Nova descoberta: Nebulosa de Angelo

A aventura começou em outubro de 2022 a partir do desejo do astrônomo Nicolas Martino de fotografar uma nebulosa escura.

© N. Martino (Nebulosa de Angelo, Relâmpago de Thor, SRN G150.3+4.5 e LDN 1400)

A imagem mostra uma animação dos dados obtidos com filtros RGB. Nesta época do ano, a região de Cassiopeia, Cepheus e Girafa são áreas privilegiadas. Martino avistou uma nebulosa escura chamada LDN 1400 na constelação da Girafa. Seu formato atípico atraiu sua atenção à primeira vista e sua distância focal oferecia um enquadramento interessante. 

De acordo com os dados do IPHAS (INT Photometric H-Alpha Survey), existe até um sinal de Hidrogênio-Alfa (H-Alpha) por trás de LDN 1400. Ao explorar um pouco mais, ele percebeu que, de fato, o sinal H-Alpha vem do remanescente de supernova SNR G150.3+4.5. Este objeto raramente é fotografado e apenas uma foto pode ser vista em Oxygen III (OIII); tornando o projeto ainda mais interessante. 

Martino teve a colaboração do amigo Yann Sainty.  No total, foram necessárias 7 noites para coletar o máximo de dados. A lua deveria estar o menos presente possível para ter sinais OIII e H-Alpha mais "puros". Atendendo aos seus requisitos, as sessões de filmagem começaram em 27 de outubro de 2022 (em Puzieux, Mosela, França) e terminaram em 20 de janeiro de 2023 (em Moydans, Hautes-Alpes, França). O tempo total de integração foi de 46h15. 

O projeto foi apresentado aos astrônomos amadores Marcel Drechsler e Xavier Strottner, que efetuaram o processamento da imagem. Eles concordaram em processar os dados de banda estreita H-Alpha e OIII e os retoques finais, se necessário. Drechsler informou que havia notado um sinal OIII semelhante a uma bolha em torno de CI Camelopardalis. 

Um envelope de nova previamente desconhecido está em torno da estrela CI Camelopardalis, um sistema binário de raios X de massa muito alta. O objeto está muito próximo dos filamentos OIII do brilho residual da supernova G150.3+4.5, mas o envelope bipolar de CI Camelopardalis é um objeto independente e isolado que se encontra bem no fundo de G150.3+4.5.

A última erupção conhecida deste sistema ocorreu em 1998 e foi objeto de inúmeros estudos e publicações nos anos seguintes. Descobrimos um envelope muito mais antigo em torno da estrela, que, de acordo com os cálculos atuais, tem entre 1.500 e 2.200 anos. Este cálculo é baseado em dados de movimento obtidos em 1998 e 1999. Esses dados revelaram velocidades iniciais de 14.000 km/s, mas que diminuíram um terço após alguns dias. Essas velocidades foram inesperadas e até excederam as de uma supernova tipo 1A, o que explica o poder do flare em combinação com os raios X medidos pelo CI Camelopardalis. 

Como as distâncias para sistemas binários como CI Camelopardalis são muito imprecisas para calcular, os valores variam de 4,7 a 7,6 10³ Pc (parsec). Se tomarmos como base o valor médio, obtemos um diâmetro de 50 a 60 anos-luz para o envelope de nova descoberto recentemente em torno do CI Camelopardalis. O que é notável é a trajetória e orientação quase idênticas do surto de CI Camelopardalis de 1998 e de 1500 a 2200 anos atrás. 

O eixo da nebulosa é quase exatamente norte-sul, com uma ligeira inclinação para leste. A periferia norte dominante também corresponde a ambas as erupções. Durante este trabalho, foi possível identificar um OIII muito forte. O H-Alpha, no entanto, era tão fraco que era impossível separá-lo do fundo por meio de nossos filtros H-Alpha. O levantamento do IPHAS foi, no entanto, capaz de identificar um arco noroeste fraco, usamos esses dados para integrá-lo à imagem da descoberta. O envelope em torno do CI Camelopardalis que foi descoberto e que não foi mencionado em nenhuma publicação até agora é muito mais poderoso que uma nova comum e está, em termos de intensidade, entre uma nova e uma supernova. 

