Descoberto o segundo anel "improvável" em torno do asteroide Quaoar

A descoberta do segundo anel ocorre apenas dois meses após o primeiro anel de Quaoar ter sido revelado, indicando que o sistema é mais complexo do que se pensava.

© ON / UTFPr (ilustração do segundo anel de Quaoar)

Uma equipe de pesquisadores, liderada pelo aluno de doutorado do Observatório Nacional (ON/MCTI), Chrystian Luciano Pereira, descobriu um segundo anel improvável mais interno em torno do asteroide Quaoar. A orientação da pesquisa é realizada pelo Dr. Felipe Braga Ribas, professor do Programa de Pós-Graduação em Astronomia do Observatório Nacional (ON). Ambas as descobertas foram feitas com o uso da técnica de ocultações estelares, quando um objeto do Sistema Solar passa em frente a uma estrela e bloqueia a sua luz por alguns instantes.

Este objeto é um dos pequenos corpos do nosso Sistema Solar e é conhecido como um objeto Transnetuniano (TNO) por orbitar a região além do planeta Netuno. Com mais de 1.000 km de diâmetro, Quaoar é candidato a planeta-anão. 

Os TNOs, como Quaoar, são fósseis praticamente intactos da formação do Sistema Solar. Dessa forma, catalogar suas características físicas é fundamental para entender como o Sistema Solar se formou e evoluiu até os dias atuais. 

Anéis ao redor de corpos do Sistema Solar têm sido alvo de pesquisas desde 1610, quando Galileu Galilei observou pela primeira vez um anel em torno ao apontar sua luneta para Saturno. Nos séculos seguintes, anéis foram descobertos ao redor dos outros três planetas gigantes: Júpiter, Urano e Netuno. 

Até 2013, não se sabia que anéis poderiam orbitar pequenos corpos do Sistema Solar. A surpresa ocorreu quando um sistema com dois anéis foi descoberto ao redor do objeto Centauro (10199) Chariklo, primeiro asteroide com anéis descoberto em trabalho liderado pelo Dr. Felipe Braga-Ribas (UTFPR-Curitiba/ON). Depois, em 2017, um anel foi descoberto ao redor do planeta-anão Haumea. Mais recentemente, em fevereiro deste ano, a mesma equipe divulgou a descoberta do terceiro sistema de anéis, agora ao redor do objeto Transnetuniano Quaoar. 

De acordo com os pesquisadores, diferentemente dos anéis observados em Chariklo, Haumea e nos quatro planetas gigantes, os anéis de Quaoar se encontram em uma região inesperada, muito além do limite de Roche para o corpo (para Quaoar, esse limite é estimado em 1.780 km do centro do corpo). O limite de Roche é uma região em que as forças de maré do corpo central estão em equilíbrio com a atração mútua das partículas que compõem um anel, impedindo então a acreção dessas partículas em satélites. Em outras palavras, trata-se de uma “linha imaginária” que define a distância mínima que um objeto pode se aproximar de outro antes de ser desintegrado pela força gravitacional. Quando um objeto está dentro do limite de Roche, espera-se que ele se desintegre e forme um anel em torno do objeto central. Por outro lado, se estiver além deste limite, como é o caso dos anéis do Quaoar – espera-se que as partes de agreguem e formem um satélite, e não um anel como é o caso.

A partir dos dados observacionais do primeiro anel (Q1R), os pesquisadores conseguiram detectar o segundo anel (Q2R) que, na verdade, está mais próximo do TNO. O Q2R possui cerca de 10 km de largura e, apesar de estar mais próximo de Quaoar, também se encontra fora do limite de Roche, orbitando 2.520 km do centro do objeto. Isso revela o quão curioso e complexo o sistema de Quaoar pode ser. O anel mais externo orbita Quaoar a uma distância muito próxima a região de estabilidade gerada pela ressonância spin-órbita 1:3. Isso significa que enquanto o Quaoar completa três rotações, as partículas do anel completam uma órbita. Já o anel mais interno se encontra próximo a região de ressonância spin-órbita 5:7, ou seja, enquanto Quaoar completa sete rotações, as partículas do anel completam cinco órbitas.

Esse comportamento dinâmico é observado nos anéis ao redor de Chariklo e Haumea, que também se encontram próximos à região de ressonância 1:3. Isso sugere que as ressonâncias podem estar intimamente relacionadas com a manutenção e localização desses anéis. Outro fator que pode causar o confinamento desses anéis é a presença de pequenos satélites "pastores" que ainda não foram descobertos. 

Outra propriedade interessante e não usual do anel Q1R de Quaoar é a variabilidade na sua largura e opacidade, sendo muito estreito e denso em uma região, tênue e extenso em outra. Afim de obter mais informações de Quaoar e seu curioso anel, a equipe organizou uma campanha observacional para uma ocultação estelar que foi observada em 9 de agosto de 2022, envolvendo telescópios amadores e profissionais, como por exemplo o Gemini Norte e Canadá-França-Hawaii Telescope (CFHT), com diâmetro de 8,1 e 3,6 metros, respectivamente. A alta performance dos instrumentos acoplados nos telescópios Gemini Norte e CFHT, as cameras 'Alopeke e WIRcam, respectivamente, aliado a sua localização no topo do Mauna Kea, no Havaí, permitiram a obtenção de curvas de luz com ótima qualidade.

