O caso da anã branca encolhendo

Considere uma estrela parecida com o Sol, uma gigante vermelha e uma anã branca. Todas parecem bastante diferentes. Mas na verdade, uma estrela pode ser todas estas três ao longo de sua vida.

© F. Mereghetti (ilustração de anã branca e sua companheira)

Em cerca de 5 bilhões de anos, o Sol se transformará em uma gigante vermelha, inchando até alcançar a Terra. Então, cerca de um bilhão de anos depois, ela se expandirá muito longe e perderá suas camadas externas, deixando apenas seu núcleo quente e denso. Este núcleo será uma anã branca.

Muitas anãs brancas foram descobertas ao longo dos anos, mas um estudo recente apresentou a primeira evidência observacional de um anã branca se contraindo consistentemente nos últimos 2 milhões de anos.

De acordo com a teoria, uma anã branca típica pode encolher seu raio por várias centenas de quilômetros durante seu primeiro milhão de anos, mas nunca foi testemunhado este comportamento antes. "Por décadas, é teoricamente claro que anãs brancas jovens estão se contraindo," disse o astrofísico Sergei Popov, da Moscow State University.

Isto é em parte porque muitas anãs brancas observadas até agora são extremamente antigas, então acabaram de diminuir há muito tempo. Mas também é incrivelmente difícil para os astrônomos medir mudanças minúsculas no raio de uma anã branca, já que o núcleo estelar é muito distante e muito compacto. (Uma anã branca aproximadamente com massa do Sol teria o tamanho da Terra).

A estrela retraída é realmente parte de um sistema binário de raios X, o HD 49798/RX J0648.0-4418, que está localizado a cerca de 2.000 anos-luz de distância na constelação de Puppis. A equipe foi capaz de medir com precisão as mudanças na anã branca devido à singularidade do sistema binário que a anã branca estava literalmente iluminada, relativo ao acúmulo de matéria da estrela vizinha.

"Em outros sistemas semelhantes, o acréscimo é muito mais poderoso, conforme gira a anã branca torna-se impossível notar a beleza da contração," disse Popov.

A rotação da anã branca HD 49798/RX J0648.0-4418 não foi significativamente influenciada pela infaltração de gás da sua companheira. A equipe percebeu que qualquer alteração na taxa de rotação da anã branca provavelmente resultaria na mudança de tamanho.

O astrônomo Sandro Mereghetti, do Istituto Nazionale di Astrofisica em Milão, descobriu que a velocidade rotacional da anã branca não era apenas a mais rápida já observada para este remanescente, mas também acelerou nos últimos 20 anos. Ele descobriu que o período original de 13 segundos da anã branca, está diminuindo em cerca de sete nanosegundos por ano.

Embora alguns nanossegundos por ano possam não parecer muito, para um objeto tão massivo e comprimido como uma anã branca, isso corresponde a uma mudança significativa no momento angular, algo que não poderia ser realizado através da acumulação de matéria. Em vez disso, os pesquisadores demonstraram que o giro mais rápido da anã branca poderia ser facilmente explicado se a estrela estivesse se contraindo, bem como a forma como um patinador gira mais rápido quando ele fecha os braços.

Com base em cálculos evolutivos, os pesquisadores determinaram que a anã branca tem cerca de 2 milhões de anos de idade. E a teoria prevê que deveria encolher em cerca de um centímetro por ano, o que se encaixa perfeitamente com o aumento da taxa de rotação observada pela equipe.

"Graças a esta descoberta, os astrofísicos poderão estudar e avaliar os padrões de evolução de anãs brancas jovens e buscar com sucesso sistemas similares na galáxia", disse Popov.

Se os astrônomos puderem localizar outros sistemas como o HD49798/RX J0648.0-4418, eles não só aprenderão mais sobre como as anãs brancas jovens evoluem, mas também poderão explorar ainda mais a função da acreção nestes sistemas.

O estudo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Astronomy

Descobrindo as origens dos halos das galáxias

Usando o telescópio Subaru no topo de Maunakea, pesquisadores identificaram 11 galáxias anãs e dois halos contendo estrelas na região externa de uma grande galáxia espiral a 25 milhões de anos-luz da Terra.

© NAOJ (NGC 4631)

Os resultados fornecem uma nova visão sobre como estes “fluxos estelares de maré” se formam em torno de galáxias.

Os pesquisadores da Universidade de Tohoku e colegas usaram uma câmera de visão de campo ultra-ampla no telescópio Subaru para desenvolver uma melhor compreensão de halos estelares.

Estas coleções de estrelas em forma de anel orbitam grandes galáxias e muitas vezes podem se originar de galáxias anãs menores nas proximidades.

A equipe concentrou sua atenção na galáxia NGC 4631, também conhecida como Galáxia da Baleia devido à sua forma. Foram identificadas 11 galáxias anãs em sua região externa, algumas das quais já eram conhecidas.

As galáxias anãs não são facilmente detectadas devido aos seus pequenos tamanhos, massas e baixo brilho.

A equipe também encontrou dois fluxos estelares de maré orbitando a galáxia: um, chamado Stream SE, está localizado na frente dela e o outro, chamado Stream NW, está alinhado atrás dela.

