Lynds Dark Nebula 183

A nebulosa negra Lynds Dark Nebula 183 (LDN 183) está localizada a apenas 325 anos-luz de distância da Terra e acima do plano da Via Láctea.

© Fabian Neyer (LDN 183)

Obscurecendo a luz das estrelas por trás dela quando vista em comprimentos de onda ópticos, a nuvem molecular escura aparece empobrecida de estrelas. Mas as explorações efetuadas no infravermelho distante revelam no seu interior grupos densos de estrelas nos estágios iniciais de formação, pois estas regiões da nuvem sofrem colapso gravitacional.

Uma das nuvens moleculares mais próximas, é vista na direção da constelação Serpens Caput (a Cabeça da Serpente). Este nítido retrato da nuvem cósmica abrange cerca de meio grau no céu, ou seja, cerca de 3 anos-luz de distância estimada da LDN 183.

Fonte: NASA

Potencial habitat humano localizado na Lua

Um estudo recente confirma a existência de um grande tubo de lava aberto na região de Montes Marius na Lua, que pode ser usado para proteger os astronautas de condições perigosas à superfície.

© NASA/U. Arizona (claraboia dos Montes Hills)

Ninguém já esteve na Lua mais de três dias, em grande parte porque não hám proteção dos astronautas devido às variações extremas de temperatura, à radiação e aos impactos de meteoritos. Ao contrário da Terra, a Lua não tem uma atmosfera ou um campo magnético para proteger os seus habitantes.

De acordo com o estudo, o local mais seguro para procurar abrigo é no interior de um tubo de lava intacto.

Os tubos de lava são canais naturais formados quando um fluxo de lava desenvolve uma crosta dura, que ganha espessura e forma um telhado acima do fluxo de lava que ainda flui por baixo. Assim que a lava deixa de fluir, o túnel às vezes é drenado, formando um vazio.

"É importante saber onde estão e quão grandes são os tubos de lava lunar, se queremos construir uma base," comenta Junichi Haruyama, pesquisador da JAXA, a agência espacial japonesa. "Mas conhecer estas coisas também é importante para a ciência básica. Podemos obter novos tipos de amostras rochosas, dados sobre fluxos de calor e dados de observação de sismos lunares."

A JAXA analisou dados de radar da sonda SELENE para detectar os tubos de lava subjacentes. Perto da "Claraboia" de Montes Hills, uma entrada para o tubo, encontraram um padrão distinto de eco: uma diminuição no poder de eco seguido por um segundo e grande pico de eco, que acreditam ser evidências de um tubo. Os dois ecos correspondem a reflexões de radar da superfície da Lua e do chão e teto do tubo aberto. A equipe encontrou padrões de eco similares em vários locais em torno do buraco, indicando que pode haver mais que um.

O sistema de radar da sonda SELENE não foi desenhado para detectar tubos de lava, foi construído para estudar as origens da Lua e a sua evolução geológica. Por estas razões, não voou perto o suficiente da superfície da Lua para obter informações extremamente precisas sobre o que está (ou não) por baixo.

Quando a equipe da JAXA decidiu usar os seus dados para tentar encontrar tubos de lava, consultaram cientistas da missão GRAIL, um esforço da NASA para recolher dados de alta qualidade do campo gravitacional da Lua. Ao investigar as áreas onda a GRAIL encontrou menos massa à superfície, reduziram os dados que precisavam analisar.

"O nosso grupo em Purdue usou dados de gravidade dessa área para inferir que a abertura fazia parte de um sistema maior. Ao usar esta técnica complementar de radar, conseguiram descobrir a profundidade e altura das cavidades," comenta Jay Melosh, professor de Ciências Terrestres, Atmosféricas e Planetárias da Universidade de Purdue.

Existem tubos de lava na Terra, mas os seus homólogos lunares são muito maiores. Para um tubo de lava ser detectável em dados de gravidade, teria que medir vários quilômetros em comprimento e ter pelo menos um quilômetro de altura e largura, o que significa que o tubo de lava perto dos Montes Hills é suficientemente espaçoso para abrigar uma grande cidade, caso os resultados de gravidade estejam corretos.

A existência de tubos de lava na Lua já foi especulada no passado, mas esta combinação de dados de radar e gravidade fornece a imagem mais clara do seu aspecto e do seu tamanho.

O  estudo publicado na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Purdue University

Observada a primeira luz de uma fonte de ondas gravitacionais

Os telescópios do ESO no Chile detectaram a primeira contrapartida visível de uma fonte de ondas gravitacionais.

© ESO/L. Calçada/M. Kornmesser (ilustração das estrelas de nêutrons coalescentes)

Estas observações históricas sugerem que este objeto único é o resultado de uma fusão entre duas estrelas de nêutrons. Os efeitos cataclísmicos deste tipo de fusão, eventos há muito previstos chamados quilonovas, dispersam no Universo elementos pesados, tais como o ouro e a platina. Esta descoberta mostra também a melhor evidência recolhida até agora de que explosões de raios gama de curta duração são causadas pela fusão de estrelas de nêutrons.

Astrônomos observaram pela primeira vez tanto ondas gravitacionais como luz (radiação eletromagnética) emitidas pelo mesmo evento, graças a um esforço de colaboração global e às reações rápidas das infraestruturas do ESO e de outras instituições em todo o mundo.

Em 17 de agosto de 2017, o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) trabalhando em sincronia com o interferômetro Virgo na Itália, detectou ondas gravitacionais passando pela Terra. Este evento, o quinto a ser detectado, recebeu o nome de GW170817. Cerca de dois segundos depois, dois observatórios espaciais, o Fermi Gamma-ray Space Telescope da NASA e o INTEGRAL (INTErnacional Gamma Ray Astrophysics Laboratory) da ESA, detectaram uma explosão de raios gama de curta duração com origem na mesma região do céu.