A região densa e estreita do “primeiro” anel foi sondada por essa ocultação, revelando uma estrutura estreita confinada com aproximadamente 5 km de largura e com grande profundidade óptica (bastante densa). Esse núcleo estreito do anel é cercado por um envelope de material disperso com cerca de 60 km, se assemelhando em estrutura ao anel F de Saturno ou o arco observado nos anéis de Netuno. A região mais extensa e tênue desse anel também foi detectada, tendo uma largura média de 90 km e com menos de 1% da opacidade da região mais densa. A distância calculada entre Quaoar e esse anel é de 4.060 km. 

Trabalhos futuros acerca da determinação precisa da forma de Quaoar, em conjunto com novas observações desses anéis, serão importantes para um melhor entendimento do sistema dinâmico em que Quaoar e seus anéis se inserem e qual o real papel das ressonâncias na manutenção e confinamento desses anéis. 

Este trabalho foi realizado como parte do projeto "Lucky Star", sob a liderança do Dr. Bruno Sicardy do Observatório de Paris (França) e foi viabilizado através de uma colaboração mundial envolvendo astrônomos profissionais e amadores. Este estudo contou com a participação de pesquisadores de diversos institutos internacionais, como: Observatório Nacional (Rio de Janeiro, Brasil), Instituto de Astrofísica de Andalucía (Granada, Espanha), Universidade Tecnológica Federal do Paraná (Curitiba, Brasil), Instituto Espacial da Flórida (Orlando, Flórida), entre outros. 

Um artigo sobre a descoberta do segundo anel de Quaoar, sob o título “The two rings of (50000) Quaoar”, foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics Letters. 

Fonte: Observatório Nacional

O vapor de água encontrado é de um planeta rochoso ou da sua estrela?

As anãs vermelhas são as estrelas mais comuns no Universo, o que significa que é mais provável encontrar exoplanetas rochosos em órbita de estrelas deste tipo.

© STScI (ilustração de estrela devorando seu planeta)

As estrelas anãs vermelhas são frias, pelo que um planeta deve possuir uma órbita apertada para se manter suficientemente quente para, potencialmente, abrigar água líquida (o que significa que se encontra na zona habitável). Estas estrelas são também ativas, particularmente quando são jovens, liberando radiação ultravioleta e raios X que podem destruir atmosferas planetárias. Consequentemente, uma questão importante em aberto na astronomia é saber se um planeta rochoso poderia manter, ou restabelecer, uma atmosfera num ambiente tão hostil. 

Para ajudar a responder a esta questão, os astrônomos utilizaram o telescópio espacial James Webb para estudar um exoplaneta rochoso conhecido como GJ 486 b. Está demasiado perto da sua estrela para estar dentro da zona habitável, com uma temperatura à superfície de cerca de 430 graus Celsius. E, no entanto, as suas observações usando o NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) do Webb mostram indícios de vapor de água.

Se o vapor de água estiver associado ao planeta, isso indicaria que este tem uma atmosfera, apesar da sua temperatura escaldante e da proximidade à estrela. O vapor de água já foi observado em exoplanetas gasosos, mas até à data não foi definitivamente detectada qualquer atmosfera em torno de um exoplaneta rochoso. No entanto, a equipe adverte que o vapor de água pode estar na própria estrela, especificamente, em manchas estelares frias, e não no planeta.

O vapor de água numa atmosfera de um planeta quente e rochoso representaria um grande avanço para a ciência exoplanetária. O GJ 486 b é cerca de 30% maior do que a Terra e três vezes mais massivo, o que significa que é um mundo rochoso com uma gravidade mais forte do que a do nosso planeta. Orbita uma estrela anã vermelha em pouco menos de 1,5 dias terrestres. Espera-se que sofra acoplamento de maré, com um lado diurno permanente e um lado noturno permanente. 

O GJ 486 b transita a sua estrela, passando à sua frente a partir do nosso ponto de vista. Se tiver uma atmosfera, quando transita, a luz estelar filtra-se através desses gases, imprimindo impressões digitais na luz que permitem aos astrônomos decodificar a sua composição através de uma técnica chamada espectroscopia de transmissão. A equipe observou dois trânsitos, cada um com a duração de cerca de uma hora. Depois utilizaram três métodos diferentes para analisar os dados resultantes. Os resultados dos três métodos são consistentes, na medida em que mostram um espectro praticamente plano, com um aumento intrigante nos comprimentos de onda infravermelhos mais curtos.

A equipe utilizou modelos computacionais considerando uma série de moléculas diferentes e concluiu que a fonte mais provável do sinal era o vapor de água. Embora o vapor de água possa indicar, potencialmente, a presença de uma atmosfera em GJ 486 b, uma explicação igualmente plausível é vapor de água na estrela. Surpreendentemente, mesmo no nosso próprio Sol, o vapor de água pode por vezes existir nas manchas solares, porque estas manchas solares são muito frias em comparação com a superfície estelar circundante.