Com base em cálculos com o objetivo de estimar o conteúdo metálico dos fluxos estelares, a equipe acredita que é possível que eles se originassem como resultado de uma interação gravitacional entre a Galáxia da Baleia e uma galáxia anã orbitando.

A equipe também descobriu que ambos os fluxos são relativamente mais fracos do que outros fluxos estelares que foram estudados em torno de galáxias próximas à Via Láctea.

O Stream NW é o mais brilhante do par e tem um núcleo mais concentrado.

Os pesquisadores levantam a hipótese de que este brilho se deve a uma galáxia anã, possivelmente incorporada dentro dela, e que esta anã teve uma interação gravitacional com a Galáxia da Baleia para formar o Stream SE.

Acredita-se que os halos estelares são menos comuns quando a massa estelar total de uma galáxia é menor do que a massa estelar de galáxias maiores, como a Galáxia do Triângulo.

Como resultado de seus cálculos, os pesquisadores acreditam que a Galáxia da Baleia, embora grande, tem uma massa menor do que a Via Láctea. No entanto, ainda está em uma fase de crescimento ativo, e assim são os halos circundantes.

Estudos futuros poderiam ajudar a esclarecer melhor como os halos estelares se formam em torno de galáxias com massas relativamente pequenas.

Os resultados da pesquisa foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

O exoplaneta 55 Cancri e tem provavelmente uma atmosfera

Com o dobro do tamanho da Terra, é possível que a super-Terra 55 Cancri e tenha fluxos de lava à superfície.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do exoplaneta 55 Cancri e e sua estrela hospedeira)

O exoplaneta está tão perto da sua estrela, que o mesmo lado está sempre orientado para a estrela, de modo que tem um lado permanentemente diurno e um lado permanentemente noturno. Com base num estudo de 2016 usando dados do telescópio espacial Spitzer da NASA, os cientistas especularam que a lava flui livremente em lagos no lado iluminado e torna-se dura na face em escuridão perpétua. A lava na face diurna refletiria a radiação da estrela, contribuindo para a temperatura geral observada do planeta.

Agora, uma análise mais profunda dos mesmos dados do Spitzer descobriu que este planeta provavelmente tem uma atmosfera cujos ingredientes podem ser semelhantes aos da atmosfera da Terra, mas mais espessa. De acordo com os cientistas, os lagos de lava diretamente expostos ao espaço sem uma atmosfera criariam pontos quentes de altas temperaturas, portanto não são a melhor explicação para as observações do Spitzer.

"Se houver lava neste planeta, precisará de cobrir toda a superfície. Mas a lava ficaria escondida da nossa vista pela atmosfera espessa," explica Renyu Hu, astrônomo do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA.

Usando um modelo melhorado de como a energia podia fluir em todo o planeta e irradiar de volta para o espaço, os pesquisadores acham que o lado noturno do planeta não é tão frio como se pensava anteriormente. O lado "frio" é ainda bastante quente segundo padrões terrestres, com uma média em torno de 1.300 a 1.400 ºC, e o lado quente tem em média 2.300 ºC. A diferença entre os lados quente e frio precisaria ser mais extrema caso não houvesse atmosfera.

Os cientistas têm debatido se este planeta tem uma atmosfera como a da Terra e Vênus, ou apenas um núcleo rochoso sem atmosfera, como Mercúrio.

A atmosfera deste misterioso planeta pode conter nitrogênio, água e até oxigênio, numa atmosfera com temperaturas muito mais elevadas que da Terra. A densidade do planeta é também semelhante à da Terra, sugerindo que é igualmente rochoso. No entanto, o calor intenso da estrela progenitora será demasiado para suportar vida e não consegue manter a água no estado líquido.

Hu desenvolveu um método para estudar as atmosferas e superfícies dos exoplanetas, e anteriormente apenas o tinha aplicado aos planetas borbulhantes e gigantes chamados Júpiteres quentes. Isabel Angelo, autora principal do estudo, da Universidade da Califórnia, Berkeley, trabalhou no estudo como parte do seu estágio no JPL e adaptou o modelo de Hu a 55 Cancri e.

O exoplaneta 55 Cancri e como um planeta potencialmente rico em carbono, com temperaturas e pressões tão altas que o seu interior podia conter um diamante gigante.

O Spitzer observou 55 Cancri e entre 15 e junho e 15 de julho de 2013, usando uma câmara especialmente construída para observar radiação infravermelha, que é invisível aos olhos humanos. A radiação infravermelha é um indicador de energia térmica. Ao comparar as mudanças no brilho observado pelo Spitzer com os modelos de fluxo energético, os cientistas perceberam que uma atmosfera com materiais voláteis podia melhor explicar as temperaturas.

Existem muitas perguntas em aberto sobre 55 Cancri e, especialmente: porque é que a atmosfera não foi removida do planeta, tendo em conta o perigoso ambiente de radiação da estrela?

O estudo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

O primeiro asteroide interestelar é diferente dos vistos no Sistema Solar

Astrônomos estudaram pela primeira vez um asteroide que entrou no Sistema Solar vindo do espaço interestelar.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do asteroide interestelar ‘Oumuamua)

Observações feitas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile e em outros observatórios do mundo mostram que este objeto único viajava no espaço há milhões de anos antes do seu encontro casual com o nosso Sistema Solar. O objeto parece ser vermelho escuro e extremamente alongado, metálico ou rochoso, nada parecido com o que encontramos normalmente no Sistema Solar.