A rede LIGO-Virgo posicionou a fonte numa grande região do céu austral, com uma área correspondente a várias centenas de Luas Cheias, contendo milhões de estrelas. Quando a noite caiu no Chile, muitos telescópios observaram esta região do céu em busca de novas fontes. Entre estes telescópios encontravam-se o VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) e o VST (Telescópio de Rastreio do VLT) do ESO instalados no Observatório do Paranal, o telescópio REM (Rapid Eye Mount) no Observatório de La Silla do ESO, o telescópio LCO de 0,4 metros no Observatório Las Cumbres e o DECcam americano no Observatório Inter-americano de Cerro Tololo. O telescópio Swope de 1 metro foi o primeiro a anunciar um novo ponto de luz. Esta fonte aparecia muito próximo da NGC 4993, uma galáxia lenticular na constelação da Hidra (ou Cobra Fêmea), e as observações do VISTA localizaram esta fonte no infravermelho praticamente no mesmo instante. À medida que a noite progredia para oeste no globo terrestre, os telescópios Pan-STARRS e Subaru, instalados nas ilhas havaianas, também observaram esta fonte, vendo-a evoluir rapidamente.

© ESO/A.J. Levan/N.R. Tanvir (NGC 4993)

O ESO lançou uma das suas maiores campanhas de observação do objeto. O Very Large Telescope (VLT), o New Technology Telescope (NTT), o VST do ESO, o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros e o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) observaram o evento e os seus efeitos num grande domínio de comprimentos de onda. Cerca de 70 observatórios em todo o mundo observaram este evento, incluindo o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA.

As estimativas de distância, obtidas tanto a partir dos dados de ondas gravitacionais como de outras observações, concordam que GW170817 se encontrava à mesma distância que a NGC 4993, a cerca de 130 milhões de anos-luz da Terra, o que faz desta fonte o evento de ondas gravitacionais mais próximo detectado até hoje e também uma das fontes de explosões de raios gama mais próxima já observada.

As ondas no espaço-tempo chamadas ondas gravitacionais são criadas por massas em movimento, mas apenas as mais intensas, criadas por variações rápidas na velocidade de objetos muito massivos, é que conseguem ser atualmente detectadas. Um evento deste tipo tem origem na fusão de estrelas de nêutrons, os núcleos colapsados e extremamente densos de estrelas de elevada massa, que restam após uma explosão de supernova.

Quando estrelas de nêutrons orbitam uma em torno da outra num sistema binário, os objetos perdem energia ao emitir ondas gravitacionais e se aproximam. Quando finalmente se encontram, parte da massa destes restos estelares é convertida em energia numa violenta erupção de ondas gravitacionais, tal como descrito pela famosa equação de Einstein E=mc².

Estas fusões têm sido, até agora, a hipótese principal para explicar as explosões de raios gama de curta duração. Acredita-se que um evento explosivo, 1.000 vezes mais brilhante que uma nova típica, a chamada quilonova, siga este tipo de evento.

As detecções quase simultâneas das ondas gravitacionais e dos raios gama emitidos pela GW170817 fizeram pensar que este objeto seria na realidade uma quilonova, há muito procurada, e as observações obtidas nas infraestruturas do ESO revelaram propriedades notavelmente próximas das previsões teóricas. As quilonovas foram sugeridas há mais de 30 anos mas este trabalho marca a sua primeira observação confirmada.

Na sequência da fusão das duas estrelas de nêutrons, uma erupção de elementos químicos pesados em expansão rápida deixou a quilonova, movendo-se a uma velocidade de 1/5 da velocidade da luz. A cor da quilonova variou desde muito azul a muito vermelha em poucos dias, uma variação mais rápida do que a observada em qualquer outra explosão estelar.

Os espectros do ePESSTO (Public ESO Spectroscopic Survey of Transient Objects) e do instrumento X-shooter do VLT sugerem a presença de césio e telúrio, ejetados pelas estrelas de nêutrons coalescentes. Estes e outros elementos pesados, produzidos durante a fusão das estrelas, seriam lançados para o espaço pela quilonova subsequente. Estas observações apontam para a formação de elementos mais pesados que o ferro através de reações químicas ocorrendo no interior de objetos estelares de alta densidade, a chamada nucleossíntese de processo-r, algo que tinha apenas sido teorizado até hoje.

Este trabalho foi apresentado numa série de artigos científicos publicados nas revistas Nature, Nature Astronomy e Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Um vislumbre do futuro

Esta imagem, captada pelo telescópio espacial Hubble, mostra o que acontece quando duas galáxias se tornam uma.

© Hubble (Arp 243)

O nó cósmico torcido visto aqui é a NGC 2623 ou Arp 243, e está localizado a cerca de 250 milhões de anos-luz de distância na constelação de Câncer (O Caranguejo).

A NGC 2623 ganhou sua forma incomum e distintiva como resultado de uma colisão importante e subsequente fusão entre duas galáxias separadas. Este encontro violento fez com que as nuvens de gás dentro das duas galáxias se tornassem comprimidas e agitadas, provocando um pico acentuado da formação estelar. Esta formação ativa de estrelas é marcada por manchas salpicadas de azul brilhante; estes podem ser vistos agrupados no centro e ao longo das trilhas de poeira e gás que formam as curvas de varredura da NGC 2623 (conhecidas como caudas de maré). Estas caudas se estendem por aproximadamente 50 mil anos-luz de diâmetro. Muitas estrelas jovens, quentes e recém-nascidas se formam em aglomerados estelares brilhantes, pelo menos 170 destes aglomerados são conhecidos por existir dentro da NGC 2623.

A NGC 2623 está em um estágio tardio de fusão. Pensa-se que a Via Láctea eventualmente se assemelheará à NGC 2623 quando colidir com a galáxia Andrômeda, daqui a  quatro bilhões de anos.

Esta nova imagem contém dados de recentes observações de banda estreita e infravermelho que tornam visíveis mais recursos da galáxia.

