Um exoplaneta que poderá abrigar vida

Foi recentemente descoberto um exoplaneta onde poderá valer a pena procurar sinais de vida.

© NASA / D. Rutter (exoplaneta rochoso em órbita de estrela anã vermelha)

Análises efetuadas por uma equipe liderada pela astrônoma Diana Kossakoski do Instituto Max Planck para Astronomia descrevem um planeta que orbita a sua estrela hospedeira, a anã vermelha Wolf 1069, na zona habitável.

Esta zona inclui distâncias em torno da estrela para as quais pode existir água líquida à superfície do planeta. Além disso, o planeta, chamado Wolf 1069 b, tem uma massa semelhante à da Terra. Muito provavelmente, este é um planeta rochoso que também pode ter uma atmosfera. Isto torna-o um dos poucos alvos promissores onde procurar sinais de condições favoráveis à vida e bioassinaturas.

Quando os astrônomos procuram planetas localizados além do nosso Sistema Solar, estão particularmente interessados em planetas semelhantes à Terra. Dos mais de 5.000 exoplanetas descobertos até agora, apenas cerca de uma dúzia têm uma massa semelhante à da Terra e habitam na zona habitável, num sistema planetário, onde a água pode manter a sua forma líquida à superfície do planeta. 

Com Wolf 1069 b, temos mais um candidato na lista de exoplanetas sobre os quais a vida poderá ter evoluído. A detecção de planetas com baixa massa continua sendo um grande desafio. 

Como parte do projeto Carmenes, foi desenvolvido um instrumento especificamente para a procura de mundos potencialmente habitáveis. A equipe Carmenes está utilizando este aparelho no Observatório de Calar Alto, na Espanha.

Analisando os dados da estrela Wolf 1069 foi descoberto um sinal claro e de baixa amplitude parecendo ser um planeta com aproximadamente a massa da Terra. Ele orbita a estrela em cerca de 15,6 dias a uma distância equivalente a quinze avos da separação entre a Terra e o Sol. 

De acordo com o estudo, a superfície da estrela anã é relativamente fria e, por isso, parece laranja-avermelhada. Como resultado, a chamada zona habitável desloca-se para mais perto. Apesar da sua pequena distância à estrela, o planeta Wolf 1069 b recebe, portanto, apenas cerca de 65% da energia que a Terra recebe do Sol. Estas condições especiais tornam os planetas em torno de anãs vermelhas como Wolf 1069 potencialmente amigáveis à vida. Além disso, todos eles podem partilhar uma propriedade especial: têm provavelmente bloqueio de marés, ou seja, o planeta tem sempre a mesma face voltada para a estrela. Portanto, há um dia eterno, enquanto do outro lado é sempre noite. Esta é também a razão pela qual vemos sempre o mesmo lado da Lua. 

Se se assumir que Wolf 1069 b é um planeta "nu" e rochoso, a temperatura média mesmo no lado virado para a estrela seria de apenas -23º C. Contudo, de acordo com os conhecimentos atuais, é bem possível que Wolf 1069 b tenha formado uma atmosfera. Sob esta hipótese, a sua temperatura pode subir para 13º C, como demonstram as simulações por computador com modelos climáticos. Nestas circunstâncias, a água continuaria líquida e as condições favoráveis à vida poderiam prevalecer, porque a vida como a conhecemos depende da água.

Uma atmosfera não é apenas uma condição prévia para o aparecimento da vida de um ponto de vista climático. Também protegeria Wolf 1069 b da radiação eletromagnética altamente energética e das partículas que destroem possíveis biomoléculas. A radiação e as partículas ou provêm do espaço interestelar ou da estrela central. Se a radiação da estrela for demasiado intensa, pode também despojar a atmosfera de um planeta, como aconteceu em Marte. Mas, como anã vermelha, Wolf 1069 emite apenas radiação relativamente fraca; assim, neste planeta recentemente descoberto pode ter sido preservada uma atmosfera. 

É até possível que o planeta tenha um campo magnético que o protege das partículas carregadas do vento estelar. Muitos planetas rochosos têm um núcleo líquido, o que gera um campo magnético através do efeito dínamo, semelhante ao do planeta Terra. Tem havido um enorme progresso na busca por exoplanetas desde que o primeiro deste tipo foi descoberto há 30 anos. 

As assinaturas que os astrônomos procuram a fim de detectar planetas com massas e diâmetros semelhantes à Terra são relativamente difíceis de extrair dos dados. A equipe Carmenes está à procura de pequenas mudanças periódicas no espectro estelar. Espera-se que estas mudanças surjam quando um companheiro "puxa" a estrela hospedeira, fazendo com que oscile. Como resultado, a frequência da luz medida a partir da Terra muda devido ao efeito Doppler. 

No caso de Wolf 1069 e do seu recém-descoberto planeta, estas flutuações são suficientemente grandes para serem medidas. Uma das razões é que a diferença de massa entre a estrela e o planeta é relativamente pequena, fazendo com que a estrela oscile em torno do centro de massa do sistema de forma mais pronunciada do que em outros casos. A partir do sinal periódico, a massa do planeta também pode ser estimada. 