Em 19 de outubro de 2017, o telescópio Pan-STARRS no Havaí captou um fraco ponto de luz deslocando-se no céu. Inicialmente parecia ser um pequeno asteroide rápido comum, no entanto observações adicionais nos dias seguintes permitiram calcular a sua órbita de modo bastante preciso, o que revelou, sem sombra de dúvidas, que se tratava de um objeto que não vinha do interior do Sistema Solar, como todos os outros asteroides ou cometas observados até hoje, mas sim do espaço interestelar. Embora classificado originalmente como cometa, observações obtidas pelo ESO e por outros observatórios não revelaram sinais de atividade cometária após a sua passagem próxima ao Sol em Setembro de 2017. O objeto foi por isso reclassificado como sendo um asteroide interestelar e chamado 1I/2017 U1 (‘Oumuamua).

O VLT foi utilizado para medir a órbita do objeto, sua cor e seu brilho com mais precisão do que a obtida por telescópios menores. A rapidez nesta ação era crucial, uma vez que o ‘Oumuamua desaparecia rapidamente no céu, afastando-se do Sol e da Terra, no seu percurso para fora do Sistema Solar. Mas o objeto ainda reservava algumas surpresas.

Combinando as imagens do instrumento FORS montado no VLT com as imagens obtidas por outros grandes telescópios, a equipe de astrônomos liderada por Karen Meech (Institute for Astronomy, Havaí, EUA) descobriu que o ‘Oumuamua varia em brilho de um fator 10, à medida que gira em torno do seu eixo a cada 7,3 horas.

“Esta variação em brilho estranhamente elevada revela que o objeto é extremamente alongado: cerca de 10 vezes mais comprido do que largo, com uma forma complexa. Foi descoberto também que apresenta uma cor vermelha escura, semelhante aos objetos no Sistema Solar externo, e é completamente inerte, sem o menor traço de poeira ao seu redor,” disse Karen Meech.

Estas propriedades sugerem que o ‘Oumuamua é denso, possivelmente rochoso ou com um conteúdo metálico elevado, sem quantidades significativas de água ou gelo, e que a sua superfície é escura e vermelha devido aos efeitos de irradiação por parte de raios cósmicos ao longo de muitos milhões de anos. Estima-se que tenha pelo menos 400 metros de comprimento.

Cálculos preliminares da sua órbita sugerem que o objeto tenha vindo da direção aproximada da estrela brilhante Vega, na constelação boreal da Lira. No entanto, mesmo viajando à tremenda velocidade de cerca de 95.000 km/hora, demorou tanto tempo a chegar ao nosso Sistema Solar, que Vega não se encontra já na posição que ocupava quando o asteroide partiu de lá, há cerca de 300 mil anos atrás. O ‘Oumuamua deve ter vagado pela Via Láctea, sem ligação a nenhum sistema estelar, durante centenas de milhões de anos até seu encontro casual com o Sistema Solar.

Os astrônomos estimam que, por ano, um asteroide interestelar semelhante ao ‘Oumuamua passe através do Sistema Solar interior, no entanto como estes objetos são fracos e difíceis de detectar nunca foram observados até agora. Apenas recentemente é que os telescópios de rastreio, como o Pan-STARRS, se tornaram suficientemente poderosos para conseguirem detectar tais objetos.

Estes novos resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: ESO

Cobra cósmica abundante de estrelas

Esta imagem do telescópio espacial Hubble revela a Serpente Cósmica, uma galáxia distante salpicada de regiões agudas de intensa formação estelar que aparecem deformadas pelo efeito da lente gravitacional.

© Hubble (galáxia Serpente Cósmica)

Esta galáxia com aparência de arco gigante está realmente atrás do enorme aglomerado de galáxias MACSJ1206.2-0847, mas graças à gravidade do aglomerado, podemos vê-la da Terra.

A luz da galáxia distante e de alto redshift (desvio para o vermelho) chega à Terra, tendo sido distorcida pela gigantesca influência gravitacional do aglomerado interativo. Fascinantemente, em vez de dificultar a percepção de objetos cosmológicos, tal efeito de lente gravitacional melhora a resolução e a profundidade de uma imagem ampliando o objeto em segundo plano. Às vezes, a lente gravitacional pode até produzir múltiplas imagens do objeto à medida que a luz é dobrada em diferentes direções ao redor do aglomerado em primeiro plano.

Usando o telescópio espacial Hubble, os astrônomos examinaram recentemente várias destas imagens da Serpente Cósmica, cada uma com um nível diferente de ampliação. Usando esta técnica, a galáxia e suas características podem ser estudadas em diferentes escalas. As imagens de alta resolução revelaram que os aglomerados de galáxias gigantes de alto deslocamento para o vermelho são constituídos por uma subestrutura complexa de aglomerados pequenos, o que contribui para a nossa compreensão da formação de estrelas em galáxias distantes.

Fonte: ESA

Pulsares podem revelar ondas gravitacionais de nanohertz

A evidência de ondas gravitacionais a partir de buracos negros supermassivos binários poderia ser detectada em anomalias de frequência em pulsares nos próximos 10 anos, de acordo com pesquisadores da Alemanha, do Reino Unido e dos EUA.