Fonte: ESA

Apanhadas numa armadilha de poeira

Esta imagem obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra a V1247 Orionis, uma estrela quente e jovem rodeada por um anel dinâmico de gás e poeira, chamado disco circunstelar.

© ALMA (V1247 Orionis)

Este disco apresenta duas partes: um anel central de matéria claramente definido e uma delicada estrutura crescente situada mais longe.

Pensa-se que a região entre o anel e a estrutura crescente , visível como uma fita escura, tem origem num planeta jovem que “limpa” o seu caminho através do disco. À medida que o planeta orbita a sua estrela progenitora, o seu movimento dá origem a zonas de grande pressão de cada lado do caminho, semelhante às ondas da popa que um navio cria ao navegar na água. Estas áreas de alta pressão podem dar origem a barreiras protetoras em torno dos locais de formação de planetas; as partículas de poeira ficam presas no seu interior durante milhões de anos, permitindo assim que o tempo e o espaço a aglomere e as faça crescer.

A extraordinária resolução do ALMA permite aos astrônomos estudar pela primeira vez a estrutura intricada de tais armadilhas de poeira. A imagem revela não apenas a armadilha de poeira em forma de crescente na fronteira exterior da fita escura, mas também regiões de excesso de poeira no interior do anel, que indicam muito possivelmente uma segunda armadilha de poeira formada no interior da órbita do potencial planeta. Este resultado confirma anteriores previsões de simulações de computador.

As armadilhas de poeira são uma potencial solução a um grande obstáculo nas atuais teorias de formação planetária, que preveem que as partículas deveriam deslocar-se à deriva em direção à estrela central, sendo destruídas antes de terem tempo para crescer para tamanhos planetesimais (o problema da deriva radial).

Fonte: ESO

A atmosfera antiga da Lua

Estamos acostumados a imaginar a Lua como um lugar calmo de "magnífica desolação", a paz de outro mundo é perturbada apenas pelo impacto ocasional de meteoritos ou pelo desembarque terrestre de espaçonave. Mas 3 ou 4 bilhões de anos atrás, pode ter parecido muito diferente.

© NASA/MSFC (ilustração da erupção vulcânica no Mare Imbrium da Lua)

Depois de se formar a cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, a Lua anciã ainda estava resfriando e geologicamente ativa. As erupções vulcânicas em larga escala lançaram lava, encheu enormes bacias para formar mares, as regiões mais escuras que podemos ver a olho nu.

Um novo estudo revela que o intenso vulcanismo da Lua poderia ter liberado grandes quantidades de gás a um ritmo acelerado, o suficiente para envolver o satélite com uma atmosfera fina que sobreviveu milhões de anos antes de se perder para o espaço.

"O terreno teria parecido um mar de rocha fundida incandescente, com manchas de rochas mais escuras e frias formando uma crosta fraturada em cima da lava exposta à atmosfera em desenvolvimento," diz Debra Needham, do NASA Marshall Space Flight Center. "A atmosfera provavelmente teria sido uma neblina amarelada acastanhada, devido à concentração de enxofre, que teria sido visível da Terra".

Os pesquisadores usaram medidas atualizadas da extensão e profundidade dos mares lunares, obtidas por missões lunares, como GRAIL, LRO e o Moon Mineralogy Mapper, para determinar o volume de lava liberada durante as erupções. Combinaram esta informação com análises laboratoriais de rochas lunares coletadas durante as missões Apollo. Ao medir a quantidade de substâncias voláteis - substâncias susceptíveis de escapar na forma de gás - ainda presas nestas rochas, os pesquisadores estimaram a quantidade de gás vazado para a atmosfera.

Foi descoberto que durante as erupções formadoras de mares, uma enorme massa de gás também deveria ter sido liberada. Estima-se que, durante o pico da atividade vulcânica, cerca de 3,5 bilhões de anos atrás, a atmosfera lunar poderia ter sido até 1,5 vezes maior que a de Marte atual, atingindo uma pressão superficial de 0,01 atmosferas, ou 1% da pressão atmosférica da Terra ao nível do mar.

Tais condições podem ter durado até 70 milhões de anos. À medida que o interior da lua esfriou e sua atividade vulcânica diminuiu, ela deixou de produzir gases. A baixa gravidade não foi capaz de manter a atmosfera recém-criada, e foi perdida para o espaço.

Os pesquisadores também estimam que uma boa fração da atmosfera transitória da Lua poderia ter sido a água. Os vulcões poderiam ter liberado até o dobro do volume de água do lago Tahoe e, embora a maior parte provavelmente fosse perdida para o espaço, alguns depósitos poderiam ter sobrevivido na superfície lunar, particularmente em áreas sombreadas perto dos polos lunares.

No entanto, os novos resultados não significam que há mais água na superfície da Lua do que se pensava anteriormente. Os cientistas já sabem que há alguns depósitos ricos em hidrogênio nestas regiões. Mas é provável que eles foram trazido à superfície por fontes externas, como asteroides, cometas ou o vento solar. Os novos achados sugerem que pelo menos uma parte da água polar poderia ter sido produzida localmente, com erupções vulcânicas bombeando para fora das profundezas da própria Lua.

Esta pesquisa sugere um aspecto diferente do nosso único satélite, geralmente visto como uma rocha inativa desde o início do Sistema Solar. Pode também ter algumas implicações práticas para futuras missões tripuladas.

A superfície e a atmosfera lunares antigas eram mais dinâmicas do que se pensava. As pesquisas recentes mostram que a Lua foi uma vez magneticamente ativa, e seu campo magnético também pode ter afetado a atmosfera transitória. Poderia ter impactado a forma como as substâncias voláteis foram transportadas, perdidas ou depositadas em toda a geografia lunar.

Afinal, muitas ideias sobre o passado lunar podem ainda estar enterradas nas rochas trazidas de volta pelas missões Apollo, retiradas pela última vez quase a 45 anos atrás, em dezembro de 1972.