A estrela progenitora de GJ 486 b é muito mais fria do que o Sol, pelo que ainda mais vapor de água se concentraria nas suas manchas estelares. Como resultado, poderia criar um sinal que imitasse uma atmosfera planetária. Não foi observado indícios de que o planeta tenha atravessado quaisquer manchas estelares durante os trânsitos. Mas isso não significa que não existam manchas estelares em outros locais na estrela. E esse é exatamente o cenário físico que imprimiria este sinal de água nos dados e poderia acabar por se assemelhar a uma atmosfera planetária. 

Seria de esperar que uma atmosfera de vapor de água sofresse uma erosão gradual devido ao aquecimento e irradiação. Consequentemente, existindo uma atmosfera, é provável que tenha de ser constantemente reabastecida por vulcões que ejetam vapor do interior do planeta. Se a água estiver na atmosfera do planeta, são necessárias observações adicionais para determinar a quantidade de água presente. 

Futuras observações com o telescópio espacial James Webb poderão fornecer informações sobre este sistema. Um programa vindouro irá usar o MIRI (Mid-Infrared Instrument) para observar o lado diurno do planeta. Se o planeta não tiver atmosfera, ou se tiver apenas uma fina atmosfera, então espera-se que a parte mais quente do lado diurno esteja diretamente debaixo da estrela. No entanto, se o ponto mais quente estiver deslocado, isso indicaria uma atmosfera que pode fazer circular o calor. E

Em última análise, serão necessárias observações em comprimentos de onda infravermelhos mais curtos por outro instrumento do Webb, o NIRISS (Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph), para diferenciar entre a atmosfera planetária e os cenários de manchas estelares. É a junção de vários instrumentos que vai realmente determinar se este planeta tem ou não uma atmosfera.

O estudo foi aceito para publicação no periódico The Astrphysical Journal Letters. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Descoberta uma estrela devorando um planeta

Os astrônomos que utilizam o telescópio Gemini South no Chile, operado pelo NOIRLab, observaram a primeira evidência de uma estrela moribunda, semelhante ao Sol, engolindo um exoplaneta.

© NOIRLab (ilustração de estrela devorando seu planeta)

Este processo nunca antes visto pode anunciar o destino final da Terra, quando o nosso próprio Sol se aproximar do fim da sua vida, dentro de cerca de cinco bilhões de anos. Esta pesquisa confirma que, quando uma estrela semelhante ao Sol se aproxima do fim da sua vida, expande-se entre 100 e 1000 vezes o seu tamanho original, acabando por engolir os planetas interiores do sistema. 

Os primeiros indícios deste evento foram descobertos em imagens ópticas do ZTF (Zwicky Transient Facility). A cobertura infravermelha de arquivo pelo NEOWISE (Near-Earth Object Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, que é capaz de perscrutar ambientes poeirentos em busca de explosões e outros eventos transientes, confirmou então o evento de engolfamento, denominado ZTF SLRN-2020. 

A distinção entre um surto de engolfamento planetário e outros tipos de atividades violentas, como proeminências ou ejeções de massa coronal, é difícil e requer observações de alta resolução para identificar a localização de um surto e medições a longo prazo do seu brilho sem contaminação de estrelas próximas. O Gemini South forneceu estes dados essenciais graças às suas capacidades de ópticas adaptativas. 

O surto de engolfamento durou cerca de 100 dias e as características da sua curva de luz, bem como o material ejetado, deram aos astrônomos uma ideia da massa da estrela e do planeta consumido. O material ejetado consistia em cerca de 33 massas terrestres de hidrogênio e cerca de 0,33 massas terrestres de poeira. A partir desta análise, a equipe estimou que a estrela progenitora tem cerca de 0,8 a 1,5 vezes a massa do nosso Sol e que o planeta engolido tem 1 a 10 vezes a massa de Júpiter.

A interpretação deste evento também fornece evidências de um elo em falta na nossa compreensão da evolução e do destino final dos sistemas planetários, incluindo o nosso. 

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Gemini Observatory

Um binário de contato irá resultar na colisão de dois buracos negros

De acordo com um novo estudo efetuado por pesquisadores da UCL (University College London) e da Universidade de Potsdam, duas estrelas massivas que se tocam vão eventualmente acabar por chocar, gerando ondas no tecido do espaço-tempo.

© UCL (ilustração da estrela binária)

A estrela menor, mais brilhante e mais quente (esquerda), que tem 32 vezes a massa do nosso Sol, está atualmente perdendo massa para a companheira maior (direita), que tem 55 vezes a massa do nosso Sol. Uma é branca e a outra azul porque são muito quentes, cujas temperaturas são: 43.000 K e 38.000 K, respetivamente.

O estudo analisou um sistema binário (duas estrelas que se orbitam uma à outra em torno de um centro de gravidade mútuo), analisando a luz das estrelas obtida a partir de uma série de telescópios terrestres e espaciais. Os pesquisadores descobriram que as estrelas, localizadas na Pequena Nuvem de Magalhães, estão em contato parcial e trocam material entre si, com uma estrela atualmente se "alimentando" da outra. Completam uma órbita uma em torno da outra a cada três dias e são as estrelas mais massivas que se tocam (conhecidas como binários de contato) até agora observadas. 