© Chandra/VLT (NGC 3115)

Distorções no espaço-tempo causadas pela passagem de ondas gravitacionais devem alterar temporariamente a distância entre a Terra e certos pulsares altamente regulares, afetando os períodos dos pulsos de rádio recebidos.

A recente observação de ondas gravitacionais pelos experimentos LIGO e Virgo representa um dos mais importantes avanços astronômicos das últimas décadas. Mas, embora não exista mais o potencial deste novo olho no cosmos, existem algumas fontes de ondas gravitacionais às quais a técnica será sempre cega.

Os interferômetros a laser terrestres, como LIGO e Virgo, são sensíveis a frequências de ondas gravitacionais entre 10 Hz e 10 kHz, uma faixa que corresponde aproximadamente ao espectro auditivo humano. Algumas fontes astronômicas produzem sinais muito abaixo da parte inferior deste intervalo. Quando duas galáxias colidem e se fundem, por exemplo, os buracos negros gigantes em seus respectivos centros podem acabar orbitando um ao outro como um binário de buraco negro supermassivo (SMBHB). Mesmo que os objetos sejam destinados, em última instância, a coalescer, estas relações podem durar bilhões de anos, com ondas gravitacionais emitidas continuamente em frequências tão baixas quanto 1 nHz (nanohertz).

Escrevendo na Nature Astronomy, Chiara Mingarelli do Max Planck Institute for Radio Technology, na Alemanha, e do Instituto de Tecnologia da Califórnia nos EUA, calculou a probabilidade de que tal SMBHB fosse detectado contra a onda gravitacional de fundo com uma variedade de condições possíveis. O grupo baseou sua análise em um catálogo de mais de cinco mil galáxias "locais" adequadamente identificadas pela Two Micron All-Sky Survey (neste contexto, "local" significa cerca de 730 milhões de anos-luz da Terra). Os pesquisadores então usaram os resultados de simulações cosmológicas realizadas pelo projeto Illustris para estimar que cerca de 100 destas galáxias provavelmente conterão SMBHBs.

Atualmente as medições de tempo disponíveis em pulsares foram suficientes para revelar ondas gravitacionais em menos de 1% de simulações probabilísticas com base nestas fontes locais, o que ajuda a explicar a falta de resultados positivos obtidos até o momento. Projetando a adição de dezenas de novos pulsares ao conjunto de temporização durante a próxima década e assumindo que a onda gravitacional de fundo possa ser subtraída, os pesquisadores descobriram que as ondas gravitacionais contínuas de pelo menos um SMBHB poderiam ser detectadas nos próximos 10 anos.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Technology

A Nebulosa da Tarântula

A Nebulosa da Tarântula tem mais de mil anos-luz de diâmetro, uma gigantesca região de formação estelar dentro da vizinha galáxia satélite, a Grande Nuvem de Magalhães, que está localizada a cerca de 180 mil anos-luz de distância da Terra.

© Ignacio Diaz Bobillo (Nebulosa da Tarântula)

A Nebulosa da Tarântula é a maior e mais violenta região de criação de estrelas conhecida dentro do Grupo Local de galáxias. O aracnídeo cósmico se espalha através desta vista espetacular composta por dados de banda estreita centrados na emissão de átomos de hidrogênio ionizado e oxigênio.

Dentro da Nebulosa Tarântula (NGC 2070), a radiação intensa, os ventos estelares e as ondas choques oriundas de supernovas originadas no aglomerado de estrelas massivo, catalogado como R136, energizam os gases desta nebulosa brilhante e moldam os filamentos da aranha cósmica.

Em torno da nebulosa da Tarântula estão outras regiões formadoras de estrelas como aglomerados de estrelas jovens, filamentos e nuvens em forma de bolhas. O panorama cósmico inclui o local da supernova mais próxima nos tempos modernos, a SN 1987A, a direita do centro.

O rico campo de visão abrange cerca de 1 grau ou 2 Luas cheias, na direção da constelação meridional do Dorado. Mas se a Nebulosa da Tarântula se aproximasse, digamos 1.500 anos-luz de distância como a estrela local formando a Nebulosa de Órion, ocuparia a metade do céu.

Fonte: NASA

LIGO e Virgo detectam mais outra fusão de buracos negros

Os cientistas que procuram ondas gravitacionais confirmaram mais uma detecção da sua profícua observação.

© LIGO/Caltech (buracos negros descobertos através de ondas gravitacionais)

Denominada GW170608, a descoberta mais recente foi produzida pela fusão de dois buracos negros relativamente leves, 7 e 12 vezes a massa do Sol, a uma distância de aproximadamente um bilhão de anos-luz da Terra. A fusão deixou um buraco negro final com 18 vezes a massa do Sol, o que significa que durante a colisão o equivalente energético a cerca de uma massa solar foi emitido sob a forma de ondas gravitacionais.

Este evento, detectado pelos dois instrumentos LIGO do NSF às 02:01:16 UTC do dia 8 de junho de 2017, foi na realidade a segunda fusão de um buraco negro binário descoberta durante a segunda observação do LIGO desde que este foi atualizado durante o programa Advanced LIGO. Mas a sua divulgação foi adiada devido ao tempo necessário para compreender outras duas descobertas: uma observação com os três detectores LIGO-Virgo, de ondas gravitacionais, de outra fusão de um buraco negro binário (GW170814) no dia 14 de agosto, e a primeira detecção da fusão de uma estrela de nêutrons binária (GW170817), na radiação eletromagnética e em ondas gravitacionais de dia 17 de agosto.