A uma distância de 31 anos-luz, Wolf 1069 b é o sexto planeta, de massa terrestre e na zona habitável, mais próximo de nós. Pertence a um pequeno grupo de objetos, como Proxima Centauri b e TRAPPIST-1 e, que são candidatos a buscas por bioassinaturas. No entanto, tais observações estão atualmente para além das capacidades da investigação astronômica. O ELT (Extremely Large Telescope), atualmente em construção no Chile, poderá ser capaz de estudar a composição das atmosferas destes planetas e possivelmente até detectar evidências moleculares de vida. 

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Identificado o primeiro sistema progenitor de uma quilonova

Utilizando dados do telescópio SMARTS no CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory), um programa do NOIRLab, astrônomos descobriram o primeiro exemplo de um tipo fenomenalmente raro de sistema estelar binário.

© CTIO / NOIRLab (ilustração de sistema estelar gerador de quilonova)

Um sistema que tem todas as condições adequadas para eventualmente desencadear uma quilonova, a explosão ultrapotente, produtora de ouro, criada pela fusão de estrelas de nêutrons. Tal arranjo é tão raro que se pensa existirem apenas cerca de 10 sistemas deste tipo em toda a Via Láctea. 

Este sistema incomum, conhecido como CPD-29 2176, está localizado a cerca de 11.400 anos-luz da Terra. Foi identificado pela primeira vez pelo Observatório Neil Gehrels Swift da NASA. Observações posteriores com o telescópio SMARTS de 1,5 metros permitiram aos astrônomos deduzir as características orbitais e os tipos de estrelas que compõem este sistema constituído por uma estrela de nêutrons criada por uma supernova "ultradespojada" e uma estrela massiva em órbita próxima que está no processo de se tornar ela própria numa supernova ultradespojada. 

Uma supernova ultradespojada é a explosão, no final da sua vida, de uma estrela massiva que teve grande parte da sua atmosfera exterior despojada por uma estrela companheira. Esta classe de supernova não tem a força explosiva de uma supernova tradicional, que de outra forma "chutaria" uma companheira estelar próxima para fora do sistema.

© CTIO / NOIRLab (infográfico da evolução do sistema estelar binário)

Este infográfico ilustra a evolução do sistema estelar CPD-29 2176, o primeiro progenitor de quilonova confirmado. 

• Etapa 1: duas enormes estrelas azuis formam-se num sistema estrelar binário; 
• Etapa 2: a maior das duas estrelas aproxima-se do fim da sua vida; 
• Etapa 3: a menor das duas estrelas extrai material da sua companheira maior e mais madura, despojando-a de grande parte da sua atmosfera exterior; 
• Etapa 4: a estrela maior forma uma supernova ultradespojada, a explosão, no final da vida, de uma estrela com menos "disparo" do que uma supernova mais tradicional; 
• Etapa 5: como atualmente observado pelos astrônomos, a estrela de nêutrons resultante da supernova anterior começa a sugar o material da sua companheira, invertendo o cenário do binário; 
• Etapa 6: com a perda de grande parte da sua atmosfera exterior, a estrela companheira também sofre uma supernova ultradespojada. Esta fase acontecerá daqui a cerca de um milhão de anos; 
• Etapa 7: um par de estrelas de nêutrons em íntima órbita mútua permanece agora onde outrora existiam duas estrelas massivas; 
• Etapa 8: as duas estrelas de nêutrons entram em espiral uma em direção à outra, perdendo energia orbital como tênue radiação gravitacional; 
• Etapa 9: a fase final deste sistema, à medida que ambas as estrelas de nêutrons colidem, produzindo uma poderosa quilonova, a fábrica cósmica de elementos pesados no nosso Universo.

Para além de representar a descoberta de algo incrivelmente raro, o estudo de sistemas progenitores de quilonovas como este pode ajudar os astrônomos a desvendar o mistério de como estes eventos se formam, fornecendo informações sobre a origem dos elementos mais pesados do Universo.

Embora este sistema tenha tudo para eventualmente formar uma quilonova, caberá aos astrônomos do futuro estudar este evento. Será necessário pelo menos um milhão de anos para que a estrela massiva termine a sua vida como uma explosão de supernova e deixe para trás uma segunda estrela de nêutrons. Este novo remanescente estelar e a estrela de nêutrons pré-existente terão então de se aproximar gradualmente numa dança cósmica, perdendo lentamente a sua energia orbital como radiação gravitacional.

Quando eventualmente se fundirem, a explosão de quilonova resultante produzirá ondas gravitacionais muito mais poderosas e deixará para trás uma grande quantidade de elementos pesados, incluindo prata e ouro.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: NOIRLab

Cometa ZTF torna-se visível do Brasil

Deslumbrante cometa verde!

© J. F. Hernández (cometa 2022 E3 ZTF)

Os cometas são objetos feitos principalmente de gases congelados, rocha e poeira. Eles se tornam ativos à medida que se aproximam do Sol, ocorrendo sublimação, ou seja, fazendo com que seu gelo se transforme em gás. Neste processo forma-se uma nuvem ao redor do cometa conhecida como “coma”. O cometa C/2022 E3 (ZTF) foi visto inicialmente com uma coma esverdeada brilhante. 