Comparando os resultados das suas observações com modelos teóricos da evolução de estrelas binárias, descobriram que, no modelo mais adequado, a estrela que está sendo devorada se transformará num buraco negro e este se alimentará da estrela companheira. A estrela sobrevivente irá tornar-se um buraco negro pouco tempo depois. O primeiro buraco negro se formará daqui a menos de um milhão de anos e o segundo daqui a menos de 4 milhões de anos, mas se orbitarão um ao outro durante bilhões de anos antes de colidirem com uma força tal que será capaz de gerar ondas gravitacionais, ondulações no tecido do espaço-tempo, que poderiam, teoricamente, ser detectadas com instrumentos na Terra. 

Através aos detectores de ondas gravitacionais Virgo e LIGO, foram detectadas dúzias de fusões de buracos negros nos últimos anos. Mas até agora ainda não foi observado estrelas que, segundo as previsões, colapsariam para buracos negros desta dimensão e se fundiriam numa escala de tempo inferior ou mesmo comparável à idade do Universo. O modelo mais adequado sugere que estas estrelas se fundirão, já como buracos negros, dentro de 18 bilhões de anos. Encontrar estrelas nesta trajetória evolutiva, tão perto da nossa Via Láctea, é uma excelente oportunidade para aprender ainda mais sobre a formação destes buracos negros binários. 

Os buracos negros que os astrónomos veem fundir-se hoje formaram-se há bilhões de anos, quando o Universo tinha níveis mais baixos de ferro e de outros elementos mais pesados. A proporção destes elementos pesados aumentou com a idade do Universo, o que torna menos provável a fusão entre buracos negros. Isto porque as estrelas com uma maior proporção de elementos mais pesados têm ventos mais fortes e desintegram-se mais cedo. 

A bem estudada Pequena Nuvem de Magalhães, a cerca de 210.000 anos-luz da Terra, tem, por uma peculiaridade da natureza, cerca de um-sétimo das abundâncias de ferro e outros metais pesados da nossa Galáxia. Neste aspecto, imita as condições do passado longínquo do Universo. Mas, ao contrário das galáxias mais antigas e distantes, está suficientemente perto para que os astrônomos possam medir as propriedades de estrelas individuais e binárias. 

© James Webb (aglomerado estelar NGC 346)

A imagem mostra o aglomerado estelar NGC 346, onde a estrela binária está localizada (quadrado vermelho). 

Neste estudo foram medidas diferentes bandas de luz provenientes da estrela binária (análise espectroscópica), utilizando dados obtidos ao longo de vários períodos de tempo por instrumentos do telescópio espacial Hubble e pelo instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) no VLT (Very Large Telescope) do ESO no Chile, entre outros telescópios, em comprimentos de onda que vão do ultravioleta ao óptico e ao infravermelho próximo. 

Com estes dados, a equipe conseguiu calcular a velocidade radial das estrelas, ou seja, o movimento que fazem em direção a nós ou para longe de nós, bem como as suas massas, brilho, temperatura e órbitas. Em seguida, combinaram estes parâmetros com o modelo evolutivo que melhor se ajustava. A sua análise espectroscópica indicou que grande parte do invólucro exterior da estrela menor tinha sido arrancado pela sua companheira maior. Observaram também que o raio de ambas as estrelas excedia o seu lóbulo de Roche, isto é, a região em volta de uma estrela onde o material está gravitacionalmente ligado a esta estrela, confirmando que algum do material da estrela menor está transbordando e sendo transferido para a estrela companheira. 

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: University College London

Descobertas nuvens de gás distantes com restos das primeiras estrelas

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os pesquisadores descobriram pela primeira vez as impressões digitais deixadas pela explosão das primeiras estrelas do Universo.

© ESO (ilustração da nuvem de gás contendo diferentes elementos químicos)

Os cientistas detectaram três nuvens de gás distantes, cuja composição química corresponde à que se espera das primeiras explosões estelares. Estes resultados ajudam-nos a compreender melhor a natureza das primeiras estrelas que se formaram após o Big Bang.

Os pesquisadores pensam que as primeiras estrelas que se formaram no Universo eram muito diferentes das que vemos atualmente. Quando surgiram, há 13,5 bilhões de anos, estas estrelas continham apenas hidrogênio e hélio, os elementos químicos mais simples que existem na natureza. Minutos após o Big Bang, os únicos elementos presentes no Universo eram os três mais leves: hidrogênio, hélio e vestígios minúsculos de lítio. Os elementos mais pesados formaram-se, muito mais tarde, nas estrelas. 

Estas estrelas primordiais, que se pensa que eram dezenas ou centenas de vezes mais massivas do que o nosso Sol, morreram rapidamente em poderosas explosões de supernova, enriquecendo pela primeira vez o gás circundante com elementos mais pesados. Gerações posteriores de estrelas formaram-se a partir deste gás enriquecido e, por sua vez, ejetaram também elementos mais pesados no meio interestelar no momento da sua morte. 