Fonte: Earth and Planetary Science Letter

O planeta anão Haumea tem um anel

Nos confins do Sistema Solar, para além da órbita de Netuno, existe um cinturão de objetos compostos por gelo e rochas, entre os quais se destacam quatro planetas anões: Plutão, Éris, Makemake e Haumea.

© Instituto de Astrofísica da Andaluzia (ilustração de Haumea com seu anel)

Este último é o menos conhecido dos quatro e foi recentemente o objeto de uma campanha de observação internacional que foi capaz de estabelecer as suas principais características físicas. O estudo, liderado por astrônomos do Instituto de Astrofísica da Andaluzia, revela a presença de um anel ao redor do planeta anão.

Os objetos transnetunianos (TNOs) são difíceis de estudar devido ao seu pequeno tamanho, ao seu baixo brilho e às enormes distâncias que nos separam. Um método muito eficiente, mas complexo, baseia-se no estudo de ocultações estelares, a passagem destes objetos em frente de uma estrela (como um pequeno eclipse). Permite a determinação das principais características físicas de um objeto (tamanho, forma e densidade) e foi aplicado com sucesso aos planetas anões Plutão, Éris e Makemake.

"Nós previmos que Haumea ia passar em frente de uma estrela no dia 21 de janeiro de 2017, e doze telescópios de dez diferentes observatórios europeus focaram-se no evento," afirma José Luis Ortiz, pesquisador do Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC), responsável pelo estudo.

Estas aplicações permitiram reconstruir, com uma precisão muito alta, a forma e o tamanho do planeta anão Haumea, e possibilitando descobrir que ele é consideravelmente maior e menos refletor do que se pensava anteriormente. É também muito menos denso do que era considerado, dizimando algumas perguntas que estavam pendentes acerca do objeto.

Haumea é um objeto interessante: gira em torno do Sol numa órbita elíptica que demora 284 anos para completar (atualmente está cinquenta vezes mais longe do Sol do que a Terra), e completa uma rotação sob si próprio a cada 3,9 horas, muito menos do que qualquer outro corpo com mais de 100 km de comprimento no Sistema Solar. Esta velocidade de rotação torna-o achatado, dando-lhe uma forma elipsoidal semelhante a uma bola de rugby. Os dados revelam que Haumea mede 2.320 km no seu eixo maior (quase o mesmo que Plutão), mas que não tem uma atmosfera global.

"Uma das descobertas mais interessantes e inesperadas foi a descoberta de um anel em torno de Haumea. Até alguns anos atrás, só conhecíamos a existência de anéis em torno dos planetas gigantes; recentemente, a nossa equipe descobriu que dois corpos pequenos situados entre Júpiter e Netuno, pertencentes a um grupo chamado centauros, têm anéis densos ao seu redor, o que se revelou uma grande surpresa. Agora descobrimos que corpos ainda mais distantes do que os centauros, maiores e com características gerais muito diferentes, também podem ter anéis," comenta Pablo Santos-Sanz, outro membro da equipe do IAA-CSIC.

De acordo com os dados obtidos a partir da ocultação estelar, o anel fica no plano equatorial do planeta anão, tal como o seu maior satélite, Hi'iaka, e exibe uma ressonância 3:1 em relação à rotação de Haumea, o que significa que as partículas geladas que compõem o anel giram três vezes mais devagar do que o planeta anão gira sob o seu próprio eixo.

"Existem diferentes explicações possíveis para a formação do anel; pode ser originário de uma colisão com outro objeto, ou da dispersão de material de superfície devido à alta velocidade de rotação do planeta anão," realça Ortiz (IAA-CSIC). É a primeira vez que um anel foi descoberto em torno de um objeto transnetuniano, e mostra que a presença de anéis pode ser muito mais comum do que se pensava anteriormente, tanto no nosso Sistema Solar como em outros sistemas planetários.

Oestudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Andalucía

Caçadores de exoplanetas gigantes: procurem discos de detritos

Não existe um mapa que mostre todos os bilhões de exoplanetas que se escondem na Via Láctea, estão tão distantes e são tão tênues em comparação com as suas estrelas, que é difícil encontrá-los. Agora, os astrônomos à procura de novos mundos estabeleceram um possível marcador para exoplanetas gigantes.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de corpos menores colidindo num dsco de poeira)

Um novo estudo descobriu que os exoplanetas gigantes que orbitam longe das suas estrelas são mais propensos a ser encontrados em torno de estrelas jovens que têm um disco de poeira e detritos do que aquelas sem discos. O estudo focou-se em planetas com mais de cinco vezes a massa de Júpiter. Este estudo é o maior, até à data, de estrelas com discos de detritos empoeirados, e encontrou as melhores evidências de que os planetas gigantes são responsáveis por manter este material sob controle.

Muitos dos planetas já descobertos através de imagens diretas estão em sistemas com discos de detritos, e agora o estudo indica que a poeira pode ser indicadora de mundos por descobrir.

Os astrônomos descobriram que a probabilidade de encontrar planetas gigantes de longo período é nove vezes superior para as estrelas com discos de detritos do que em estrelas sem discos.

Os cientistas combinaram dados de 130 sistemas estelares, compostos por uma estrela individual, com discos de detritos detectados pelo telescópio espacial Spitzer da NASA, e compararam-nos com 277 estrelas que parecem não hospedar discos. Os dois grupos estelares têm entre alguns milhões e bilhões de anos. Das 130 estrelas, 100 já tinham sido anteriormente examinadas à procura de exoplanetas. Como parte deste estudo, os pesquisadores estudaram as restantes 30 com o Observatório W. M. Keck no Havaí e com o VLT (Very Large Telescope) do ESO no Chile. Não detectaram quaisquer novos planetas nestes 30 sistemas, mas os dados adicionais ajudaram a caracterizar a abundância de planetas em sistemas com discos.