O cometa C/2022 E3 (ZTF) foi descoberto em 2 de março de 2022 pelo programa Zwicky Transient Facility (ZTF), que opera o telescópio Samuel-Oschin de 48 polegadas no Observatório Palomar da Caltech, na Califórnia. O cometa inicialmente foi relatado como um candidato a asteroide. Uma noite depois, as fotografias do objeto efetuadas pelo observador japonês Hirohisa Sato revelaram uma pequena coma, mudando seu status para um cometa. Outros observadores confirmaram o relatório de Sato. Na época, o cometa tinha magnitude 17 e estava a quase 5 UA (Unidades Astronômicas) da Terra, quase idêntica à distância média de Júpiter ao Sol. O cometa tem um diâmetro relativamente pequeno, com cerca de 1 km e foi detectado ao passar pela órbita de Júpiter. 

Este refugiado da Nuvem de Oort - uma grande região contendo inúmeros detritos gelados e envolvendo o Sistema Solar - já é visível com binóculos e uma bela vista em telescópios modestos. Observadores com céus escuros, sem poluição luminosa e sem Lua podem até avistar vagamente o cometa a olho nu. As estimativas atuais de magnitude visual colocam o cometa C/2022 E3 (ZTF) com magnitude 5,5. 

O astrônomo amador e administrador do grupo do Facebook Comet Asteroid Meteor Watch, Jose Pablo Navarro, examinou 2.509 observações visuais e CCD do cometa do banco de dados do Minor Planet Center. Sua análise indica uma desaceleração recente na taxa de brilho do cometa, com um pico de brilho próximo à magnitude 6,0. 

As fotografias mostram uma impressionante coma verde-azulada, uma característica frequentemente vista em cometas que viajam para o interior do Sistema Solar. A luz solar ultravioleta (UV) ao aquecer o núcleo decompõe grandes moléculas orgânicas que gera compostos mais simples, incluindo o carbono diatômico (C2) de brilho verde. Em alguns dias, esta mesma luz energética destrói a molécula antes que ela tenha tempo de sair da coma, impedindo-a de viajar para a cauda do cometa e tingi-la de verde. Às vezes, esta tonalidade esverdeada é sutilmente visível em binóculos, mas normalmente é necessário um telescópio de 6 polegadas ou maior. 

A órbita do cometa é inclinada cerca de 109º em relação à eclíptica - a projeção sobre a esfera celeste da trajetória aparente do Sol observada a partir da Terra - e seu deslocamento é retrógrada em relação aos planetas. O periélio, a distância mais próxima do Sol, ocorreu em 12 de janeiro a 1,11 UA (166 milhões de quilômetros). 

Em 17 de janeiro, fortes ventos solares de uma ejeção de massa coronal causaram um evento de desconexão na cauda de íons do cometa, fazendo-a parecer quebrada. Em 22 de janeiro, uma anticauda tornou-se visível. A cauda parece estar apontando para o Sol e para longe do material de íons e poeira; isto parece ser causado por partículas situadas em um disco do plano orbital do cometa e, quando a Terra se alinha com este plano, parece uma cauda invertida, conforme visto na imagem abaixo.

 

© Dan Barllett (cometa 2022 E3 ZTF)

O perigeu, a distância mais próxima da Terra, ocorre hoje (1/2/2023), quando o cometa passará a 0,28 UA (42 milhões de quilômetros) daqui, passando a ser visível no Hemisfério Sul, porém pouco acessível. No Brasil, ele será visível apenas para moradores das regiões Norte e Nordeste. Como o cometa está se deslocando para o Sul, a cada noite fica mais favorável sua observação. 

Embora seu período orbital é de longo período, devido a perturbações dos planetas, o cometa agora está totalmente fora do Sistema Solar. Com base em elementos orbitais conhecidos em dezembro de 2022, a órbita do cometa era elíptica muito antes de se aproximar do Sistema Solar interno com uma excentricidade aproximada de 0,99920 e um semi-eixo maior aproximado de 1.400 UA, seu período orbital de aproximadamente 52.000 anos. Devido à atração gravitacional dos planetas, em particular devido às passagens relativamente próximas de Saturno e Júpiter, sua excentricidade orbital aumentará em cerca de 0,00080 (ignorando forças não gravitacionais) e ficará muito próxima de 1. Se o cometa ainda estará em órbita fechada ou deixará o Sistema Solar em uma órbita hiperbólica, não pode ser dito devido à atual incerteza dos dados.

Com o passar dos dias, o cometa será visto mais alto no céu e com mais tempo de visibilidade. Na noite do dia 4 de fevereiro, o cometa estará muito perto de uma estrela brilhante azulada chamada Capela, apontando para o Norte. No dia 10 de fevereiro, ele estará muito próximo de Marte, quando o cometa cruza cerca de 1,5° a nordeste do planeta, localizado na constelação de Touro. Ele estará visível em todo o Brasil, tente observá-lo logo após o poente, entre às 19 e 21 horas. Entre 13 a 15 de fevereiro, passará em frente ao aglomerado aberto Híades.