Mas se as primeiras estrelas já desapareceram há muito tempo, como é que os astrônomos podem saber mais sobre elas? As estrelas primordiais podem ser estudadas de forma indireta através da detecção dos elementos químicos que dispersaram no seu meio após a sua morte.

Utilizando dados obtidos com o VLT, no Chile, a equipe encontrou três nuvens de gás muito distantes, observadas quando o Universo tinha apenas 10 a 15% da sua idade atual, com uma impressão digital química que corresponde ao que esperamos das explosões das primeiras estrelas. Dependendo da massa destas estrelas primitivas e da energia das suas explosões, estas primeiras supernovas liberaram diferentes elementos químicos, como o carbono, o oxigênio e o magnésio, que estão presentes nas camadas exteriores das estrelas. Mas algumas destas explosões não foram suficientemente energéticas para expelir elementos mais pesados, como o ferro, que se encontra apenas nos núcleos das estrelas. 

Uma vez que a presença de ferro nas nuvens de gás resultantes tornaria difícil ter a certeza de que o material era verdadeiramente prístino, a equipe procurou apenas nuvens de gás distantes pobres em ferro mas ricas  em outros elementos, os restos das explosões de mais baixa energia. E foi exatamente isso que encontrou: três nuvens distantes no Universo primitivo com muito pouco ferro mas imenso carbono e outros elementos, a impressão digital das explosões das primeiras estrelas.

Observa-se igualmente esta composição química peculiar em muitas estrelas velhas da nossa própria Galáxia, as quais são consideradas estrelas de segunda geração, isto é, estrelas que se formaram diretamente a partir das "cinzas" das primeiras. 

Para detectar e estudar estas nuvens de gás distantes, os astrônomos utilizaram os chamados quasares, fontes muito brilhantes alimentadas por buracos negros supermassivos existentes nos centros de galáxias distantes. À medida que viaja pelo Universo, a luz de um quasar passa por nuvens de gás, ficando assim marcada pelos diferentes elementos químicos da nuvem que atravessa.

De maneira a encontrar estas marcas químicas, a equipe analisou dados de vários quasares observados com o instrumento X-shooter, montado no VLT. O X-shooter separa a luz numa gama extremamente vasta de comprimentos de onda, ou cores, o que o torna um instrumento único para identificar muitos elementos químicos diferentes nestas nuvens distantes.

Este estudo abre novas perspetivas para a próxima geração de telescópios e instrumentos, como o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO e o seu espectrógrafo de alta resolução ANDES (ArmazoNes high Dispersion Echelle Spectrograph).

Este trabalho foi descrito num artigo científico publicado na revista da especialidade Astrophysical Journal. 

Fonte: ESO

Centaurus A: Uma ilha peculiar de estrelas

As galáxias são fascinantes.

© Marco Lorenzi (NGC 5128)

Nas galáxias, a gravidade sozinha mantém unidas coleções massivas de estrelas, poeira, gás interestelar, restos estelares e matéria escura. Na foto está NGC 5128, mais conhecida como Centaurus A (Cen A). 

A galáxia Cen A é a quinta galáxia mais brilhante no céu e está localizada a uma distância de cerca de 12 milhões de anos-luz da Terra. A forma distorcida de Cen A é o resultado de uma fusão entre uma galáxia elíptica e uma espiral. 

Seu núcleo galáctico ativo abriga um buraco negro supermassivo que é cerca de 55 milhões de vezes mais massivo que o nosso Sol. Este buraco negro central ejeta um jato rápido visível tanto no rádio quanto na luz de raios X. Os filamentos do jato são visíveis em vermelho no canto superior esquerdo. 

Novas observações do Event Horizon Telescope (EHt) revelaram um brilho do jato apenas em suas bordas, mas por razões que são atualmente desconhecidas, sendo um tópico ativo de pesquisa. 

Fonte: NASA

Um asteroide possui cauda que não é constituída de poeira

Um asteroide estranho acaba de ficar um pouco mais estranho.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração do asteroide Faetonte)

Há já algum tempo que sabemos que o asteroide 3200 Phaethon (Faetonte) atua como um cometa. Brilha e forma uma cauda quando se aproxima do Sol e é a fonte da chuva anual de meteoros das Gemínidas, apesar de os cometas serem responsáveis pela maioria das chuvas de meteoros. 

Os cientistas atribuíram o comportamento tipo-cometa de Faetonte à poeira que escapa do asteroide quando este é "queimado" pelo Sol. No entanto, um novo estudo utilizando dois observatórios solares da NASA revela que a cauda de Faetonte não é de todo poeirenta, mas sim constituída pelo gás sódio. 

Os asteroides, que são majoritariamente rochosos, não costumam formar caudas quando se aproximam do Sol. Os cometas, no entanto, são uma mistura de gelo e rocha, e normalmente formam caudas quando o Sol vaporiza o seu gelo, liberando material das suas superfícies e deixando um rasto ao longo das suas órbitas. Quando a Terra passa por um rasto de detritos, estes pedaços de cometas ardem na nossa atmosfera e produzem um enxame de estrelas cadentes, ou seja, uma chuva de meteoros. 