A descoberta foi registrada no novo catálogo MarSai Objet, sendo está a primeira descoberta: MarSai O 1, denominada Nebulosa de Angelo, em homenagem ao pai falecido de Martino. 

A foto final de LDN 1400, o Relâmpago de Thor, SNR G150.3+4.5 e MarSai O 1 é uma mistura de gelo, relâmpago e apocalipse. 

Fonte: AstroBin

O jogo de sombras em torno do disco de formação de planetas

A jovem estrela TW Hydrae está fazendo um jogo de sombras em torno do disco de formação de planetas que foi observado pelo telescópio espacial Hubble.

© STScI (ilustração de discos de gás e poeira ao redor da estrela TW Hydrae)

Em 2017, os astrônomos descobriram uma sombra que varre a face de um vasto disco de gás e poeira em forma de panqueca que rodeia a estrela anã vermelha. A sombra não é de um planeta, mas de um disco interior ligeiramente inclinado em relação ao disco exterior, muito maior, o que faz com que este projete uma sombra. Uma explicação é que a gravidade de um planeta invisível está puxando poeira e gás para a órbita inclinada do planeta. Agora, uma segunda sombra surgiu em apenas alguns anos nas observações armazenadas no arquivo MAST do Hubble. Poderá ser de outro disco aninhado no interior do sistema. Os dois discos são provavelmente evidências de um par de planetas em construção. 

A TW Hydrae tem menos de 10 milhões de anos e situa-se a cerca de 200 anos-luz de distância. Na sua infância, o nosso Sistema Solar pode ter-se assemelhado ao sistema de TW Hydrae, há cerca de 4,6 bilhões de anos. Como o sistema TW Hydrae está inclinado quase de face para o ponto de vista da Terra, é um alvo ótimo para obter uma visão panorâmica de um "estaleiro" de construção planetária. 

A segunda sombra foi descoberta em observações obtidas a 6 de junho de 2021, como parte de um programa plurianual concebido para seguir as sombras em discos circunstelares. A melhor solução que a equipe encontrou é que há dois discos desalinhados projetando sombras. Estavam tão próximos um do outro na observação anterior que não os conseguiam separar. Com o tempo, separaram-se e dividiram-se em duas sombras. A explicação mais simples é que os discos desalinhados são provavelmente causados pela atração gravitacional de dois planetas em planos orbitais ligeiramente diferentes. 

O Hubble está a reunir uma visão holística da arquitetura do sistema. Os discos podem ser representativos de planetas com velocidades orbitais diferentes em torno de uma estrela. É como se estivéssemos girando dois discos de vinil a velocidades ligeiramente diferentes. Por vezes os rótulos no centro coincidem, mas depois um passa à frente do outro. Isto sugere que os dois planetas têm de estar bastante próximos um do outro. Se um estivesse se movendo muito mais depressa do que o outro, teria sido captado em observações anteriores. 

Os planetas suspeitos estão localizados numa região a uma distância parecida à de Júpiter em torno do Sol. E as sombras completam uma rotação em volta da estrela a cada 15 anos; o período orbital que seria de esperar a esta distância da estrela. Além disso, estes dois discos interiores estão inclinados cerca de cinco a sete graus relativamente ao plano do disco exterior. Isto é comparável à gama de inclinações orbitais dentro do nosso Sistema Solar.

O disco exterior sobre o qual as sombras estão sendo projetadas pode estender-se até várias vezes o raio do cinturão de Kuiper do nosso Sistema Solar. Este disco maior tem uma curiosa divisão com duas vezes a distância média de Plutão ao Sol. Isto pode ser uma evidência da existência de um terceiro planeta no sistema. Quaisquer planetas interiores seriam difíceis de detectar porque a sua luz perder-se-ia no brilho da estrela. Além disso, a poeira no sistema iria escurecer a sua luz refletida. 

Os dados de TW Hydrae foram obtidos pelo instrumento STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) do Hubble. A visão infravermelha do Telescópio Espacial James Webb poderá também mostrar as sombras com mais pormenor.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Imagens ocultas de vastas maternidades estelares

Com o auxílio do VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) do ESO, os astrônomos criaram um vasto atlas infravermelho de cinco maternidades estelares próximas, juntando mais de um milhão de imagens.