Veja outras informações em Dois cometas promissores.

Esperamos que o cometa C/2022 E3 (ZTF), mesmo se não for tão espetacular, forneça belas imagens. 

Fonte: Sky & Telescope

Descoberta uma dúzia de novas luas em Júpiter

O maior planeta do Sistema Solar agora tem a maior família de luas. 

© NASA (Júpiter)

Desde 20 de dezembro, o Minor Planet Center (MPC) publicou as órbitas de 12 luas de Júpiter não divulgadas anteriormente.

Mais publicações são esperadas, diz Scott Sheppard (Carnegie Institute for Science), que recentemente apresentou observações do sistema joviano feitas entre 2021 e 2022. As descobertas elevam a lista de luas jovianas para 92, um grande aumento de 15% em relação à contagem anterior de 80. 

Os cálculos orbitais do MPC confirmam que os novos objetos estão em órbita de Júpiter. Outros dados das observações de Sheppard até permitiram a recuperação da última lua joviana “perdida”, S/2003 J 10; as observações mais recentes estenderam a trajetória de sua órbita para 18 anos. 

As novas descobertas colocam a contagem da família lunar de Júpiter bem à frente das 83 luas confirmadas de Saturno. No entanto, embora Júpiter possa ter o maior número de luas por enquanto, Saturno pode alcançá-lo. Uma busca por objetos com tamanhos de até cerca de 3 quilômetros de diâmetro que estão se movendo junto com os gigantes gasosos encontrados três vezes mais perto de Saturno do que perto de Júpiter. Os objetos mais numerosos de Saturno podem ter vindo de uma colisão que interrompeu uma lua maior algumas centenas de milhões de anos atrás. Os fragmentos ainda não foram rastreados com cuidado o suficiente para contar como luas.

Todas as luas recém-descobertas são pequenas e distantes, levando mais de 340 dias para orbitar Júpiter. Nove das 12 estão entre as 71 luas ultraperiféricas de Júpiter, cujas órbitas duram mais de 550 dias. Júpiter provavelmente capturou essas luas, como evidenciado por suas órbitas retrógradas, em direção oposta às luas internas. Apenas cinco de todas as luas retrógradas têm mais de 8 quilômetros; as luas menores provavelmente se formaram quando colisões fragmentaram objetos maiores. Três das luas recém-descobertas estão entre outras 13 que orbitam em uma direção prógrada e ficam entre as grandes luas galileanas próximas e as luas retrógradas distantes. Acredita-se que essas luas progressivas tenham se formado onde estão. Elas são mais difíceis de encontrar do que as luas retrógradas mais distantes. Cinco foram encontradas antes de 2000, e apenas mais oito foram descobertos desde então.

Além do interesse em suas origens, essas luas progressivas podem ser alvos adequados para um sobrevoo de uma missão futura. Três missões estão em andamento para o sistema de Júpiter: o Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) da Agência Espacial Europeia (ESA), com lançamento previsto para abril; o Europa Clipper da NASA , previsto para ser lançado no final do ano que vem; e uma missão chinesa sendo considerada para a década de 2030. 

Os objetos prógrados fora das luas galileanas se dividem em dois grupos: as nove luas do grupo Himalia orbitam de 11 a 12 milhões de quilômetros de Júpiter, e a dupla mais distante do grupo Carpo, a 17 milhões de quilômetros. As novas descobertas adicionaram dois dos nove atuais de Himalia e um da dupla de Carpo. As buscas por luas progressivas fora desses grupos não resultaram em nada. No intervalo entre Himalia e as luas da Galileia, há apenas uma lua conhecida: Themisto , um objeto de 9 quilômetros descoberto por Elizabeth Roemer e Charles Kowal em 1975, mas não recuperado até 2000. Ela orbita 7,5 milhões de quilômetros de Júpiter, aproximadamente a meio caminho entre Calisto a 1,9 milhões de km e o grupo de luas progressivas a partir de 11 milhões de km. Isso é um grande buraco.

Foram pesquisados profundamente por objetos perto de Themisto e não foram encontrados mais nada até o momento. O brilho de Júpiter é tão forte que esconderia qualquer objeto menor que 3 quilômetros de diâmetro. Uma única lua prógrada, a Valetudo de 1 km , orbita além do grupo Carpo, a 19 milhões de km de Júpiter. Depois de descobri-la em 2018, Sheppard chamou Valetudo de “estranha” porque sua órbita cruza as de algumas luas retrógradas. Essa situação altamente instável provavelmente levará a colisões frontais que estilhaçarão um ou ambos os objetos. A lua Valetudo pode ser tudo o que resta de uma lua maior que sofreu colisões anteriores. 

Nenhum outro membro foi encontrado até o momento. Descobertas de pequenas luas de Júpiter ou Saturno são normalmente relatadas em Circulares Eletrônicas do Minor Planet Center. Mas esses relatórios levam tempo. Analisar observações e calcular trajetórias é mais complexo para luas planetárias do que para asteroides ou cometas, porque o caminho de uma lua depende tanto da gravidade de seu planeta quanto do Sol. As observações também devem rastrear a lua em uma órbita completa para mostrar que ela realmente orbita o planeta, e as luas externas de Júpiter levam cerca de dois anos para orbitar o planeta. Para asteroides e cometas, por outro lado, algumas semanas de observações podem ser suficientes para prever seu curso, porque seu caminho depende apenas do Sol. 