A pesquisa não resolve diretamente porque é que os exoplanetas gigantes causariam a formação de discos. Os autores sugerem que a enorme gravidade dos planetas gigantes faz com que corpos menores, denominado planetesimais, colidam violentamente em vez de formar planetas, e permaneçam em órbita como parte de um disco.

"É possível que não encontremos planetas pequenos nestes sistemas porque, ao início, estes corpos massivos destruíram os blocos de construção de planetas rochosos, enviando-os violentamente uns contra os outros a altas velocidades em vez de se combinarem gentilmente," afirma Dimitri Mawet, professor associado de astronomia no Caltech e pesquisador no Jet Propulsion Laboratory (JPL).

Por outro lado, os exoplanetas gigantes são mais fáceis de detectar do que os planetas rochosos, e é possível que existam alguns nestes sistemas onde não foram encontrados.

O nosso próprio Sistema Solar é o lar de gigantes gasosos responsáveis pela produção de "cinturão de detritos", o cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, esculpida por Júpiter, e o Cinturão de Kuiper, esculpida por Netuno. Muitos dos sistemas estudados também têm dois discos, mas também são muito mais jovens do que o nosso, até um bilhão de anos, em comparação com a idade atual de 4,5 bilhões de anos do Sistema Solar. A juventude destes sistemas explica em parte porque contêm muito mais poeira do que o nosso, resultante das colisões de corpos pequenos.

Um sistema discutido no estudo é o de Beta Pictoris, que foi fotografado diretamente com telescópios terrestres. Este sistema tem um disco de detritos, cometas e um exoplaneta confirmado. De fato, os cientistas previram a existência deste planeta bem antes de ser confirmado, com base na presença e estrutura do disco proeminente.

Num cenário diferente, a presença de dois cinturões de poeira num único disco de detritos sugere que existem, provavelmente, mais planetas no sistema cuja gravidade mantém estes cinturões, como é o caso do sistema HR 8799 que tem quatro planetas gigantes. As forças gravitacionais dos gigantes empurram cometas na direção da estrela, evento que poderá imitar o período da história do nosso Sistema Solar há cerca de 4 bilhões de anos conhecido como "Último Grande Bombardeamento". Os cientistas pensam que durante este período a migração de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno desviou poeira e corpos pequenos para o cinturão de asteroides e de Kuiper que vemos hoje. Quando o Sol era jovem, também havia muito mais poeira no nosso Sistema Solar.

O estudo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A magnífica galáxia NGC 1365

A galáxia espiral barrada NGC 1365 é uma verdadeira ilha majestosa do Universo.

© Dietmar Hager/Eric Benson/Torsten Grossmann (NGC 1365)

A galáxia NGC 1365 tem cerca de 200 mil anos-luz de diâmetro. Localizada a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Fornax, a NGC 1365 é um membro dominante do aglomerado de galáxias Fornax.

Esta impressionante imagem colorida e nítida mostra regiões de formação intensa de estrelas nas extremidades da barra e ao longo dos braços espirais, e detalhes das faixas de poeira que atravessam o núcleo brilhante da galáxia.

No núcleo desta galáxia encontra-se um buraco negro supermassivo. Os astrônomos acreditam que a proeminente barra da NGC 1365 desempenha um papel crucial na evolução da galáxia, extraindo gás e poeira do turbilhão de formação de estrelas e finalmente abastecendo de material o buraco negro central da galáxia.

Fonte: NASA

Morte prematura de estrela é confirmada

Um grupo de astrônomos brasileiros observou uma dupla de objetos celestes bastante rara na Via Láctea, composta por uma anã branca de baixíssima massa e uma anã marrom.

© UCL/Mark Garlick (ilustração de sistema binário contendo anã branca e anã marrom)

Ao analisá-las mais detidamente foi constatado algo incomum: a anã branca, que corresponde ao estágio final de uma estrela de massa intermediária (com aproximadamente 0,5 a 8 vezes a massa do Sol), teve sua trajetória interrompida precocemente por sua companheira, uma anã marrom, que a abateu prematuramente por perda de matéria.

As observações, realizadas entre 2005 e 2013 no Observatório do Pico dos Dias em Brazópolis (MG) e no banco de dados públicos do telescópio William Herschel, localizado nas Ilhas Canárias.

O sistema binário  HW Vir, HS 2231+2441, é relativamente raro, ele é composto por uma anã branca que tem entre dois e três décimos da massa do Sol e uma temperatura superficial de 28,5 mil Kelvin e uma anã marrom que possui massa entre 36 a 46 massas de Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar. Os pesquisadores derivaram duas soluções possíveis para HS 2231+2441, fornecendo as massas das componentes: M₁ = 0,19 M⊙ e M₂ = 0,036 M⊙ ou M₁ = 0,288 M⊙ e M₂ = 0,046 M⊙.

Este tipo de sistema binário fornece uma maneira direta de medir as propriedades fundamentais, tais como: as massas e osraios de seus componentes, portanto, são cruciais para estudar a formação de estrelas sdB (subanã de tipo espectral B) e anãs brancas de baixa massa, a fase de envelope comum e a pré-fase das variáveis ​​cataclísmicas.

Ela começou a interagir não só gravitacionalmente, mas também transferir massa para sua companheira. Esta transferência de massa da estrela mais massiva, que é o objeto primário, para sua companheira, que é o objeto secundário, ocorreu de forma desenfreada e instável e em um curto espaço de tempo. O objeto secundário foi atraído e englobado pela atmosfera do primário, chamada de envelope, onde começou a orbitar. Durante este processo de atração, o objeto secundário perdeu o momento angular orbital (grandeza física associada ao movimento de translação de um corpo) devido ao choque e ao atrito com o envelope do objeto primário, que foi transformado em energia cinética para o envelope.