Um mês antes desta detecção, o LIGO fez uma pausa na sua segunda campanha de observação para abrir os sistemas de vácuo em ambos os complexos e assim realizar manutenção. Enquanto os pesquisadores do LIGO em Livingston, no estado norte-americano do Louisiana, completavam a sua manutenção e ficavam prontos para retomar as suas observações cerca de duas semanas depois, o LIGO em Hanford, no estado norte-americano de Washington, encontrou problemas adicionais que atrasaram o seu regresso à observação.

Na tarde de dia 7 de junho, o LIGO em Hanford finalmente conseguiu ficar online de forma confiável e os colaboradores estavam fazendo os preparativos finais para mais uma vez "ouvir" as ondas gravitacionais. Como parte destas preparações, a equipe de Hanford estava fazendo ajustes de rotina para reduzir o nível de ruído nos dados das ondas gravitacionais provocadas pelo movimento angular dos espelhos principais. Para esclarecer o quanto este movimento angular afetava os dados, os cientistas sacudiram os espelhos muito ligeiramente em frequências específicas. Alguns minutos após este procedimento, o GW170608 passou através do interferômetro de Hanford, chegando ao de Louisiana cerca de 7 milissegundos depois.

O LIGO em Livingston relatou rapidamente a possível detecção, mas dado que o detector em Hanford estava em manutenção, o seu sistema automático de detecção não estava ligado. Apesar do procedimento de manutenção ter afetado a capacidade do LIGO em Hanford para analisar automaticamente os dados recebidos, não impediu com que o LIGO em Hanford detectasse ondas gravitacionais. O procedimento afetou apenas uma estreita faixa de frequências, de modo que os pesquisadores do LIGO, depois de terem sabido da detecção, ainda puderam procurar e encontrar as ondas nos dados depois de excluir estas frequências. Para esta deteção, o Virgo ainda estava numa fase de comissionamento; começou a captar dados no dia 1 de agosto.

O GW170608 é o mais leve dos buracos negros binários que o LIGO e o Virgo já observaram, e também é um dos primeiros casos em que os buracos negros detectados através de ondas gravitacionais possuem massas parecidas com as dos buracos negros detectados indiretamente via radiação eletromagnética, como por exemplo em raios X.

Esta descoberta permitirá comparar as propriedades dos buracos negros recolhidas a partir das observações de ondas gravitacionais com aquelas dos buracos negros de massa semelhante anteriormente detectados com estudos de raios X, e preenche um elo perdido entre as duas classes de observações de buracos negros.

Os detectores LIGO e Virgo estão atualmente offline para atualizações adicionais a fim de melhorar a sua sensibilidade. Os cientistas esperam começar uma nova campanha de observações no outono de 2018, embora existam testes ocasionais durante os quais podem ocorrer detecções.

Os cientistas do LIGO e do Virgo continuam estudando os dados da campanha de observação O2 já terminada, à procura de outros eventos possivelmente presentes nos dados recolhidos, e estão se preparando para a maior sensibilidade esperada da campanha de observação O3 do próximo ano.

Apesar do tamanho relativamente pequeno, os buracos negros de GW170608 vão contribuir muito para elucidar mais sobre estes objetos exóticos e misteriosos.

O artigo que descreve esta observação recente foi submetida ao periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: California Institute of Technology

Neblina de hidrocarbonetos de Plutão mantém planeta anão mais frio

A composição gasosa da atmosfera de um planeta geralmente determina a quantidade de calor que fica aí preso. No entanto, para o planeta anão Plutão, a temperatura prevista com base na composição da sua atmosfera era muito maior do que as medições reais obtidas pela sonda New Horizons da NASA em 2015.

© NASA/JHUAPL/SwRI (camada de neblina de Plutão)

Um novo estudo propõe um novo mecanismo de arrefecimento controlado por partículas de neblina para explicar a atmosfera frígida de Plutão.

"Tem sido um mistério desde que obtivemos os dados de temperatura da New Horizons," afirma Xi Zhang, professor assistente de Ciências da Terra e Planetárias da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, EUA. "Plutão é o primeiro corpo planetário que conhecemos onde o 'orçamento' energético da atmosfera é dominado por partículas de neblina em fase sólida, em vez de gases."

O mecanismo de arrefecimento envolve a absorção de calor pelas partículas de neblina, que então emitem radiação infravermelha, arrefecendo a atmosfera através de liberação de energia para o espaço. O resultado é uma temperatura atmosférica de aproximadamente 70 Kelvin (-203º C), em vez dos 100 K previstos (-173º C).

Segundo Zhang, o excesso de radiação infravermelha das partículas de neblina na atmosfera de Plutão deve ser detectável pelo telescópio espacial James Webb, permitindo a confirmação da hipótese da equipe após o lançamento planejado do telescópio em 2019.