Podemos esperar mais relatos da descoberta de novas luas nesses planetas gigantes. 

Fonte: Sky & Telescope

Detectados eclipses de raios gama em sistemas estelares

Utilizando dados do telescópio espacial Fermi da NASA, os cientistas descobriram os primeiros eclipses de raios gama de um tipo especial de sistema estelar binário.

© NASA (estrela em órbita eclipsando um pulsar)

Estes chamados sistemas estelares "aranha" contêm cada um deles um pulsar, os remanescentes superdensos e de rotação rápida de uma estrela que explodiu como supernova, que lentamente corrói a sua companheira. 

Astrônomos examinaram mais de uma década de observações do Fermi para encontrar sete sistemas estelares "aranha" que sofrem estes eclipses, que ocorrem quando a estrela companheira de baixa massa passa em frente do pulsar a partir do nosso ponto de vista. 

Os dados permitiram-lhes calcular como os sistemas estão inclinados em relação à nossa linha de visão e outras informações. Um dos objetivos mais importantes do estudo destes sistemas é tentar medir as massas dos pulsares. Os pulsares são basicamente estrutura da matéria mais densa que pode ser medida. A massa máxima que podem atingir limita a física dentro destes ambientes extremos, que não podem ser replicados na Terra. 

Estes sistemas desenvolvem-se porque uma estrela num binário evolui mais rapidamente do que a sua parceira. Quando a estrela massiva se transforma em supernova, deixa para trás um pulsar. Este remanescente estelar emite feixes em vários comprimentos de onda, incluindo raios gama, que entram e saem do nosso ponto de vista, criando pulsos tão regulares que rivalizam a precisão dos relógios atômicos. 

Desde cedo que um pulsar absorve um fluxo de gás. À medida que o sistema evolui, a alimentação cessa quando o pulsar começa a girar mais rapidamente, gerando fluxos de partículas e radiação que sobreaquecem o lado virado para a companheira e a corroem.

Os cientistas dividem os sistemas estelares "aranha" em dois tipos com o nome de espécies de aranhas cujas fêmeas por vezes comem os seus companheiros menores. As viúvas negras contêm companheiras com menos de 5% da massa do Sol. Os sistemas correspondentes às aranhas de "lista vermelha" (o equivalente australiano da viúva negra, as chamadas "redbacks") abrigam companheiras maiores, tanto em tamanho como em massa, tendo entre 10% e 50% da massa do Sol.

Os pesquisadores podem calcular as massas destes sistemas medindo os seus movimentos orbitais. As observações, no visível, podem medir a rapidez com que a companheira está viajando, enquanto as medições no rádio revelam a velocidade do pulsar. Para um sistema visto quase de face, tais alterações são ligeiras e potencialmente confusas. Os mesmos sinais também podem ser produzidos por um sistema diminuto, mais lento, que é visto de lado. 

Para medir as massas, é vital conhecer a inclinação do sistema em relação à nossa linha de visão. O ângulo de inclinação é normalmente medido utilizando luz visível, mas estas medições vêm com algumas potenciais complicações. À medida que a companheira orbita o pulsar, o seu lado superaquecido entra e sai de vista, criando uma flutuação no visível que depende da inclinação. No entanto, os astrônomos ainda estão aprendendo mais sobre o processo de superaquecimento e modelos com padrões diferentes de aquecimento preveem por vezes massas diferentes para os pulsares. 

Os raios gama, porém, são apenas gerados pelo pulsar e têm tanta energia que viajam em linha reta, sem serem afetados pelos detritos, a menos que sejam bloqueados pela companheira. Caso os raios gama desapareçam do conjunto de dados deste sistema, os cientistas podem inferir que a companheira eclipsou o pulsar. A partir daí, podem calcular a inclinação do sistema em relação ao nosso ponto de vista, as velocidades das estrelas e a massa do pulsar. 

O PSR B1957+20 (B1957) foi a primeira viúva negra conhecida, descoberta em 1988. Modelos anteriores para este sistema, construídos a partir de observações ópticas, determinaram que a sua inclinação em relação ao nosso ponto de vista era de cerca de 65 graus e a massa do pulsar era 2,4 vezes superior à do Sol. Isto tornaria B1957 o pulsar mais massivo conhecido, encontrando-se no limite teórico de massa entre os pulsares e os buracos negros. A análise dos dados do Fermi, possibilitou encontrar 15 fótons de raios gama em falta. O "timing" dos pulsos de raios gama destes objetos é tão confiável que 15 fótons em falta, ao longo de uma década, são suficientemente significativos para que seja estabelecido que o sistema está sendo eclipsado. Então, foi calculado que o binário está inclinado 84 graus e que o pulsar tem apenas 1,8 vezes a massa do Sol.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics

Observando o sistema de anéis de Chariklo

Num feito observacional de alta precisão, os cientistas utilizaram uma nova técnica com o telescópio espacial James Webb da NASA para captar as sombras da luz estelar provocadas pelos finos anéis de Chariklo.