Quando a energia transferida pelo objeto secundário chegou a um ponto em que superou a força gravitacional que mantinha o envelope preso ao núcleo do objeto primário, ocorreu uma grande ejeção de matéria do sistema, deixando o objeto primário despido, com apenas seu núcleo de hélio exposto. Como a matéria ejetada corresponde a uma grande parcela da massa do objeto primário, ela teve sua morte prematura decretada uma vez que, nesta condição, não conseguiu queimar mais hélio de seu núcleo e gerar luz própria. Por isso, passou a ser considerada uma anã branca.

A atual anã marrom, também deve ter ganhado um pouco de matéria quando dividiu o envelope com a anã branca, mas que não foi suficiente para chegar a ser uma nova estrela.

Antes de ser rebaixada a esta condição, a anã branca era uma estrela normal. Por ser mais massiva do que sua companheira ela evoluiu mais rapidamente, gerando um núcleo de hélio ao queimar hidrogênio durante sua existência. Durante a queima de hidrogênio de forma acelerada na camada que envolve o núcleo de hélio, a estrela caminhava rumo à categoria de gigantes vermelhas, que é a trajetória natural de estrelas do tipo solar, e pode ter atingido um raio maior que a distância da Terra ao Sol (cerca de 150 milhões de quilômetros).

A descoberta deste sistema binário, composto por um objeto com seu núcleo exposto orbitando em torno de outro objeto frio em um curto período de tempo, de aproximadamente três horas, poderá contribuir para entender melhor como objetos quentes e compactos como as anãs brancas de baixa massa, descobertas há pouco tempo, são gerados.

Esta classe de objetos mortos só pode ser formada dentro de sistemas binários, considerando a idade do Universo. Cerca da metade das estrelas de baixa massa na Via Láctea são sistemas binários. Entre as estrelas de alta massa, este índice chega a quase a totalidade e 75% deles vão interagir de alguma forma, como troca de matéria, acréscimo da velocidade de rotação das componentes e fusão. Por isso sistemas binários são cruciais para entendermos o ciclo de vida das estrelas.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Estudo de Marte fornece indícios sobre possível berço da vida

A descoberta de evidências de antigos depósitos hidrotermais em Marte identifica uma área no Planeta Vermelho que poderá fornecer pistas sobre a origem da vida na Terra.

© NASA/JPL-Caltech/Mars Reconnaissance Orbiter (região Eridania de Marte)

Um recente relatório internacional examina observações da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA de enormes depósitos numa bacia no sul de Marte. Os autores interpretam os dados como evidências de que estes depósitos foram formados por água aquecida por uma parte vulcanicamente ativa da crosta do planeta que penetrava no fundo de um grande mar há muito tempo atrás.

"Mesmo que nunca encontremos provas de vida em Marte, este local pode dizer-nos mais sobre o tipo de ambiente onde a vida pode ter começado na Terra," comenta Paul Niles do Centro Espacial Johnson da NASA, em Houston, EUA. "A atividade vulcânica, combinada com água parada, forneceram condições que provavelmente eram semelhantes às condições que existiam na Terra aproximadamente no mesmo momento, quando a vida estava se desenvolvendo aqui."

Marte hoje não tem águas paradas nem atividade vulcânica. Os pesquisadores estimam uma idade de aproximadamente 3,7 bilhões de anos para os depósitos marcianos atribuídos à atividade hidrotermal no fundo do mar. As condições hidrotermais submarinas na Terra, são um forte candidato para onde e quando a vida na Terra começou. A Terra ainda tem tais condições, onde muitas formas de vida prosperam graças à energia química extraída das rochas, sem luz solar. Mas devido à crosta ativa da Terra, o nosso planeta possui poucas evidências geológicas diretas preservadas destes tempos em que a vida começou. A possibilidade de atividade hidrotermal submarina no interior de luas geladas como Europa em Júpiter e Encélado em Saturno alimenta o seu interesse como destinos na procura por vida extraterrestre.

As observações do instrumento CRISM (Compact Reconnaissance Spectrometer for Mars) a bordo da MRO forneceram os dados para a identificação de minerais em depósitos massivos no interior da bacia Eridania de Marte, situada numa região com algumas das crostas expostas mais antigas do Planeta Vermelho.

"Este local dá-nos uma história convincente para um mar profundo e de longa duração e para um ambiente hidrotermal profundo," explica Niles. "Evoca os ambientes hidrotermais profundos da Terra, semelhantes aos ambientes onde a vida pode ser encontrada em outros mundos, vida que não precisa de uma atmosfera agradável ou de uma superfície temperada, mas apenas rochas, calor e água."

Os pesquisadores estimam que o antigo mar de Eridania continha cerca de 210.000 quilômetros cúbicos de água. Este valor é equivalente à soma de todos os outros lagos e mares no passado de Marte e cerca de nove vezes o volume total combinado dos Grandes Lagos da América do Norte. A mistura de minerais identificada a partir dos dados do espectrômetro, incluindo serpentina (silicato), talco e carbonato, e a forma e textura das espessas camadas rochosas, levaram à possível identificação de depósitos hidrotermais. A área tem fluxos de lava que sucedem ao desaparecimento do mar. Os cientistas citam-nos como evidências de que esta é uma área da crosta de Marte com uma suscetibilidade vulcânica que também terá produzido efeitos anteriores, quando o mar ainda estava presente.

O novo trabalho acrescenta à diversidade de tipos de ambientes molhados para os quais existem evidências em Marte, incluindo rios, lagos, deltas, mares, fontes termais, águas subterrâneas e erupções vulcânicas sob o gelo.

Os antigos depósitos hidrotermais no fundo do mar da bacia Eridania representam uma nova categoria de alvo astrobiológico em Marte. Os depósitos no fundo do mar de Eridania não são apenas de interesse para a exploração de Marte, também representam uma janela para o início da Terra. Isto porque as evidências mais antigas de vida na Terra vêm de depósitos marinhos de origem e idade semelhantes, mas o registo geológico destes antigos ambientes terrestres está muito pouco preservado.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A montanha Ahuna Mons em Ceres

O que criou esta montanha incomum?