As extensas camadas de neblina atmosférica podem ser vistas em imagens de Plutão captadas pela New Horizons. A neblina resulta de reações químicas na atmosfera superior, onde a radiação ultravioleta do Sol ioniza o nitrogênio e o metano, que reagem para formar pequenas partículas de hidrocarbonetos com dezenas de nanômetros em diâmetro. À medida que estas minúsculas partículas penetram através da atmosfera, colam-se para formar agregados que crescem à medida que descem, eventualmente assentando à superfície.

"Acreditamos que estas partículas de hidrocarbonetos estão relacionadas com o material avermelhado e acastanhado visto em imagens da superfície de Plutão," acrescenta Zhang.

Os pesquisadores estão interessados em estudar os efeitos das partículas de neblina no balanço energético e atmosférico em outros corpos planetários, como na lua de Netuno, Tritão, e na lua de Saturno, Titã. Os seus achados também podem ser relevantes para investigações de exoplanetas com atmosferas nubladas.

O novo estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: University of California

NGC 7789: a Rosa da Caroline

Encontrado entre os ricos campos estelares da Via Láctea, o aglomerado de estrelas NGC 7789 fica a cerca de 8 mil anos-luz de distância da Terra em direção à constelação Cassiopeia.

© Guillaume Seigneure (NGC 7789)

Uma descoberta do céu profundo do final do século 18 pela astrônoma Caroline Lucretia Herschel, o aglomerado também é conhecido como Rosa de Caroline. Sua aparência visual florida em pequenos telescópios é criada pelo agrupamento de estrelas e vazios do aglomerado.

O aglomerado de estrelas aberto possui uma idade estimada em 1,6 bilhões de anos. Todas as estrelas no aglomerado provavelmente nasceram ao mesmo tempo, mas as mais brilhantes e mais massivas mais rapidamente esgotaram o combustível de hidrogênio em seus núcleos.

Estas estrelas evoluíram a partir da sequência principal como o Sol para se tornarem estrelas gigantes vermelhas mostradas com um elenco amarelado nesta imagem colorida. Analisando a cor e o brilho, os astrônomos podem modelar a massa e, portanto, a idade das estrelas do aglomerado. Com mais de 50 anos-luz, a Rosa de Caroline cobre cerca de meio grau (o tamanho angular da Lua) perto do centro da imagem telescópica de campo largo.

Fonte: NASA

Herschel descobre fusão de galáxias no Universo primordial

Novas observações com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) descobriram o nunca antes visto encontro próximo entre duas galáxias surpreendentemente brilhantes e espetacularmente massivas no Universo primordial.

© NRAO (ilustração de galáxias começando o processo de fusão)

Estas galáxias com intensa formação estelar e hiperluminosas são extremamente raras nesta época da história cósmica - perto do momento em que as galáxias começaram a surgir - e podem representar um dos exemplos mais extremos de formação estelar violenta já observados.

Os astrônomos captaram estas duas galáxias em interação, conhecidas coletivamente como ADFS-27, quando começaram o processo gradual de fusão numa única galáxia elíptica e massiva. Um encontro anterior, de "raspão", ajudou a desencadear as suas explosões surpreendentes de formação estelar. Especula-se que esta fusão pode eventualmente formar o núcleo de um aglomerado inteiro de galáxias. Os aglomerados galácticos estão entre as estruturas mais massivas do Universo.

O par de galáxias ADFS-27 está localizado a aproximadamente 12,7 bilhões de anos-luz da Terra na direção da constelação de Dourado. A esta distância, o sistema é visto quando o Universo tinha apenas cerca de um biilhão de anos.

Os astrônomos detectaram este sistema primeiro com o observatório espacial Herschel da ESA. Aparecia como um único ponto vermelho no seu levantamento do céu do hemisfério sul. Estas observações iniciais sugeriram que o objeto aparentemente fraco era extremamente brilhante e distante. As observações de acompanhamento com o telescópio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) do ESO confirmaram estas interpretações iniciais e prepararam o caminho para as mais detalhadas observações com as antenas ALMA.

Com a sua maior resolução e sensibilidade, o ALMA mediu com precisão a distância ao objeto e revelou que era na verdade duas galáxias distintas. O emparelhamento de galáxias de outra forma fenomenalmente raras sugere que residem numa região particularmente densa do Universo naquele período da sua história.

As novas observações ALMA também indicam que o sistema ADFS-27 possui aproximadamente 50 vezes a quantidade de gás de formação estelar da Via Láctea. Muito deste gás será convertido em novas estrelas muito rapidamente. As observações atuais indicam que estas duas galáxias realmente produzem estrelas a um ritmo vertiginoso, cerca de mil vezes mais depressa que a Via Láctea.

As galáxias - que apareceriam como discos planos e em rotação - estão repletas de estrelas azuis extremamente brilhantes e massivas. No entanto, a maioria desta intensa luz estelar nunca sai das próprias galáxias; simplesmente têm demasiada poeira interestelar obscurante.

Esta poeira absorve a resplandecente luz estelar, aquecendo até que brilha intensamente no infravermelho. À medida que esta luz viaja as vastas distâncias cósmicas até à Terra, a expansão contínua do Universo desloca a luz, outrora infravermelha, para comprimentos de onda mais longos no milímetro e submilímetro, devido ao efeito Doppler.

O ALMA foi especialmente concebido para detectar e estudar a luz desta natureza, o que permitiu aos astrônomos observar a fonte de luz em dois objetos distintos. As observações também mostram as estruturas básicas das galáxias, revelando características semelhantes a caudas que foram produzidas durante o seu encontro inicial.