© STScI (centauro Chariklo e os seus anéis)

Chariklo é um corpo gelado e pequeno, mas o maior da população conhecida de Centauros, localizado a mais de 3,2 bilhões de quilômetros para além da órbita de Saturno. Chariklo tem apenas 250 quilômetros em diâmetro ou cerca de 51 vezes menor que a Terra, e os seus anéis orbitam a uma distância de cerca de 400 quilômetros do centro do corpo.

Em 2013, Felipe Braga-Ribas e colaboradores, usando telescópios terrestres, descobriram que Chariklo hospeda um sistema de dois anéis finos. Tais anéis eram esperados apenas em torno de grandes planetas como Saturno, Júpiter e Netuno. 

Os astrônomos estavam observando uma estrela quando Chariklo passou à sua frente, bloqueando a luz estelar como tinham previsto, ou seja, um fenômeno de ocultação. Surpreendentemente, a estrela "piscou" duas vezes antes de desaparecer por trás de Chariklo, e "piscou" novamente duas vezes depois da ocultação pelo Centauro. Os piscares foram provocados por dois anéis finos, os primeiros anéis alguma vez detetados em torno de um pequeno objeto do Sistema Solar. 

Esta foi a primeira tentativa de ocultação estelar com o Webb. Muito trabalho árduo foi feito para identificar e refinar as previsões para este acontecimento incomum. No dia 18 de outubro, foi utilizado o instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb para monitorar atentamente a estrela Gaia DR3 6873519665992128512, e vigiar as quedas de brilho indicando a ocorrência de uma ocultação. 

As sombras produzidas pelos anéis de Chariklo foram claramente detectadas, demonstrando uma nova forma de utilização do Webb para explorar objetos do Sistema Solar. A sombra estelar devido a Chariklo, propriamente dito, foi rastreada fora do alcance do Webb. Este apulso, ou seja, uma passagem próxima sem ocultação, foi exatamente como tinha sido previsto após a última manobra de trajetória do Webb. 

A curva de luz da ocultação do Webb, um gráfico do brilho de um objeto ao longo do tempo, revelou que as observações foram bem-sucedidas! Os anéis foram captados exatamente como previsto. As curvas de luz da ocultação vão fornecer nova ciência para os anéis de Chariklo. 

Os anéis são provavelmente compostos por pequenas partículas de água gelada misturadas com material escuro, detritos de um corpo gelado que colidiu com Chariklo no passado. Chariklo é demasiado pequeno e está muito distante para até o Webb fotografar diretamente os anéis separados do corpo principal, pelo que as ocultações são a única ferramenta que conseguem caracterizar os anéis por si só. 

Pouco depois da ocultação, o Webb visou novamente Chariklo, desta vez para recolher observações da luz solar refletida por Chariklo e pelos seus anéis (programa GTO 1272). O espectro do sistema mostra três bandas de absorção de água gelada no sistema de Chariklo. Os espectros por telescópios terrestres tinham sugerido este gelo, mas a qualidade requintada do espectro obtido pelo Webb revelou pela primeira vez a assinatura clara de gelo cristalino. Dado que as partículas altamente energéticas transformam o gelo de um estado cristalino para um estado amorfo, a detecção de gelo cristalino indica que o sistema de Chariklo sofre microcolisões que ou expõem o material intacto ou desencadeiam processos de cristalização. 

A maior parte da luz refletida no espectro é do próprio Chariklo: os modelos sugerem que a área dos anéis, tal como observada pelo Webb durante estas observações, corresponde provavelmente a um-quinto da área do próprio corpo. 

A observação da curva de luz da ocultação e as observações espectroscópicas abrem a porta para um novo meio de caracterizar objetos pequenos no Sistema Solar distante nos próximos anos. Com a alta sensibilidade e capacidade infravermelha do Webb, os cientistas podem utilizar o retorno científico único fornecido pelas ocultações e melhorar estas medições com espectros quase contemporâneos. Tais ferramentas vão constituir um trunfo tremendo para os cientistas que estudam corpos pequenos e distantes no nosso Sistema Solar. 

Veja mais detalhes em Primeiro sistema de anéis descoberto em torno de um asteroide.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A primeira imagem direta de anã marrom em órbita de estrela das Híades

Uma equipe de astrônomos, usando dois Observatórios Maunakea no Havaí - o Observatório W. M. Keck e o telescópio Subaru - fotografou uma anã marrom em órbita de HIP 21152, uma jovem estrela parecida com o Sol no aglomerado das Híades.

© W. M. Keck Observatory / Subaru (anã marrom HIP 21152 B)

Quatro imagens diretas da anã marrom HIP 21152 B, captadas utilizando o telescópio Subaru e o Observatório W. M. Keck. A estrela hospedeira está escondida nas imagens (como notado pelo ícone da estrela amarela) e a anã marrom companheira está dentro do círculo.