© NASA/Dawn (montanha Ahuna Mons em Ceres)

A Ahuna Mons é a maior montanha conhecida do planeta anão Ceres do Sistema Solar, que orbita o Sol no cinturão principal de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter. A Ahuna Mons, não é parecida com nada que a humanidade viu antes. Isso por uma razão, suas encostas são decorados não com antigas crateras, mas com estruturas raiadas jovens.

Uma hipótese afirma que a Ahuna Mons é um vulcão de gelo formado pouco depois de um grande impacto ocorrido do lado oposto do planeta anão, e que soergueu o terreno com a propagação das ondas sísmicas. As raias brilhantes podem ser sais com alta reflectância, que são semelhantes a outros materiais encontrados nos famosos pontos brilhantes de Ceres.

A imagem digital acima foi construída através de mapas obtidos da superfície do de Ceres pela missão robótica Dawn da NASA, que teve a altura duplicada para realçar as características da montanha.

Fonte: NASA

O tamanho pode ser enganador

No que diz respeito às galáxias, o tamanho pode ser ilusório.

© Hubble (ESO 553-46)

Algumas das maiores galáxias do Universo estão dormentes, enquanto algumas galáxias anãs, como a ESO 553-46, retratada aqui pelo telescópio espacial Hubble, podem produzir estrelas a uma taxa elevada. A galáxia anã ESO 553-46 tem uma das maiores taxas de formação de estrelas de aproximadamente 1.000 galáxias mais próximas da Via Láctea. Uma grande proeza para uma galáxia tão diminuta!

Aglomerados de estrelas jovens e quentes estão presentes na galáxia, vistos com um azul brilhante. A intensa radiação que produzem também faz com que o gás circundante se acenda, visto em vermelho incandescente nesta imagem. A pequena massa e a coloração distinta das galáxias deste tipo levaram os astrônomos a classificá-las adequadamente como anãs compactas azuis (BCD).

Faltando o núcleo e a estrutura nítidos que muitas galáxias maiores possuem, como a Via Láctea, as BCDs como o ESO 553-46 são compostas por muitos aglomerados de estrelas unidos pela gravidade. Sua composição química é interessante, uma vez que elas contêm poeira relativamente pequena e poucos elementos mais pesados ​​do que o hélio, que são produzidos em estrelas e distribuídos por explosões de supernova. Tais condições são surpreendentemente semelhantes às que existiam no Universo primordial, quando as primeiras galáxias começaram a se formar.

Fonte: ESA

Encontrados pares de buracos negros gigantes

Astrônomos identificaram uma colheita abundante de buracos negros supermassivos duplos nos centros de galáxias.

© NASA/Chandra/A. Hobart (ilustração de um par de buracos negros supermassivos)

Esta descoberta pode ajudar na compreensão da maneira como os buracos negros gigantes crescem e como podem produzir as mais fortes ondas gravitacionais do Universo.

As novas evidências revelam cinco pares de buracos negros supermassivos, cada contendo milhões de vezes a massa do Sol. Estes pares de buracos negros formaram-se quando duas galáxias colidiram e se fundiram umas com as outras, forçando a aproximação entre os seus buracos negros supermassivos.

Os pares de buracos negros foram descobertos através da combinação de dados de vários observatórios, incluindo o observatório de raios X Chandra, do WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) e do LBT (Large Binocular Telescope).

"Os astrônomos já encontraram buracos negros individuais por todo o Universo," afirma Shobita Satyapal, da Universidade George Mason (EUA), que liderou um dos dois artigos que descreve estes resultados. "Mas, embora tenhamos previsto que cresçam rapidamente quando estão em interação, os buracos negros supermassivos duplos têm sido difíceis de serem encontrados."

Antes deste estudo conheciam-se menos de dez pares confirmados de buracos negros, graças a estudos de raios X e com base principalmente em detecções fortuitas. Para realizar uma pesquisa sistemática, a equipe teve que examinar cuidadosamente os dados de telescópios que detectam diferentes comprimentos de onda da luz.

Começando com o projeto Galaxy Zoo, os pesquisadores usaram dados ópticos do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) para identificar galáxias onde parecia que havia uma fusão entre duas galáxias menores. A partir deste conjunto, selecionaram objetos cuja separação entre os centros das duas galáxias nos dados do SDSS era inferior a 30.000 anos-luz, e cujas cores infravermelhas dos dados do WISE correspondiam àquelas previstas para um buraco negro supermassivo em rápido crescimento.

Com esta técnica, encontraram sete sistemas em fusão com pelo menos um buraco negro supermassivo. Dado que a forte emissão de raios X é uma característica dos buracos negros supermassivos em crescimento, os pesquisadores observaram estes sistemas com o Chandra. Encontraram pares íntimos de fontes de raios X em cinco destes sistemas, fornecendo evidências convincentes de que contêm dois buracos negros supermassivos em crescimento.

© Chandra/WISE/LBT/SDSS/A. Hobart (dois pares de buracos negros supermassivos)

Tanto os dados de raios X do Chandra como as observações infravermelhas sugerem que os buracos negros supermassivos estão "enterrados" em grandes quantidades de gás e poeira.

"O nosso trabalho mostra que a combinação de uma seleção infravermelha com acompanhamento de raios X é um procedimento muito eficaz para encontrar estes pares de buracos negros," comenta Sara Ellison da Universidade de Victoria, no Canadá. "Os raios X e a detecção infravermelha são capazes de penetrar as nuvens obscuras de gás e poeira que rodeiam estes pares de buracos negros, sendo depois necessária a visão nítida do Chandra para os separar."

A equipe usou dados ópticos adicionais do levantamento MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory) para identificar um dos novos pares de buracos negros. Um membro deste buraco negro binário é particularmente poderoso, tendo a maior luminosidade em raios X já observada, até à data, com o Chandra num par de buracos negros.

