocidade ao aproximarem-se do centro da galáxia, com evidências de um buraco negro, mas não foi possível a observação direta da emissão do buraco negro. 

Os raios de luz não podem escapar dos horizontes de eventos dos buracos negros, mas o ambiente à sua volta pode ser extremamente brilhante, caso material suficiente caia no seu poço gravitacional. Mas se um buraco negro não estiver acretando massa, pelo contrário, não emite luz e torna-se impossível de encontrá-lo com telescópios. Este é o desafio com Leo I, uma galáxia anã tão desprovida de gás disponível para acretar que é muitas vezes descrita como um "fóssil".

Agora, os astrofísicos Fabio Pacucci e Avi Loeb sugerem uma nova forma de verificar a existência do buraco negro supermassivo. "No nosso estudo, sugerimos que uma pequena quantidade de massa perdida por estrelas vagando em torno do buraco negro pode fornecer o ritmo de acreção necessária para o observar", explica Pacucci.

As estrelas antigas tornam-se muito grandes e avermelhadas, denominadas estrelas gigantes vermelhas, que têm tipicamente ventos fortes que transportam uma fração da sua massa para o ambiente. O espaço à volta de Leo I* parece conter o suficiente destas estrelas antigas para o tornar observável. 

A observação de Leo I* pode ser revolucionária. Seria o segundo buraco negro supermassivo mais próximo, depois de Sagittarius A* que se encontra no centro da nossa Galáxia, com uma massa muito semelhante, mas situado numa galáxia que é mil vezes menos massiva do que a Via Láctea. Este fato desafia tudo o que sabemos sobre a forma como as galáxias e os seus buracos negros supermassivos centrais coevoluem.

Décadas de estudos mostram que a maioria das galáxias massivas abrigam um buraco negro supermassivo no seu centro, e a massa do buraco negro é um-décimo de um por cento da massa total do esferoide de estrelas que o rodeiam. 

No caso de Leo I era esperado um buraco negro muito menor. Ao contrário, Leo I parece conter um buraco negro com alguns milhões de vezes a massa do Sol, semelhante ao que é hospedado pela Via Láctea. 

A equipe obteve tempo de telescópio no observatório de raios X Chandra e no radiotelescópio VLA (Very Large Array), no estado norte-americano do Novo México, e está atualmente analisando os novos dados. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Viaje até os observatórios do ESO

No dia 2 de dezembro, às 15h00 (horário de Brasília), participe de uma visita guiada virtual especial ao vivo direto dos observatórios do ESO.

© ESO (pés no chão, olhos no céu)

Conheça os bastidores dos observatórios no Chile, localizados em um dos lugares mais remotos da Terra. Descubra o que é preciso para operar um telescópio no meio do Deserto do Atacama e o que os astrônomos procuram descobrir por lá. Junte-se ao encontro no salão de integração da Sede do ESO na Alemanha e muito mais.

O evento será transmitido em inglês, no canal do YouTube e na página do Facebook, terá a duração de uma hora e incluirá uma sessão de perguntas & respostas no final. Durante a visita, a equipe irá também responder às questões de astronomia que forem chegando através das redes sociais.

O Planetário e Centro de Visitantes Supernova do ESO, em Garching, perto de Munique na Alemanha, irá promover um evento público gratuito no mesmo dia, fazendo streaming da visita virtual, com astrônomos e engenheiros do ESO disponíveis na exposição para interagir com os visitantes e responderem às suas perguntas. Para reservar um lugar gratuito, por favor, use este link. 

Esta visita virtual faz parte de uma campanha que marca o 60º aniversário do ESO. Sob o lema "Pés no chão, olhos no céu”, o ESO tem organizado várias atividades focadas em como estão construindo o legado para continuar a história de sucesso da colaboração internacional em astronomia. Entre elas, uma série de mensagens nas redes sociais publicadas com a hashtag #ESO60Years, que exploram os seus planos: desde as descobertas que esperam fazer nas próximas décadas, passando por tecnologias em desenvolvimento no ESO que têm aplicações em outras áreas, até como é que estão contribuindo com a sociedade de forma mais ampla e construindo um futuro mais sustentável, tanto do ponto de vista ambiental quanto social e econômico.

Vários outros eventos públicos estão sendo organizados nos Estados Membros e Parceiros do ESO, estando a lista em constante atualização. Consulte este link para ver se há algum evento perto de você. Alguns destes eventos incluem uma exposição de aniversário, a qual pode também ser acessada online a partir deste link. Arquivos PDF prontos para impressão estão disponíveis para qualquer pessoa interessada. 