Depois de os astrônomos terem descoberto Faetonte em 1983, perceberam-se que a órbita do asteroide coincidia com a dos meteoros das Gemínidas. Este fato apontou para Faetonte como a fonte da chuva de meteoros anual, apesar de Faetonte ser um asteroide e não um cometa. 

Em 2009, a sonda STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory) da NASA detectou uma pequena cauda que se estendia de Faetonte quando o asteroide atingiu periélio, o ponto mais próximo do Sol, ao longo da sua órbita de 524 dias. Os telescópios normais não tinham visto a cauda antes, porque esta só se forma quando Faetonte está demasiado perto do Sol para ser observada, exceto pelos observatórios solares. A STEREO também viu a cauda de Faetonte desenvolver-se em aproximações solares posteriores, em 2012 e 2016. 

O aparecimento da cauda apoiou a ideia de que a poeira estava escapando da superfície do asteroide quando aquecido pelo Sol. No entanto, em 2018, outra missão solar captou imagens de parte do rasto de detritos das Gemínidas e encontrou uma surpresa. As observações da Parker Solar Probe da NASA mostraram que o rasto continha muito mais material do que aquele que Faetonte poderia ter liberado durante as suas aproximações ao Sol. 

Os cometas brilham frequentemente devido à emissão do sódio quando estão muito perto do Sol, por isso suspeitou-se que o sódio poderia também desempenhar um papel fundamental no brilho de Faetonte. Um estudo anterior, baseado em modelos e testes laboratoriais, sugeriu que o calor intenso do Sol durante as aproximações solares de Faetonte poderia vaporizar o sódio dentro do asteroide e conduzir a uma atividade semelhante à de um cometa. 

No último periélio de Faetonte, em 2022 foi utilizada a sonda SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) que possui filtros de cor capazes de detectar sódio e poeira. A equipe também pesquisou imagens de arquivo da STEREO e da SOHO, encontrando a cauda durante 18 das aproximações solares de Faetonte entre 1997 e 2022. Nas observações da SOHO, a cauda do asteroide apareceu brilhante no filtro que detecta o sódio, mas não apareceu no filtro que detecta a poeira. Além disso, a forma da cauda e a maneira como brilhou quando Faetonte passou pelo Sol correspondem exatamente como se fosse feita de sódio, mas não se fosse constituída por poeira.

Será que alguns dos cometas descobertos pela SOHO e por cientistas cidadãos que estudam as imagens da SOHO no âmbito do projeto Sungrazer, nem serão cometas? Ainda assim, resta uma questão importante: se Faetonte não libera muita poeira, como é que o asteroide fornece o material para a chuva de meteoros das Gemínidas que vemos todos os anos em dezembro? 

Os astrônomos suspeitam que algum tipo de acontecimento perturbador ocorrido há alguns milhares de anos - talvez um pedaço do asteroide que se partiu sob o stress da rotação de Faetonte - fez com que ele ejetasse os bilhões de toneladas de material que se estima constituírem a corrente de detritos das Gemínidas. Mas exatamente que acontecimento foi este permanece um mistério. Mais respostas poderão vir de uma futura missão da JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) chamada DESTINY+ (Demonstration and Experiment of Space Technology for INterplanetary voYage with Phaethon fLyby and dUst Science). No final desta década, espera-se que a nave espacial DESTINY+ passe por Faetonte, capte imagens da sua superfície rochosa e estude qualquer poeira que possa existir à volta deste asteroide enigmático. 

Um artigo foi publicado no periódico The Planetary Science Journal. 

Fonte: ESA

Primeira imagem direta de buraco negro expelindo um poderoso jato

Os astrônomos observaram, pela primeira vez numa mesma imagem, a sombra do buraco negro situado no centro da galáxia Messier 87 (M87) e o poderoso jato que este objeto lança para o espaço.

© MPIfR / NRAO (imagem do jato e sombra do buraco negro de M87)

As observações foram efetuadas em 2018, com telescópios pertencentes às redes GMVA (Global Millimetre VLBI Array), ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, e GLT (Greenland Telescope). 

Esta nova imagem ajuda os astrônomos a compreender melhor o processo que faz com que os buracos negros liberem jatos tão energéticos. A maioria das galáxias abriga um buraco negro supermassivo no seu centro. Embora sejam conhecidos por engolir matéria da sua vizinhança imediata, os buracos negros podem também lançar poderosos jatos de matéria que se estendem para além das galáxias que os acolhem.

Compreender como é que os buracos negros criam jatos tão grandes tem sido um problema de longa data na astronomia. Para estudar diretamente este fenômeno, temos que observar a origem do jato tão perto do buraco negro quanto possível.

A nova imagem mostra pela primeira vez isto mesmo: como a base de um jato se liga com a matéria que gira em torno de um buraco negro supermassivo. O alvo é a galáxia M87, localizada a 55 milhões de anos-luz, na nossa vizinhança cósmica, e que acolhe um buraco negro 6,5 bilhões de vezes mais massivo do que o Sol. 