Localizado a apenas 150 anos-luz de distância, o aglomerado estelar das Híades é o mais próximo da Terra e pode ser visto na direção da constelação de Touro, o seu padrão em forma de V é visível a olho nu. Dado que este grupo de estrelas jovens nasceu quase ao mesmo tempo, o aglomerado das Híades atraiu a atenção dos astrônomos como um importante alvo para o estudo da evolução das estrelas e planetas. 

A anã marrom recentemente encontrada neste aglomerado, chamada HIP 21152 B, é a primeira companheira subestelar confirmada de uma estrela da sequência principal nas Híades descoberta através de imagens diretas.

A sua massa é semelhante à de um planeta gigante, entre 22 a 36 massas de Júpiter. Este resultado pode fornecer uma importante pista para compreender as atmosferas de planetas gigantes e de anãs marrons com base em como e em quando apresentam características atmosféricas semelhantes às observadas nos planetas dos sistemas HR 8799 e HIP 21152 B.

As anãs marrons têm massas que se situam entre as de um planeta e de uma estrela; são mais massivas do que os planetas, mas não tão massivas como as estrelas. Estes objetos subestelares são úteis para estudar a evolução e as atmosferas dos planetas gigantes porque se espera que os planetas semelhantes a Júpiter e as anãs marrons mais leves tenham características semelhantes. As anãs marrons flutuam sozinhas no espaço ou orbitam outras estrelas. 

Embora já tenham sido encontradas milhares de anãs marrons desde a primeira descoberta em 1995, mas elas como companheiras são raras, com uma frequência de apenas algumas por cada 100 estrelas. Por esta razão, os astrônomos têm tentado estabelecer uma forma eficiente de encontrar anãs marrons companheiras. 

A equipe obteve a massa de HIP 21152 B calculando a sua órbita usando um total de quatro imagens diretas captadas usando os sistemas SCExAO (Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics) e CHARIS (Coronagraphic High Angular Resolution Imaging Spectrograph) do telescópio Subaru, bem como as ópticas adaptativas do Observatório W. M. Keck emparelhadas com a sua câmara NIRC2 (Near-Infrared Camera), de segunda geração.

Os pesquisadores também obtiveram espectros da anã marrom mostrando que a atmosfera de HIP 21152 B está transitanto entre uma anã marrom do "Tipo L" para uma anã marrom do "Tipo T", o que significa que está ficando mais fria, com uma temperatura de 1.200 a 1.300 K.

Curiosamente, a anã marrom tem um espectro semelhante ao famoso sistema HR 8799, que é o primeiro sistema exoplanetário a ser fotografado utilizando dois Observatórios de Maunakea: o Observatório W. M. Keck e o Observatório Gemini. 

O estudo, liderado pelo Centro de Astrobiologia do NINS (National Institutes of Natural Sciences) e pelo NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: W. M. Keck Observatory

A idade da galáxia mais distante com oxigênio

Um novo estudo, liderado por uma equipe conjunta da Universidade de Nagoya e do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), mediu a idade cósmica de uma galáxia muito distante.

© ALMA / JWST (galáxia GHZ2/GLASS-z12)

A equipe utilizou o radiotelescópio ALMA (Atacama Large Millimeter Array) para detectar um sinal de rádio que viajou durante aproximadamente 97% da idade do Universo. Esta descoberta confirma a existência de galáxias no Universo primitivo encontradas pelo telescópio espacial James Webb (JWST). 

A galáxia, denominada GHZ2/GLASS-z12, foi inicialmente identificada no levantamento GLASS do JWST, um levantamento que observa o Universo distante e por trás de aglomerados massivos de galáxias. Estas observações consistem de várias imagens utilizando filtros de cor e de banda larga, semelhantes às cores RGB numa câmara. 

Para galáxias distantes, a luz demora tanto tempo para chegar até nós que a expansão do Universo desviou a cor desta luz para a extremidade vermelha do espectro visível, um fenômeno denominado desvio para o vermelho. A cor vermelha de GHZ2/GLASS-z12 ajudou os pesquisadores, consequentemente, a identificá-la como um dos candidatos mais convincentes a galáxia distante que já observaram. 

Foram identificadas tantas galáxias brilhantes e distantes nas primeiras semanas de observações do JWST que desafiou a nossa compreensão básica da formação das primeiras galáxias. No entanto, estas cores vermelhas são apenas indicativas de uma galáxia distante e, poderia, ao invés, ser uma galáxia muito rica em poeira que se mascara como objeto mais distante. Apenas observações diretas de linhas espectrais, ou seja, linhas presentes no espectro de luz de uma galáxia utilizado para identificar elementos, que podem confirmar com robustez as verdadeiras distâncias destas galáxias.

Imediatamente após a descoberta destes primeiros candidatos a galáxia, os pesquisadores da Universidade de Nagoya e do NAOJ utilizaram os quarenta radiotelescópios do ALMA, no Chile, para buscar uma linha espectral e assim confirmar as verdadeiras idades das galáxias. O ALMA também foi apontado para GHZ2/GLASS-z12 em busca de uma linha de emissão associada ao oxigênio, na frequência esperada sugerida pelas observações do JWST. O oxigênio é um elemento tipicamente abundante em galáxias distantes devido ao seu tempo relativamente curto de formação, pelo que a equipe optou por procurar uma linha de emissão de oxigênio aumentando as hipóteses de detecção. 