Fonte: ESO

Olhos infravermelhos mais aguçados para o VLT

O instrumento científico mais recente do ESO, o ERIS (Enhanced Resolution Imager and Spectrograph), completou com sucesso as suas primeiras observações de teste, uma das quais mostrou o coração da galáxia NGC 1097 detalhes extraordinários.

© VLT (NGC 1097)

Instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, no Cerro Paranal, no norte do Chile, este instrumento infravermelho será capaz de ver mais longe e com mais detalhes, liderando o caminho nas observações do Sistema Solar, exoplanetas e galáxias. A versatilidade do ERIS se presta a muitos campos de pesquisa astronômica. Com este instrumento espera-se observar, com um único telescópio de 8,2 metros, as imagens mais nítidas obtidas até o momento, utilizando óptica adaptativa, uma técnica que corrige os efeitos de desfoque da atmosfera da Terra em tempo real. O ERIS estará ativo por pelo menos dez anos e espera-se que faça contribuições significativas para uma miríade de tópicos em astronomia, desde galáxias distantes e buracos negros até exoplanetas e planetas anões dentro do nosso próprio Sistema Solar.

As primeiras observações de teste do ERIS foram realizadas em fevereiro deste ano, com observações posteriores realizadas em agosto e novembro para testar os limites do instrumento. Uma destas observações mostra o anel interior da galáxia NGC 1097, situada a 45 milhões de anos-luz de distância da Terra, na Constelação do Forno. Este anel gasoso e empoeirado fica bem no centro da galáxia; os pontos brilhantes são berçários estelares, mostrados aqui com detalhes sem precedentes. O centro brilhante mostra o núcleo ativo da galáxia, um buraco negro supermassivo que se alimenta do seu meio circundante.

Para colocar a resolução do ERIS em perspectiva, esta imagem mostra, em detalhes, uma porção do céu com menos de 0,03% do tamanho da Lua Cheia. O ERIS irá substitutir os instrumentos de sucesso NACO e SINFONI, fornecendo algumas melhorias essenciais à infraestrutura durante a próxima década. O ERIS possui uma câmara infravermelha de última geração, a NIX (Near Infrared Camera System), que foi utilizada para obter imagens do anel interno de NGC 1097. A NIX oferecerá uma visão nova e única de muitos objetos astronômicos diferentes, como exoplanetas e os discos de gás e poeira em torno de estrelas jovens. Ela pode usar uma técnica chamada coronagrafia, que bloqueia a luz das estrelas de forma semelhante a um eclipse solar, permitindo observar os tênues planetas ao seu redor.

O ERIS também possui um espectrógrafo 3D chamado SPIFFIER, que é uma atualização do SPIFFI (SPectrometer for Infrared Faint Field Imaging) do SINFONI. O SPIFFIER coleta um espectro para cada pixel individual dentro do seu campo de visão, o que permite aos astrônomos estudar, por exemplo, a dinâmica de galáxias distantes com detalhes incríveis, ou medir as velocidades das estrelas que orbitam o buraco negro supermassivo situado no centro da Via Láctea, o que é fundamental para testar a Relatividade Geral e entender a física de buracos negros. 

O módulo de óptica adaptativa do ERIS é equipado com sensores para analisar a turbulência atmosférica em tempo real, monitorando uma fonte astronômica real ou uma estrela-guia artificial a laser. O módulo envia informação até mil vezes por segundo para o espelho secundário deformável do VLT, que corrige os efeitos de distorção em tempo real, criando assim imagens muito mais detalhadas.

Fonte: ESO

Detecção mais distante de um buraco negro engolindo uma estrela

No início deste ano, o Very Large Telescope (VLT) do ESO foi alertado depois que uma fonte incomum de luz visível foi detectada por um telescópio de rastreio.

© ESO (ilustração de um buraco negro engolindo uma estrela)

O VLT, juntamente com outros telescópios, foi rapidamente apontado na direção desta fonte: um buraco negro supermassivo em uma galáxia distante que havia "devorado" uma estrela, expelindo os restos de material sob a forma de um jato. 

O VLT determinou que é o exemplo mais distante de tal evento já observado. Como o jato está quase apontando para nós, esta também é a primeira vez que foi descoberto com luz visível, fornecendo uma nova maneira de detectar estes eventos extremos. 