Este trabalho tem implicações para o campo crescente da astrofísica de ondas gravitacionais. Enquanto que os cientistas que utilizam o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) já detectaram sinais da fusão de buracos negros, estes buracos negros são da variedade menor, com massas entre oito e 36 vezes a massa do Sol.

Os buracos negros em fusão nos centros das galáxias são muito maiores. Quando estes buracos negros supermassivos se atraem uns aos outros, começam a produzir ondas gravitacionais. A eventual fusão de dois buracos negros supermassivos leva à formação de um buraco negro ainda maior. Este processo produziria uma quantidade surpreendente de energia quando parte da massa fosse convertida em ondas gravitacionais.

"É importante compreender quão comuns são os pares de buracos negros supermassivos, para ajudar a prever os sinais dos observatórios de ondas gravitacionais," comenta Satyapal. "Com as experiências já existentes e com as prestes a chegar, esta é um momento emocionante para investigar a fusão de buracos negros. Estamos nos estágios iniciais de uma nova era na exploração do Universo."

O LIGO não é capaz de dectetar ondas gravitacionais oriundas de pares de buracos negros supermassivos. Ao invés, redes como o NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves) estão atualmente realizando estas pesquisas. No futuro, o projeto LISA (Laser Interferometer Space Antenna) também poderá procurar estas ondas gravitacionais.

Quatro dos candidatos a buraco negro duplo foram divulgados num artigo por Satyapal et al., recentemente aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal. O outro candidato a buraco negro duplo foi divulgado num artigo por Ellison et al., publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Misteriosa diminuição de brilho da Estrela de Tabby

Um dos objetos estelares mais misteriosos pode revelar finalmente alguns dos seus segredos.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de anel disforme de poeira ao redor da Estrela de Tabby)

Chamada KIC 8462852, também conhecida como Estrela de Boyajian, ou Estrela de Tabby, o objeto sofreu diminuições incomuns de brilho; o telescópio espacial Kepler da NASA até observou um escurecimento de até 20% em questão de dias. Além disso, a estrela tem tido tendências enigmáticas de atenuação muito mais sutis a longo prazo e uma continua ainda hoje. Este comportamento é inesperado para estrelas normais ligeiramente mais massivas que o Sol. As especulações têm incluído a ideia de que a estrela engoliu um planeta instável, fazendo com que o seu brilho diminua.

Um novo estudo, com base em dados das missões Swift e Spitzer da NASA bem como do observatório belga AstroLAB IRIS, sugere que a causa do escurecimento em longos períodos é provavelmente uma nuvem de poeira disforme que se move em torno da estrela. Isto destrói a ideia de especulações mais exóticas.

Mas os pesquisadores encontraram menos diminuições estelares no infravermelho do que no ultravioleta. Qualquer objeto maior do que partículas de poeira escureceria todos os comprimentos de onda de forma igual quando passasse em frente da Estrela de Tabby. Suspeita-se que existe uma nuvem de poeira em órbita da estrela com um período de aproximadamente 700 dias.

Nós discernimos o escurecimento uniforme da luz muitas vezes no nosso quotidiano: se formos à praia durante um dia limpo e utilizarmos um chapéu de praia, ele reduzirá a quantidade de luz solar que atingirá os nossos olhos em todos os comprimentos de onda. Mas se esperarmos pelo pôr-do-Sol, o Sol parecerá vermelho porque a luz azul e ultravioleta será espalhada por partículas pequenas. O novo estudo sugere que os objetos que provocam o escurecimento de longo período da Estrela de Tabby não podem ter mais do que alguns micrômetros em diâmetro.

Entre janeiro e dezembro de 2016, os pesquisadores observaram a Estrela de Tabby no ultravioleta usando o Swift e no infravermelho usando o Spitzer. Complementando os telescópios espaciais, os cientistas também observaram a estrela no visível durante o mesmo período usando o AstroLAB IRIS, um observatório público com um telescópio refletor de 27 polegadas localizado perto da vila belga de Zillebeke.

Com base no forte mergulho ultravioleta, foi determinado que as partículas de bloqueio devem ser maiores do que a poeira interestelar, pequenos grãos que podem ser encontrados entre a Terra e a estrela. Tais partículas pequenas não podiam permanecer em órbita da estrela porque a pressão da sua luz as empurraria para o espaço. A poeira que orbita uma estrela, chamada poeira circunstelar, não é tão pequena para voar para longe, mas também não é suficientemente grande para bloquear uniformemente a luz em todos os comprimentos de onda. Esta é considerada, atualmente, a melhor explicação, embora outras sejam possíveis.

Os cientistas-cidadão fazem parte integrante da exploração da Estrela de Tabby desde a sua descoberta. A luz deste objeto foi identificada, ao início, como "bizarra" e "interessante" pelos participantes do projeto Planet Hunters, que permite com que qualquer pessoa procure planetas nos dados do Kepler. O trabalho recente sobre o escurecimento de longo período envolve astrônomos amadores que fornecem suporte técnico e de software ao AstroLAB.

Embora os autores do estudo tenham uma boa ideia da razão porque a Estrela de Tabby diminui de brilho a longo prazo, não abordaram os eventos de atenuação de curto prazo que aconteceram em períodos de três dias em 2017. Também não se debruçaram sobre o mistério das grandes diminuições de 20% que o Kepler observou enquanto estudava o campo de Cisne da sua missão primária. Investigações anteriores com o Spitzer e com o WISE sugeriram um aglomerado de cometas como responsável pelas diminuições mais curtas. Os cometas também são uma das fontes mais comuns de poeira que orbitam as estrelas e, como tal, também podem estar relacionados com o escurecimento de longo período.

Agora que o Kepler explora outras áreas do céu na sua missão atual, de nome K2, já não consegue acompanhar a Estrela de Tabby, mas os telescópios do futuro podem ajudar a revelar mais segredos sobre este misterioso objeto.

A Estrela de Tabby pode ter uma espécie de ciclo de atividade estelar.

O novo estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Arizona