© ESO (imagem infravermelha do objeto HH 909 A na constelação do Camaleão)

Estes grandes mosaicos revelam estrelas jovens em formação, envoltas em espessas nuvens de poeira. Graças a estas observações, os astrônomos dispõem agora de uma ferramenta única para decifrar o complexo enigma que é a formação estelar.

Nestas imagens podemos detectar até as fontes de luz mais tênues, tais como estrelas com muito menos massa que o nosso Sol, revelando assim objetos que nunca tinham sido observados anteriormente. Isto permitirá compreender melhor os processos que levam o gás e a poeira a transformarem-se em estrelas. 

As estrelas formam-se quando nuvens de gás e poeira colapsam sob a sua própria gravidade, mas o modo como isso acontece não é totalmente compreendido. Quantas estrelas nascem a partir de uma nuvem? Qual a sua massa? Quantas estrelas verão planetas formarem-se em sua órbita? 

Para responder a estas questões, os pesquisadores analisaram cinco regiões de formação estelar próximas com o telescópio VISTA montado no Observatório do Parana, no Chile. Utilizando a câmara de infravermelhos VIRCAM do VISTA, a equipe captou a luz proveniente das profundezas das nuvens de poeira. A poeira obscurece estas estrelas jovens, tornando-as virtualmente invisíveis aos nossos olhos. Só nos comprimentos de onda do infravermelho é que conseguimos observar o interior destas nuvens e estudar as estrelas em formação. 

O rastreio, denominado VISIONS, observou regiões de formação estelar nas constelações de Órion, Ofiúco, Camaleão, Coroa Austral e Lobo. Estas regiões encontram-se a menos de 1.500 anos-luz de distância da Terra e cobrem uma enorme área no céu. 

O diâmetro do campo de visão do VIRCAM é tão grande como o de três luas cheias, o que o torna único para mapear estas regiões tão vastas. A equipa obteve mais de um milhão de imagens durante um período de cinco anos. As imagens individuais foram usadas para construir os grandes mosaicos que revelam vastas paisagens cósmicas. Estes panoramas pormenorizados apresentam manchas escuras de poeira, nuvens brilhantes, estrelas recém nascidas e as distantes estrelas de fundo da Via Láctea. Uma vez que as mesmas áreas foram observadas repetidamente, os dados do VISIONS permitirão igualmente aos astrônomos estudar o modo como as estrelas jovens se movem. 

Esta não é uma tarefa fácil, uma vez que o deslocamento aparente destas estrelas observado a partir da Terra é tão pequeno como a espessura de um cabelo humano visto a 10 quilômetros de distância. Estas medições dos movimentos estelares complementam as medições obtidas pela missão Gaia da ESA (Agência Espacial Europeia) nos comprimentos de onda do visível, onde as estrelas jovens se encontram escondidas por espessos véus de poeira. 

Adicionalmente, o VISIONS estabelecerá as bases para futuras observações com outros telescópios, tais como o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no Chile e que deverá começar a funcionar no final desta década. O ELT permitirá que observamos mais de perto regiões específicas com um detalhe sem precedentes, fornecendo-nos uma visão nunca antes vista das estrelas individuais que estão atualmente se formando nessas regiões. 

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “VISIONS: The VISTA Star Formation Atlas”, publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: ESO

Um novo estudo das grandes luas de Urano mostra que podem conter água

Uma reanálise de dados da nave espacial Voyager da NASA, juntamente com novos modelos computacionais, levou os cientistas a concluir que quatro das maiores luas de Urano contêm provavelmente uma camada oceânica entre os seus núcleos e as crostas geladas.

© Hubble (Urano com seus 4 anéis principais e 10 das suas luas)

O seu estudo é o primeiro a detalhar a evolução da composição e estrutura do interior das cinco grandes luas: Ariel, Umbriel, Titânia, Oberon e Miranda. O trabalho sugere que quatro das luas têm oceanos que podem ter dezenas de quilômetros de profundidade. 

No total, pelo menos 27 luas orbitam Urano, sendo que as quatro maiores vão de Ariel, com 1.160 km de diâmetro, até Titânia, com 1.580 quilômetros de diâmetro. Os cientistas há muito que pensam que Titânia, dada a sua dimensão, teria maior probabilidade de reter calor interno provocado pelo decaimento radioativo. As outras luas eram anteriormente consideradas demasiado pequenas para reter o calor necessário para evitar que um oceano interno congelasse, especialmente porque o aquecimento criado pela atração gravitacional de Urano é apenas uma pequena fonte de calor. 