As estrelas que se aproximam demasiado de um buraco negro são destruídas pelas enormes forças de maré deste objeto, num fenômeno a que se chama evento de ruptura de maré (TDE, do inglês tidal disruption event). Cerca de 1% destes eventos dão origem a jatos de plasma e radiação que são ejetados a partir dos polos do buraco negro em rotação. 

Os astrônomos estão constantemente caçando estes eventos extremos para entender como os jatos são realmente criados e por que uma fração tão pequena de TDEs os produz. É por esta razão que muitos telescópios, incluindo o ZTF (Zwicky Transient Facility), nos EUA, mapeiam constantemente o céu à procura de sinais de eventos de curta duração, frequentemente extremos, que possam ser estudados com mais detalhe por grandes telescópios, como o VLT do ESO, no Chile. 

Em fevereiro deste ano, o ZTF detectou uma nova fonte de radiação visível. O evento, chamado AT2022cmc, foi uma reminiscência de uma explosão de raios gama, a fonte de radiação mais poderosa do Universo. Com o intuito de investigar este fenômeno raro, a equipe utilizou vários telescópios em todo o mundo para observar a misteriosa fonte com mais detalhe. Isto incluiu o VLT do ESO, que rapidamente observou este novo evento com o instrumento X-shooter. Os dados do VLT colocaram a fonte a uma distância sem precedentes no que diz respeito a estes eventos: a luz produzida pelo AT2022cmc começou a sua viagem quando o Universo tinha apenas cerca de um terço da sua idade atual. 

Uma grande variedade de radiação, desde raios gama de alta energia a ondas rádio de baixa energia, foi coletada por 21 telescópios em todo o mundo. A equipe comparou estes dados com diferentes tipos de eventos conhecidos, desde estrelas em colapso a quilonovas. O único cenário que explicava os dados obtidos era um raro evento de ruptura de maré com um jato apontando na nossa direção. Uma vez que o jato relativístico aponta na nossa direção, o fenômeno se torna muito mais brilhante e visível ao longo de uma uma extensão mais ampla do espectro eletromagnético. 

As medições de distância executadas com o VLT mostraram que o AT2022cmc é o TDE mais distante já descoberto, mas este não é o único recorde que este objeto bate. Até agora, o pequeno número destes eventos que se conheciam, tinham sido inicialmente detectados por telescópios de raios gama ou de raios X. Esta foi a primeira descoberta feita durante um rastreio no visível! Isto nos mostra uma nova maneira de detectar rupturas de maré com jatos, nos permitindo estudar melhor estes eventos raros e analisar os meios extremos que circundam os buracos negros. 

Esta pesquisa foi apresentada em um artigo intitulado “A very luminous jet from the disruption of a star by a massive black hole”, publicado na revista Nature. 

Fonte: ESO

Revisitando um remanescente de supernova

Fragmentos do remanescente de supernova DEM L 190 de cores vivas parecem ondular na tela nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (DEM L 190)

Um remanescente de supernova, em forma de chama, ocupa o centro e o topo. É feito de muitos fios longos e finas camadas de gás, que brilham em laranja e azul. Nuvens de gás tênues contornam suas bordas. É cercado por várias estrelas azuis e vermelhas espalhadas, e o fundo é preto e cheio de pequenas estrelas vermelhas. 

As folhas delicadas e os filamentos intrincados são detritos da morte cataclísmica de uma estrela massiva que viveu na Grande Nuvem de Magalhães, uma pequena galáxia satélite da Via Láctea. A DEM L 190, também conhecida como LMC N49, é o remanescente de supernova mais brilhante na Grande Nuvem de Magalhães e fica a aproximadamente 160.000 anos-luz de distância da Terra, na constelação de Dorado.

Esta imagem impressionante foi criada com dados de duas investigações astronômicas diferentes, usando um dos instrumentos aposentados do Hubble, a Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2). Este instrumento já foi substituído pela mais poderosa Wide Field Camera 3, mas durante sua vida útil contribuiu para a ciência de ponta e produziu uma série de impressionantes imagens de alcance público. A primeira das duas observações do WFPC2 usou o DEM L 190 como um laboratório natural para estudar a interação de remanescentes de supernovas e o meio interestelar, a tênue mistura de gás e poeira que existe entre as estrelas. 