Observações anteriores tinham conseguido obter imagens separadas da região próxima do buraco negro e do jato, no entanto, esta é a primeira vez que ambas as estruturas foram observadas em conjunto. A imagem foi obtida com o GMVA, o ALMA e o GLT, que formam uma rede de radiotelescópios global, operando em conjunto como se fosse um telescópio virtual gigante do tamanho da Terra, técnica chamada interferometria, que sincroniza os sinais captados por cada infraestrutura individual. Com uma rede de telescópios assim tão grande podemos observar detalhes muito pequenos na região em torno do buraco negro de M87.

A nova imagem mostra o jato emergindo próximo do buraco negro, bem como a sombra do próprio buraco negro. À medida que orbita o buraco negro, a matéria aquece e emite luz. O buraco negro curva e captura alguma desta luz, criando uma estrutura semelhante a um anel em torno do buraco negro, quando visto a partir da Terra. A escuridão no centro do anel é a sombra do buraco negro, da qual foram obtidas pela primeira vez imagens com o telescópio EHT (Event Horizon Telescope), em 2017. Tanto esta nova imagem como a obtida anteriormente com o EHT, combinam dados coletados por vários radiotelescópios de todo o mundo, mas a imagem divulgada hoje mostra a radiação de rádio emitida em um comprimento de onda maior do que a do EHT, ou seja, 3,5 mm em vez de 1,3 mm. O tamanho do anel observado pela rede GMVA é cerca de 50% maior do que o da imagem obtida com o EHT.

Estão previstas observações futuras com esta rede de telescópios, para se continuar  investigando como é que os buracos negros supermassivos podem lançar jatos tão poderosos. Este tipo de observações simultâneas permitirão o estudo dos complicados processos que ocorrem perto do buraco negro supermassivo.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: ESO

A Nebulosa da Tarântula observada pelo SuperBIT

A Nebulosa da Tarântula, também conhecida como 30 Doradus, tem mais de mil anos-luz de diâmetro, uma região gigante de formação estelar dentro da galáxia satélite próxima, a Grande Nuvem de Magalhães.

© SuperBIT (Nebulosa da Tarântula)

A cerca de 160 mil anos-luz de distância, é a maior e mais violenta região de formação estelar conhecida em todo o Grupo Local de galáxias. O aracnídeo cósmico está próximo ao centro desta imagem espetacular tirada durante o voo do SuperBIT (Super Pressure Balloon Imaging Telescope), o telescópio de 0,5 metros da NASA que flutua agora perto da borda da atmosfera.

Dentro da bem estudada Nebulosa da Tarântula (NGC 2070), intensa radiação, ventos estelares e choques de supernovas do jovem aglomerado central de estrelas massivas, catalogadas como R136, energizam o brilho e moldam os filamentos da nebulosa. 

Ao redor da Nebulosa da Tarântula estão outras regiões de formação estelar com aglomerados estelares jovens, filamentos e nuvens em forma de bolhas. O amplo campo de visão do SuperBIT abrange mais de 2 graus ou 4 luas cheias na constelação de 30 Doradus. 

Fonte: NASA

Um novo perigo estelar para planetas

De acordo com um novo estudo utilizando o observatório de raios X Chandra da NASA e outros telescópios de raios X, a explosão de uma estrela pode representar mais riscos para os planetas próximos do que se pensava anteriormente.

© M. Weiss (ilustração de um planeta parecido com a Terra)

Esta ameaça recentemente identificada envolve uma fase de raios X intensos que podem danificar as atmosferas dos planetas até 160 anos-luz de distância. A Terra não está hoje em perigo de tal ameaça porque não existem potenciais progenitoras de supernovas dentro desta distância, mas pode ter estado exposta a este tipo de raios X no passado. 

Antes deste estudo, a maioria da pesquisa sobre os efeitos das explosões de supernova tinha-se concentrado no perigo de dois períodos: a radiação intensa produzida por uma supernova nos dias e meses após a explosão e as partículas energéticas que chegam centenas a milhares de anos depois. No entanto, mesmo estas ameaças alarmantes não catalogam completamente os perigos na sequência da explosão de uma estrela.

Os pesquisadores descobriram que, entre estes dois perigos previamente identificados, se esconde outro. As consequências das supernovas produzem sempre raios X, mas se a onda da explosão de supernova atingir gás circundante e denso, pode produzir uma dose particularmente grande de raios X que chega meses a anos após a explosão e pode durar décadas. 

Os cálculos neste último estudo baseiam-se em observações de raios X de 31 supernovas e das suas consequências obtidas principalmente com o Chandra, Swift e NuSTAR da NASA, juntamente com o XMM-Newton da ESA. A análise destas observações mostra que podem haver consequências letais da interação de supernovas com o seu meio envolvente, para planetas localizados até cerca de 160 anos-luz de distância.

Se uma torrente de raios X varrer um planeta próximo, a radiação alteraria severamente a química atmosférica do planeta. Para um planeta semelhante à Terra, este processo poderia eliminar uma porção significativa de ozônio, o que em última análise protege a vida da perigosa radiação ultravioleta da sua estrela hospedeira. Se um planeta com a biologia da Terra fosse atingido por uma contínua radiação altamente energética de uma supernova próxima, especialmente uma que interagisse fortemente com o seu ambiente, poderia levar ao desaparecimento de uma vasta gama de organismos, especialmente os marinhos na base da cadeia alimentar. Estes efeitos podem ser suficientemente significativos para iniciar um evento de extinção em massa.