Ao combinar o sinal de cada um dos seus telescópios de 12 metros, o ALMA foi capaz de detectar a linha de emissão perto da posição da galáxia. O desvio para o vermelho observado da linha indica que vemos a galáxia como era apenas 367 milhões de anos após o Big Bang.

A brilhante linha de emissão indica que esta galáxia enriqueceu rapidamente os seus reservatórios de gás com elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio. Isto fornece algumas pistas sobre a formação e evolução da primeira geração de estrelas e da sua vida útil. A pequena separação observada entre o gás oxigênio e a emissão das estrelas pode também sugerir que estas primeiras galáxias sofreram explosões violentas que expeliram o gás do centro da galáxia para a região que rodeava a galáxia e mesmo para além dela.

Estas profundas observações da rede de radiotelescópios ALMA fornecem evidências robustas da existência de galáxias nas primeiras centenas de milhões de anos após o Big Bang e confirmam os resultados surpreendentes das observações do JWST.

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

Fonte: Royal Astronomical Society

LDN 1622: A Nebulosa do Bicho-papão

Para alguns, a forma escura parece um bicho-papão mítico.

© J. Carter (LDN 1622)

Cientificamente, a Nebulosa Escura de Lynds (LDN) 1622 aparece contra um fundo fraco de gás hidrogênio brilhante, visível apenas em longas exposições telescópicas da região. 

Em contraste, a nebulosa de reflexão mais brilhante vdB 62 é mais facilmente vista logo acima e à direita do centro na imagem em destaque. A LDN 1622 fica perto do plano da nossa Via Láctea, perto no céu do Laço de Barnard, uma grande nuvem que envolve o rico complexo de nebulosas de emissão encontradas no Cinturão e Espada de Órion. 

Com contornos varridos, acredita-se que a poeira obscura de LDN 1622 esteja a uma distância semelhante, talvez a 1.500 anos-luz de distância. A essa distância, esse campo de visão de 2 graus abrangeria cerca de 60 anos-luz. 

As estrelas jovens estão escondidas dentro da extensão escura e foram reveladas nas imagens infravermelhas do telescópio espacial Spitzer. 

Fonte: NASA

O vigor dos núcleos galácticos ativos

Alimentados por buracos negros supermassivos que engolem matéria nos centros das galáxias, os Núcleos Galácticos Ativos (NGAs) são as mais poderosas fontes de energia estáveis e compactas do Universo.

© P. Harrington (ilustração de um núcleo galáctico ativo)

Há muito que se sabe que a luz dos NGAs mais brilhantes é superior à luz combinada dos bilhões de estrelas nas suas galáxias hospedeiras. 

Um novo estudo indica que os cientistas subestimaram substancialmente a produção energética destes objetos ao não reconhecerem até que ponto a sua luz é diminuída pela poeira. 

Quando há pequenas partículas intervenientes ao longo da nossa linha de visão, isto faz com que as coisas por detrás delas pareçam mais escuras. Vemos isto ao pôr-do-Sol em qualquer dia claro, quando o Sol parece mais fraco. Embora a possibilidade de a poeira diminuir o brilho da luz dos NGAs já tenha sido reconhecida há muito tempo, os valores específicos eram controversos e pensava-se que eram insignificantes. Nota-se também que a luz ultravioleta de um típico núcleo galáctico ativo é muito atenuada.

A equipe chegou a esta conclusão estudando o efeito que a poeira tem sobre a luz de um dos NGAs mais bem estudados, conhecido como NGC 5548. Tal como a atmosfera da Terra faz com que o Sol pareça mais avermelhado bem como mais escuro ao pôr-do-Sol, também a poeira nos núcleos galácticos ativos faz com que pareçam mais avermelhados do que realmente são. A quantidade de "avermelhamento" está relacionada com a diminuição do brilho. Os cientistas quantificam as cores de algo medindo as proporções da intensidade da sua luz em diferentes comprimentos de onda.

No novo estudo do NGC 5548, os pesquisadores da Universidade da Califórnia, utilizaram sete indicadores diferentes da quantidade de poeira e descobriram que todos eles estão em concordância. Além disso, verificou-se que o escurecimento de NGC 5548 devido à poeira era grande, mais de dez vezes o escurecimento provocado pela poeira quando olhamos para fora da nossa própria Galáxia, a Via Láctea.

As cores do NGC 5548 são típicas de outros núcleos galácticos ativos, o que tem implicações muito abrangentes. Devido aos efeitos de escurecimento da poeira, os NGAs são ainda mais poderosos do que se tinha percebido. Os resultados implicam que, no ultravioleta, onde a maior parte da energia é irradiada, um típico núcleo galáctico ativo está emitindo uma ordem de magnitude mais energia do que se pensava anteriormente. Outra implicação é que os núcleos galácticos ativos são muito semelhantes e o que até agora se pensava serem grandes diferenças fundamentais entre eles são realmente apenas as consequências de diferentes quantidades de "avermelhamento" pela poeira. 

Um artigo sobre as novas descobertas foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 

Fonte: Royal Astronomical Society