No segundo projeto, os astrônomos recorreram ao Hubble para identificar a origem de um Soft Gamma-ray Repeater, um objeto enigmático à espreita em DEM L 190 que emite repetidamente rajadas de alta energia de raios gama. Esta não é a primeira imagem do DEM L 190 a ser divulgada ao público, um retrato anterior do Hubble deste remanescente de supernova foi publicado em 2003. Esta nova imagem incorpora dados adicionais e técnicas de processamento de imagem aprimoradas, tornando esta espetacular exibição de fogos de artifício celeste ainda mais impressionante! 

Fonte: ESA

Um par de galáxias em fusão

Esta imagem do telescópio espacial James Webb mostra o IC 1623, um par entrelaçado de galáxias em interação que fica a cerca de 270 milhões de anos-luz da Terra na constelação de Cetus.

© James Webb (IC 1623)

As duas galáxias giram em um único objeto caótico no centro. Os braços espirais longos e azuis se estendem verticalmente, fracos nas bordas. O gás quente se espalha horizontalmente, principalmente em vermelho brilhante com muitos pontos pequenos dourados de formação estelar. O núcleo das galáxias em fusão é muito brilhante e irradia oito grandes picos dourados de difração. O fundo é preto, com muitas galáxias minúsculas em laranja e azul.

As duas galáxias em IC 1623 estão se aproximando uma da outra em um processo conhecido como fusão de galáxias. Sua colisão iniciou uma onda frenética de formação estelar conhecida como starburst, criando novas estrelas a uma taxa mais de vinte vezes maior que a da Via Láctea. 

Este sistema de galáxias em interação é particularmente brilhante em comprimentos de onda infravermelhos, tornando-o um campo de provas perfeito para a capacidade do Webb de estudar galáxias luminosas. 

Uma equipe de astrônomos captou o IC 1623 nas porções infravermelhas do espectro eletromagnético usando um trio de instrumentos científicos de ponta do Webb: MIRI, NIRSpec e NIRCam. Ao fazer isso, eles forneceram uma abundância de dados que permitirão à comunidade astronômica em geral explorar completamente como os recursos sem precedentes do Webb ajudarão a desvendar as complexas interações nos ecossistemas galácticos. 

Estas observações também são acompanhadas por dados de outros observatórios, incluindo o telescópio espacial Hubble, e ajudarão a preparar o terreno para futuras observações de sistemas galácticos com o Webb. 

A fusão destas duas galáxias tem sido de interesse para os astrônomos e já foi fotografada pelo Hubble e por outros telescópios espaciais. A contínua e extrema explosão estelar causa intensa emissão infravermelha, e as galáxias em fusão podem muito bem estar no processo de formação de um buraco negro supermassivo. Uma espessa faixa de poeira bloqueou estas informações valiosas da visão de telescópios como o Hubble. No entanto, a sensibilidade infravermelha do Webb e sua resolução impressionante nestes comprimentos de onda permitem que ele veja além da poeira e resultou na imagem espetacular acima, uma combinação de imagens MIRI e NIRCam. 

O núcleo luminoso da fusão galáctica revela-se muito brilhante e altamente compacto, tanto que os picos de difração do Webb aparecem no topo da galáxia nesta imagem. Os picos de difração de 8 pontas, semelhantes a flocos de neve, são criados pela interação da luz das estrelas com a estrutura física do telescópio. A aparência pontiaguda das observações do Webb é particularmente perceptível em imagens contendo estrelas brilhantes, como a primeira imagem de campo profundo de Webb.

Os resultados baseados nesta observação do IC 1623 foram publicados no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: ESA

Uma atmosfera exoplanetária com pletora de componentes

O telescópio espacial James Webb acabou de "marcar outro gol": um retrato molecular e químico dos céus de um mundo distante.

© STScI (ilustração do exoplaneta WASP-39 b e sua estrela)

Ao passo que o Webb e outros telescópios espaciais, incluindo o telescópio espacial Hubble, revelaram anteriormente ingredientes isolados da atmosfera quente deste planeta, as novas leituras fornecem um menu completo de átomos, moléculas e até mesmo sinais de química ativa e nuvens. Os últimos dados também fornecem pistas de como estas nuvens podem parecer quando vistas de perto: isoladas em vez de como um cobertor único e uniforme sobre o planeta. 