Existem fortes indícios que num passado distante - incluindo a detecção, em diferentes locais do globo, de um tipo radioativo de ferro - de que ocorreram supernovas perto da Terra há cerca de 2 a 8 milhões de anos atrás. Os astrônomos estimam que estas supernovas se encontravam a cerca de 65 a 500 milhões de anos-luz da Terra. A Terra está na "Bolha Local", uma bolha ainda em expansão de gás quente e de baixa densidade rodeada por uma concha de gás frio que se estende por cerca de 1.000 anos-luz. A expansão exterior de estrelas perto da superfície da "Bolha Solar" implica que esta se formou a partir de um surto de formação estelar e de supernovas perto do centro da bolha há aproximadamente 14 milhões de anos.

As enormes estrelas jovens responsáveis pelas explosões de supernovas estavam então muito mais próximas do nosso planeta do que estas estrelas estão agora, o que colocou a Terra em muito maior risco destas supernovas no passado. Embora esta evidência não ligue as supernovas a qualquer evento específico de extinção em massa na Terra, sugere que as explosões cósmicas afetaram o nosso planeta ao longo da sua história. Apesar da Terra e do Sistema Solar se encontrem atualmente num espaço seguro em termos de potenciais explosões de supernova, muitos outros planetas na Via Láctea não estão. 

Estes eventos altamente energéticos reduziriam efetivamente as áreas dentro da nossa Galáxia, conhecida como Zona Galáctica Habitável, onde as condições seriam propícias à vida tal como a conhecemos. Uma vez que as observações de raios X das supernovas são escassas, particularmente da variedade que interage fortemente com o seu ambiente, os autores argumentam que as observações de acompanhamento das supernovas, em interação durante meses e anos após a explosão, seriam valiosas para compreender o ciclo de vida das estrelas e também em campos como a astrobiologia, paleontologia e ciências planetárias. 

O artigo científico que descreve este resultado foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberta uma pequena galáxia com extraordinária formação estelar

Utilizando as primeiras observações do seu gênero, pelo telescópio espacial James Webb, astrônomos observaram mais de 13 bilhões de anos no passado para descobrir uma galáxia única e minúscula que gerou novas estrelas a um ritmo extremamente elevado para o seu tamanho.

© James Webb (galáxia RX J2129-z95)

A galáxia descoberta é uma das menores a esta distância, localizada a cerca de 500 milhões de anos após o Big Bang, e poderá ajudar os astrônomos a aprender mais sobre as galáxias que estavam presentes pouco depois do início do Universo. 

Os pesquisadores da Universidade do Minnesota efetuaram o estudo de galáxias que estavam presentes quando o Universo era muito mais novo podendo ajudar os cientistas a aproximarem-se da resposta a uma enorme questão em astronomia sobre como o Universo se tornou reionizado, mas a observação destes corpos distantes pode ser um desafio.

Neste caso, os pesquisadores foram capazes de encontrar e estudar esta pequena galáxia devido a um fenômeno de lente gravitacional, ou seja, onde a massa de uma galáxia curva e amplia a luz. Um aglomerado de galáxias que atua como lente fez com que esta pequena galáxia de fundo aparecesse 20 vezes mais brilhante do que seria se o aglomerado não estivesse ampliando a sua luz.

Os pesquisadores utilizaram a espectroscopia para medir a distância da galáxia, para além das suas propriedades físicas e químicas. O volume da galáxia é aproximadamente um milionésimo do da Via Láctea, mas é possível ver que ainda está formando o mesmo número de estrelas todos os anos. 

O telescópio espacial James Webb pode recolher cerca de 10 vezes mais luz do que o telescópio espacial Hubble e é muito mais sensível a comprimentos de onda mais longos e na região do espectro infravermelho. Isto permite aceder a uma janela de dados inteiramente nova. 

Um artigo foi publicado na revista Science. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

O cavalo-marinho escuro em Cepheus

Abrangendo anos-luz, esta forma sugestiva conhecida como Nebulosa do Cavalo-Marinho aparece em silhueta contra um fundo rico e luminoso de estrelas.

© Jeff Herman (Barnard 150)

Observadas na direção da constelação de Cepheus, as nuvens empoeiradas e obscuras fazem parte de uma nuvem molecular da Via Láctea a cerca de 1.200 anos-luz de distância. Também está listada como Barnard 150 (B150), uma das inúmeras nuvens escuras do céu catalogadas no início do século 20 pelo astrônomo Edward Barnard. Ele foi um astrofotógrafo pioneiro. Começando por volta de 1919, ele fotografou e catalogou 370 nebulosas escuras. 

Pacotes de estrelas de baixa massa estão se formando dentro, mas seus núcleos em colapso são visíveis apenas em longos comprimentos de onda infravermelhos. Ainda assim, as estrelas coloridas de Cepheus contribuem para esta bela paisagem celeste galáctica.

Fonte: NASA