O Levantamento Decenal de Ciência Planetária e Astrobiologia das Academias Nacionais de Ciência dos EUA deu prioridade à exploração de Urano. Em preparação para essa missão, os cientistas planetários estão se concentrando no gigante gelado para reforçar os seus conhecimentos sobre o misterioso sistema de Urano. O novo trabalho tem o potencial de informar como uma futura missão poderá explorar as luas. Quando se trata de corpos pequenos os cientistas planetários já encontraram evidências da existência de oceanos em vários locais improváveis, incluindo os planetas anões Ceres e Plutão, e a lua de Saturno, Mimas. 

O estudo revisitou as descobertas da Voyager 2 da NASA, que passou por Urano na década de 1980, e de observações terrestres. Os autores construíram modelos de computador com descobertas adicionais das sondas Galileo, Cassini, Dawn e New Horizons da NASA (cada uma das quais descobriu mundos oceânicos), incluindo conhecimentos sobre a química e a geologia da lua de Saturno, Encélado, de Ceres, de Plutão e da sua lua Caronte, todos corpos gelados com aproximadamente o mesmo tamanho das luas uranianas.

Os pesquisadores usaram esses modelos para avaliar o grau de porosidade das superfícies das luas uranianas, descobrindo que são provavelmente suficientemente isoladas para reter o calor interno que seria necessário para abrigar um oceano subterrâneo. Além disso, encontraram o que poderia ser uma potencial fonte de calor nos mantos rochosos das luas, que liberam líquido quente e ajudariam um oceano a manter um ambiente quente, um cenário que é especialmente provável para Titânia e Oberon, onde os oceanos podem até ser suficientemente quentes para potencialmente suportar a habitabilidade.

Ao investigar a composição dos oceanos, os cientistas podem aprender mais sobre os materiais que também podem ser encontrados nas superfícies geladas das luas, dependendo se as substâncias que se encontram por baixo foram empurradas para cima pela atividade geológica. Os telescópios mostram que pelo menos uma das luas, Ariel, tem material que fluiu para a sua superfície, talvez a partir de vulcões gelados, há relativamente pouco tempo. De fato, Miranda, a quinta maior e a mais interior das grandes luas de Urano, tem características na sua superfície que parecem ser de origem recente, sugerindo que pode ter mantido calor suficiente para sustentar um oceano em algum momento da sua história. Os recentes modelos térmicos concluíram que é pouco provável que Miranda tenha retido água durante muito tempo; perde calor demasiado depressa e provavelmente está agora gelada. 

Mas o calor interno não seria o único fator que contribuiria para o oceano subsuperficial de uma lua. Uma descoberta importante do estudo sugere que os cloretos, bem como o amoníaco, são provavelmente abundantes nos oceanos das maiores luas de Urano. Há muito que se sabe que o amoníaco atua como anticongelante. Além disso, a modelagem sugere que os sais provavelmente presentes na água seriam outra fonte de anticongelante, mantendo os oceanos internos dos corpos. 

A pesquisa sobre o que se encontra por baixo e à superfície dessas luas ajudará os cientistas a escolherem os melhores instrumentos científicos para as examinar. Por exemplo, determinar que o amoníaco e os cloretos podem estar presentes significa que os espectrômetros, que detectam os compostos através da sua luz refletida, terão de utilizar uma gama de comprimentos de onda que abranja ambos os tipos de compostos. Da mesma forma, podem usar esse conhecimento para conceber instrumentos que possam sondar o interior profundo em busca de líquido.

A procura de correntes elétricas que contribuam para o campo magnético de uma lua é geralmente a melhor forma de encontrar um oceano profundo, como fizeram os cientistas da missão Galileo na lua de Júpiter, Europa. No entanto, a água fria nos oceanos interiores de luas como Ariel e Umbriel poderia tornar esses oceanos menos capazes de transportar essas correntes elétricas e representaria um novo tipo de desafio para os cientistas que trabalham para descobrir o que está por baixo.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Geophysical Research. 

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

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