O conjunto de instrumentos altamente sensíveis do telescópio analisou a atmosfera de WASP-39 b, um "Saturno quente" (um planeta tão massivo quanto Saturno, mas numa órbita mais íntima que a de Mercúrio em torno do Sol) em órbita de uma estrela a cerca de 700 anos-luz de distância. 

Um perfil dos constituintes atmosféricos de WASP-39 b inclui água, dióxido de enxofre, monóxido de carbono, sódio e potássio. As descobertas são um bom presságio da capacidade dos instrumentos do Webb em realizar explorações exoplanetárias. Isto inclui a análise das atmosferas de planetas menores e rochosos, como os do sistema TRAPPIST-1.

Os achados foram detalhados num conjunto de cinco novos artigos científicos, três dos quais já foram divulgados pela imprensa científica e dois ainda estão em revisão. Entre as revelações sem precedentes está a primeira detecção, numa atmosfera exoplanetária, de dióxido de enxofre, uma molécula produzida a partir de reações químicas desencadeadas pela luz altamente energética da estrela hospedeira do planeta. Na Terra, a camada protetora de ozônio, na atmosfera superior, é criada de forma semelhante. Esta é a primeira vez que ocorreram evidências concretas de fotoquímica em exoplanetas.

A proximidade do planeta à sua estrela progenitora, oito vezes mais perto do que Mercúrio está do Sol, também o torna um laboratório ideal para estudar os efeitos da radiação das estrelas hospedeiras nos exoplanetas. Um melhor conhecimento da ligação estrela-planeta deverá trazer uma compreensão mais profunda de como estes processos afetam a diversidade dos planetas observados na Galáxia.

O Webb também verificou a presença de dióxido de carbono (CO2) com maior resolução, fornecendo duas vezes mais dados do que os relatados nas suas observações anteriores. Entretanto, o monóxido de carbono (CO) foi detectado, mas as assinaturas óbvias de metano (CH4) e sulfureto de hidrogênio (H2S) ficaram ausentes dos dados do Webb. Se presentes, estas moléculas existem a níveis muito baixos. 

Para capturar este largo espectro da atmosfera de WASP-39 b, uma equipe internacional de centenas de cientistas analisou independentemente os dados de quatro modos dos instrumentos finamente calibrados do telescópio Webb.

Ter uma lista tão completa de ingredientes químicos numa atmosfera exoplanetária também fornece aos cientistas um vislumbre da abundância de diferentes elementos uns em relação aos outros, tais como as taxas carbono/oxigênio ou potássio/oxigênio. Isto, por sua vez, proporciona uma visão de como este planeta, e talvez outros, se formou a partir do disco de gás e poeira que rodeava a sua estrela nos seus primeiros anos.

O inventário químico de WASP-39 b sugere uma história de colisões e fusões de corpos menores chamados planetesimais. A abundância de enxofre relativamente ao hidrogênio indicou que o planeta presumivelmente sofreu uma grande acreção de planetesimais que podem fornecer estes ingredientes à atmosfera. Os dados também indicam que o oxigênio é muito mais abundante do que o carbono na atmosfera. Isto indica potencialmente que WASP-39 b se formou originalmente muito longe da estrela central. 

Ao revelar com precisão os detalhes de uma atmosfera exoplanetária, os instrumentos do telescópio Webb tiveram um desempenho muito superior às expectativas dos cientistas.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Aprendizagem de máquina classifica automaticamente 1.000 supernovas

As instalações astronômicas de hoje varrem o céu noturno cada vez mais profunda e rapidamente do que nunca.

© Caltech (supernovas classificadas automaticamente)

A identificação e classificação de eventos cósmicos conhecidos e potencialmente interessantes está se tornando impossível para um ou um grupo de astrônomos. Portanto, cada vez mais utilizam computadores para fazer o trabalho. Os astrônomos da colaboração ZTF (Zwicky Transient Facility) no Caltech anunciaram que o seu algoritmo de aprendizagem de máquina já classificou e relatou 1.000 supernovas de forma completamente autônoma.

Foi usado um novo algoritmo, denominado SNIascore. O SNIascore classificou a sua primeira supernova em abril de 2021 e um ano e meio depois atingiu o marco de 1.000 supernovas sem qualquer envolvimento humano. Muitas das questões científicas atuais e mais excitantes que os astrônomos estão tentando responder exigem que eles recolham grandes amostras de diferentes eventos cósmicos. Como resultado, os observatórios astronômicos modernos tornaram-se incansáveis máquinas geradoras de dados que lançam dezenas de milhares de alertas e imagens aos astrônomos todas as noites. Isto é particularmente verdade no campo da astronomia no domínio do tempo, em que os pesquisadores procuram objetos em rápida mudança, ou transientes, tais como estrelas em explosão ou moribundas conhecidas como supernovas, buracos negros que comem estrelas em órbita, asteroides e muito mais. 