As novas observações também indicam que as duas galáxias estão separadas por mais ou menos 30.000 anos-luz, movendo-se a várias centenas de quilômetros por segundo em relação uma à outra. À medida que continuam a interagir gravitacionalmente, cada galáxia acabará por abrandar e cair em direção da outra, provavelmente levando a vários outros encontros íntimos antes de se fundirem numa única galáxia elíptica e massiva. Este processo poderá demorar algumas centenas de milhões de anos.

Eventualmente, será possível combinar os requintados dados do ALMA com futuras observações infravermelhas do telescópio espacial James Webb da NASA. Estes dois telescópios possibilitarão melhor compreender a natureza deste e de outros sistemas extremos e excepcionalmente raros.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Descoberto exoplaneta com a massa da Terra ao redor da estrela Ross 128

Foi descoberto um exoplaneta temperado do tamanho da Terra a apenas 11 anos-luz de distância do Sistema Solar.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do exoplaneta Ross 128 b em torno de sua estrela)

O novo mundo, designado por Ross 128 b, é o segundo planeta temperado mais próximo a ser detectado depois de Proxima b. Trata-se também do planeta mais próximo a ser descoberto em torno de uma estrela anã vermelha inativa, o que aumenta a probabilidade deste planeta poder potencialmente sustentar vida. O Ross 128 b será o alvo principal do Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, o qual terá a capacidade de procurar marcadores biológicos na atmosfera do planeta.

O exoplaneta Ross 128 b, que orbita a estrela anã vermelha Ross 128 a cada 9,9 dias, foi descoberto com o auxílio do instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), o caçador de planetas único do ESO, instalado no Observatório de La Silla, no Chile. Acredita-se que este exoplaneta seja temperado, com uma temperatura superficial que poderá também ser parecida com a da Terra. A estrela Ross 128 é a estrela próxima “mais calma” que abriga um exoplaneta temperado.

“Esta descoberta baseia-se em mais de uma década de monitoramento intenso por parte do HARPS, juntamente com técnicas de redução e análise de dados de vanguarda. Só o HARPS tem demonstrado uma tal precisão, permanecendo o melhor instrumento de velocidades radiais, mesmo após 15 anos de operações,” diz Nicola Astudillo-Defru, do Observatório de Genebra, na Suíça.

As anãs vermelhas encontram-se entre as estrelas mais frias e fracas do Universo, sendo também as mais comuns. São, por isso, bons alvos para a procura de exoplanetas, sendo cada vez mais estudadas. Um planeta numa órbita próxima de uma estrela anã vermelha de pequena massa exerce um maior efeito gravitacional sobre a estrela do que um planeta semelhante situado numa órbita mais afastada de uma estrela mais massiva como o Sol. O resultado é que esta velocidade radial é muito mais fácil de detectar. No entanto, o fato das anãs vermelhas serem mais tênues, torna mais difícil colectar sinal suficiente para fazer as medições muito precisas que são necessárias.

Muitas estrelas anãs vermelhas, incluindo Proxima Centauri, ejetam ocasionalmente plumas de material que banham os planetas que se encontram em seu órbita com radiação ultravioleta e raios X. No entanto, Ross 128 é uma estrela muito mais calma e, por isso, os seus planetas podem ser os mais próximos conhecidos que poderão sustentar vida de modo confortável.

Apesar de se situar atualmente a 11 anos-luz de distância da Terra, Ross 128 move-se na nossa direção, esperando-se que seja a nossa vizinha mais próxima daqui a apenas 79.000 anos, um piscar de olhos em termos cósmicos. Nesse momento, Ross 128 b destronará Proxima b, tornando-se o exoplaneta mais próximo da Terra!

Com dados do HARPS, a equipe descobriu que Ross 128 b se encontra numa órbita 20 vezes mais próxima da sua estrela do que a Terra do Sol. Apesar da proximidade, Ross 128 b recebe apenas 1,38 vezes mais luz do que a Terra, o que resulta numa temperatura de equilíbrio estimada entre -60º C e 20º C, graças à natureza fria e tênue da sua pequena estrela anã vermelha progenitora, que apresenta apenas cerca de metade da temperatura de superfície do Sol. Embora os cientistas envolvidos na descoberta considerem Ross 128 b um planeta temperado, não se sabe se ele se situa no interior, no exterior ou na periferia da zona habitável, onde pode existir água líquida na superfície do planeta. A zona habitável é definida pelo domínio de órbitas em torno de uma estrela, nas quais um planeta pode ter uma temperatura apropriada para que possa existir água líquida à sua superfície.

Os astrônomos estão detectando cada vez mais exoplanetas temperados, sendo que a próxima fase será estudar as suas atmosferas, composições e química com mais detalhe. A detecção de marcadores biológicos, como por exemplo o oxigênio, nas atmosferas dos planetas mais próximos, constituirá um enorme passo em frente.

“Novas infraestruturas no ESO desempenharão um papel crucial na construção de um censo de planetas com a massa da Terra favoráveis a serem caracterizados. Em particular, o NIRPS, o braço infravermelho do HARPS, aumentará a eficiência na observação de anãs vermelhas, as quais emitem a maior parte da sua radiação no infravermelho. Por fim, o ELT proporcionará a oportunidade de observar e caracterizar uma grande fração destes planetas,” conclui Xavier Bonfils, do Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, na França.