Para além de liberar tempo para os astrônomos perseguirem outras questões científicas, o algoritmo de aprendizagem de máquina é muito mais rápido na classificação de potenciais candidatos a supernova e o compartilhamento dos resultados com a comunidade astronômica. Com o SNIascore o processo é encurtado de 2 a 3 dias para 10 minutos, ou quase em tempo real.

Esta identificação precoce de explosões cósmicas é muitas vezes crítica para melhor estudar a sua física. Atualmente, o SNIascore só pode classificar o que é conhecido como supernovas do Tipo Ia, ou as "velas padrão" utilizadas pelos astrônomos para medir o ritmo de expansão do Universo. Estas são estrelas moribundas que explodem numa reação termonuclear de força consistente. No entanto, os pesquisadores estão trabalhando arduamente na ampliação das capacidades do algoritmo para classificar outros tipos de supernovas num futuro próximo.

O SNIascore está atualmente adaptado para trabalhar com o espectrógrafo SEDM (Spectral Energy Distribution Machine), alojado numa cúpula a apenas algumas centenas de metros de distância da câmara ZTF no Observatório Palomar. O ZTF varre continuamente o céu e envia todas as noites centenas de milhares de alertas de potenciais transientes cósmicos a astrônomos de todo o mundo. O espectrógrafo SEDM é acionado para acompanhar e observar os mais promissores. Produz um espectro do evento cósmico que transporta informação sobre a intensidade das várias frequências da luz captada pela câmara do telescópio. Este espectro é o que pode dizer definitivamente aos astrônomos que tipo de evento está  sendo observado. 

O SNIascore está sendo adaptado para trabalhar com o próximo espectrógrafo SEDMv2 montado no telescópio de 2,1 metros no Observatório Kitt Peak no estado norte-americano do Arizona. O SEDMv2 será a versão avançada do SEDM e permitirá a detecção e classificação de supernovas mais fracas. 

Atualmente, o SNIascore classifica em média duas supernovas por noite. Com o SEDMv2 este número pode potencialmente duplicar. As vantagens do SNIascore vão além da construção rápida e confiável de grandes conjuntos de dados de supernovas. Os astrônomos que procuram outros eventos transientes podem agora rapidamente excluir candidatos classificados pelo SNIascore como supernovas, de tal forma que não se desperdiça tempo de telescópio a segui-los quando o alvo são efetivamente outros tipos de explosões cósmicas.

Outros esforços de classificação de eventos transientes também usam aprendizagem de máquina, mas dependem apenas da chamada "curva de luz" do evento ou da quantidade de luz vista pelo telescópio como uma evolução do tempo. O SNIascore tem a vantagem de ter sido treinado para utilizar informação espectroscópica, a única forma robusta de confirmar a natureza da maioria dos fenômenos transientes. O algoritmo é de código aberto e outros grupos podem adaptá-lo às suas próprias instalações telescópicas.

O SNIascore foi desenvolvido como parte do BTS (Bright Transient Survey) do ZTF, atualmente, o maior levantamento de supernovas disponível para a comunidade astronômica. Todo o conjunto de dados BTS tem perto de 7.000 supernovas, 90% das quais foram descobertas e classificadas pelo ZTF (10% foram contribuições de outros grupos e instalações). 

Fonte: Zwicky Transient Facility

Vulcanismo extremo pode ter alterado o clima de Vênus

Um novo estudo da NASA sugere que a atividade vulcânica, que durou centenas a milhares de séculos e que liberou quantidades massivas de material, pode ter ajudado a transformar Vênus de um mundo temperado e úmido para a estufa ácida que é hoje.

© NASA / JPL (Maat Mons)

Maat Mons é apresentado nesta perspetiva tridimensional, gerada por computador, da superfície de Vênus. O ponto de vista situa-se a 634 quilômetros para norte de Maat Mons, a uma altitude de 3 quilômetros. Os fluxos de lava estendem-se por centenas de quilômetros através das planícies fraturadas vistas em primeiro plano, até à base de Maat Mons. Os dados de radar de abertura sintética da missão Magellan da NASA foram combinados com altimetria de radar para desenvolver um mapa tridimensional da superfície. A escala vertical nesta perspectiva foi exagerada 10 vezes.