Este trabalho será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Uma bolha cósmica gigante

Com uma dimensão de mais de 300.000 anos-luz, ou seja três vezes o diâmetro da Via Láctea, esta bolha colorida de gás ionizado (em azul na imagem) é a maior já descoberta.

© ESO/VLT (COSMOS-Gr30)

A enorme bolha contém 10 galáxias individuais e situa-se na região particularmente densa de um grupo de galáxias chamado COSMOS-Gr30, a 6,5 bilhões de anos-luz de distância da Terra. Observado devido à sua elevada densidade de galáxias, este grupo apresenta-se extremamente variado, algumas galáxias estão formando estrelas de forma ativa, enquanto outras se encontram bastante passivas; umas são brilhantes e outras fracas; umas são massivas e outras são minúsculas.

Esta bolha detentora de recorde foi descoberta e estudada em detalhe graças à grande sensibilidade do instrumento MUSE, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. Operando nos comprimentos de onda do visível, o MUSE combina as capacidades de um instrumento de imagens com as capacidades de medida de um espectrógrafo, criando uma ferramenta única e poderosa capaz de nos mostrar objetos cosmológicos, que, de outro modo, seriam impossíveis de observar.

O poderoso olho do MUSE permitiu aos astrônomos compreender que esta enorme bolha de gás não é pura, tendo sido expelida por galáxias, ou durante interações violentas ou por ventos fortes lançados por buracos negros ativos ou supernovas. Os astrônomos estudaram também como é que o gás da bolha se ionizou. Acredita-se que o gás existente na região superior foi ionizado devido à intensa radiação eletromagnética emitida por estrelas recém nascidas e ondas de choque com origem em atividade galática. Os astrônomos suspeitam que o núcleo ativo de galáxia de cor rosa forte, situado na parte inferior esquerda da imagem, possa ter arrancado os elétrons dos seus átomos.

Fonte: ESO

Pesquisa cósmica de um membro faltante

Esta imagem tomada pelo telescópio espacial Hubble mostra a galáxia anã NGC 4625, localizada a cerca de 30 milhões de anos-luz de distância na constelação de Canes Venatici (os Cães de Caça).

© Hubble (NGC 4625)

A imagem, adquirida com o Advanced Camera for Surveys (ACS), revela o único braço espiral da galáxia, o que lhe confere uma aparência assimétrica. Mas por que há apenas um braço espiral, quando galáxias espirais normalmente têm pelo menos dois?

Os astrônomos olharam para a NGC 4625 em diferentes comprimentos de onda na esperança de resolver este mistério cósmico. As observações no ultravioleta forneceram a primeira sugestão: na luz ultravioleta, o disco da galáxia aparece quatro vezes maior do que na imagem aqui descrita. Uma indicação de que há um grande número de estrelas muito jovens e quentes, principalmente visíveis no ultravioleta, formando-se nas regiões externas da galáxia. Estas estrelas jovens têm apenas cerca de um bilhão de anos, aproximadamente dez vezes mais novas do que as estrelas vistas no centro visível. Em primeiro lugar, os astrônomos assumiram que esta alta taxa de formação de estrelas estava sendo desencadeada pela interação com outra galáxia anão próxima chamada NGC 4618.

Especula-se que a NGC 4618 pode ser a galáxia influenciadora da NGC 4625, fazendo com que ela tenha apenas um braço espiral. Em 2004, os astrônomos encontraram prova desta afirmação: o gás nas regiões ultraperiféricas da galáxia anã NGC 4618 foi fortemente afetado pela NGC 4625.

Fonte: ESA

Filamentos triangulares na Nebulosa do Véu

Caóticos na aparência, estes filamentos entrelaçados de gás brilhante se espalham pelo céu do planeta Terra na constelação de Cygnus e fazem parte da Nebulosa do Véu.

© Sara Wager (Nebulosa do Véu)

A Nebulosa do Véu, é uma grande remanescente de supernova, uma nuvem em expansão que nasceu da morte explosiva de uma estrela massiva. A luz da explosão original da supernova provavelmente atingiu a Terra, a mais de 5.000 anos atrás. Expelida no evento cataclísmico, as ondas de choque interestelares viajam pelo espaço, varrendo e excitando o material que encontra pela frente.

Os filamentos brilhantes são realmente mais parecidos com longas ondulações quando vistas de lado, e onde se pode notar a separação do brilho dos átomos ionizados de hidrogênio, mostrados em vermelho e de oxigênio em azul. Também conhecido como o Laço de Cygnus, a Nebulosa do Véu se espalha por aproximadamente 3 graus, ou seja, cerca de 6 vezes o diâmetro aparente da Lua Cheia. Na distância estimada da nebulosa de 1.500 anos-luz, isso equivale a 70 anos-luz, cujo campo de visão se espalha por menos de um terço desta distância.

Normalmente identificada como Triângulo de Pickering, em homenagem ao diretor do Harvard College Observatory, o complexo de filamentos é catalogado como NGC 6979. Ele também é conhecido com o nome que homenageia a sua descoberta, que foi feita pela astrônoma Williamina Fleming, como Filamentos Triangulares de Fleming.

Fonte: NASA