O estudo também discute estas "grandes províncias ígneas" na história da Terra que causaram várias extinções em massa no nosso próprio planeta há milhões de anos atrás. As grandes províncias ígneas são os produtos de períodos de vulcanismo em grande escala que duram dezenas de milhares ou até mesmo centenas de milhares de anos. Podem depositar cerca de 500.000 quilômetros cúbicos de rocha vulcânica à superfície. No limite superior, poderá significar rocha fundida suficiente para enterrar toda a Península Ibérica a quase um quilômetro de profundidade.

Hoje, Vênus tem temperaturas superficiais  em média de cerca de 464ºC e uma atmosfera com cerca de 90 vezes a pressão da Terra ao nível do mar. De acordo com o estudo, as enormes erupções vulcânicas podem ter dado início a estas condições infernais na história antiga de Vênus. Em particular, a ocorrência de várias destas erupções num curto espaço de tempo geológico (um milhão de anos) poderia ter levado a um efeito de estufa que deu início à transição do planeta de úmido e temperado para quente e seco. Oitenta por cento da superfície total de Vênus está coberta por grandes campos de rocha vulcânica solidificada.

A vida na Terra sofreu pelo menos cinco grandes eventos de extinção em massa desde a origem da vida multicelular há cerca de 540 milhões de anos, cada um dos quais dizimando mais de 50% da vida animal em todo o planeta. Segundo este estudo e outros anteriores, a maioria destes eventos de extinção foram causados ou exacerbados pelos tipos de erupções que produzem grandes províncias ígneas. No caso da Terra, as perturbações climáticas provocadas por estes eventos não foram suficientes para causar um efeito de estufa extremo como ocorreu em Vênus, por razões ainda desconhecidas. 

As próximas missões da NASA a Vênus, programadas para o final desta década, a missão DAVINCI (Deep Atmosphere Venus Investigation of Noble gases, Chemistry, and Imaging) e a missão VERITAS (Venus Emissivity, Radio science, InSAR, Topography, And Spectroscopy), visam estudar a origem, história e estado atual de Vênus em detalhes sem precedentes. 

A missão DAVINCI precederá a VERITAS, um orbitador concebido para analisar a superfície e o interior de Vênus, para melhor compreender a sua história vulcânica e volátil e, assim, o percurso de Vênus até ao seu estado atual. Os dados de ambas as missões podem ajudar os cientistas a melhor determinar o registo exato de como Vênus pode ter passado de úmido e temperado para seco e escaldante. Pode também ajudar a compreender melhor como o vulcanismo aqui na Terra afetou a vida no passado e como poderá continuar a fazê-lo no futuro. 

Um artigo foi publicado no periódico The Planetary Science Journal. 

Fonte: NASA

Uma "ampulheta" incandescente e o nascer de uma nova estrela

O telescópio espacial James Webb revelou as características outrora escondidas da protoestrela dentro da nuvem escura L1527 com o seu instrumento NIRCam (Near Infrared Camera), fornecendo uma visão da formação de uma nova estrela.

© STScI (protoestrela L1527)

Estas nuvens abrasadoras dentro da região de formação estelar de Touro só são visíveis no infravermelho, tornando-as num alvo ideal para o Webb. A protoestrela L1527, vista nesta imagem está embebida numa nuvem de material que está alimentando o seu crescimento. O material ejetado da estrela limpou as cavidades acima e abaixo dela, cujos limites brilham em laranja e azul nesta imagem infravermelha. A região central superior exibe formas semelhantes a bolhas devido às ejeções esporádicas. O Webb também detecta filamentos feitos de hidrogênio molecular que foi gerado por ejeções estelares passadas. Intrigantemente, as bordas das cavidades no canto superior esquerdo e inferior direito aparecem retos, enquanto os limites no canto superior direito e inferior esquerdo são curvados. A região na parte inferior direita aparece azul, pois há menos poeira entre ela e o Webb do que as regiões em tom laranja mais acima. 

A protoestrela propriamente dita está escondida dentro do "pescoço" desta forma de ampulheta. O disco protoplanetário, visto de lado, é a linha escura que atravessa o meio do pescoço. A luz da protoestrela "vaza" para cima e para baixo deste disco, iluminando cavidades dentro do gás e poeira circundantes. As características mais prevalentes da região, as nuvens azuis e alaranjadas, contornam cavidades criadas à medida que o material que se afasta da protoestrela colide com a matéria em redor. As cores são devidas a camadas de poeira entre o Webb e as nuvens. As áreas azuis são onde a poeira é mais fina. Quanto mais espessa for a camada de poeira, menos luz azul é capaz de escapar, criando bolsas de cor laranja. 

O Webb também revela filamentos de hidrogênio molecular que foram produzidos à medida que a protoestrela ejeta o material para longe. Os choques e a turbulência inibem a formação de novas estrelas, que de outra forma existiriam por toda a nuvem. Como resultado, a protoestrela domina o espaço, roubando grande parte do material para si própria. Apesar do caos que L1527 está causando, tem apenas cerca de 100.000 anos, um corpo relativamente jovem. 

Dada a sua idade e o seu brilho no infravermelho distante, L1527 é considerada uma protoestrela de classe 0, a fase mais precoce da formação estelar. Protoestrelas como esta, que ainda se encontram envoltas numa nuvem escura de poeira e gás, têm um longo caminho a percorrer antes de se tornarem estrelas de pleno direito. A L1527 ainda não gera a sua própria energia através da fusão nuclear de hidrogênio, uma característica essencial das estrelas. 

A sua forma, embora majoritariamente esférica, é também instável, assumindo a configuração de um pequeno, quente e inchado "tufo" de gás entre 20% e 40% a massa do nosso Sol. À medida que uma protoestrela continua acretando massa, o seu núcleo comprime-se gradualmente e aproxima-se da fusão nuclear estável.

A imagem revela que L1527 está fazendo exatamente isso. A nuvem molecular circundante é constituída por poeira densa e gás que estão sendo arrastados para o centro, onde a protoestrela reside. À medida que o material cai para dentro, espirala em torno do centro. Isto cria um disco denso de material, que alimenta o material para a protoestrela. À medida que ganha mais massa e se comprime cada vez mais, a temperatura do seu núcleo sobe, acabando por atingir o limite que dá início à fusão nuclear. 

O disco, visto na imagem como uma banda escura em frente do centro brilhante, tem aproximadamente o tamanho do nosso Sistema Solar. Dada a densidade, não é incomum que tanto deste material se aglomere, para dar ignição na formação dos planetas. Em última análise, esta vista de L1527 fornece uma janela do aspeto do nosso Sol e do Sistema Solar na sua infância. 

Fonte: ESA

Visão nublada

Uma pequena e densa nuvem de gás e poeira escurece o centro desta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (CB 130-3)

A imagem mostra um objeto laranja brilhante de forma irregular composto de gás denso e poeira, que parece mais escuro e mais compacto no centro. Esta nuvem densa, chamada CB 130-3, é delineada por gás e poeira mais finos em tons claros de azul. O fundo mostra uma infinidade de estrelas brilhantes.

O CB 130-3 é um objeto conhecido como núcleo denso, uma aglomeração compacta de gás e poeira. Este núcleo denso em particular está na constelação de Serpens e parece se espalhar por um campo de estrelas de fundo. Núcleos densos como o CB 130-3 são os berços das estrelas e, como tal, são de particular interesse para os astrônomos. 

Durante o colapso destes núcleos, massa suficiente pode se acumular num lugar para atingir as temperaturas e densidades necessárias para iniciar a fusão do hidrogênio, marcando o nascimento de uma nova estrela.

Embora possa não ser óbvio a partir desta imagem, um objeto compacto oscilando à beira de se tornar uma estrela de pleno direito está embutido nas profundezas da CB 130-3. Os astrônomos usaram a Wide Field Camera 3 do Hubble para entender melhor o ambiente ao redor desta estrela incipiente. Como esta imagem mostra, a densidade da CB 130-3 não é constante; as bordas externas da nuvem consistem apenas em mechas tênues, enquanto em seu núcleo o CB 130-3 apaga totalmente a luz de fundo.

O gás e a poeira que compõem a CB 130-3 afetam não apenas o brilho, mas também a cor das estrelas de fundo, com estrelas no centro da nuvem aparecendo mais vermelhas do que suas contrapartes nos arredores desta imagem. Os astrônomos usaram o Hubble para medir este efeito de avermelhamento e delinear a densidade da CB 130-3, fornecendo informações sobre a estrutura interna deste berçário estelar.

Fonte: ESA