Galáxias em colisão

Localizada na constelação de Hércules, a cerca de 230 milhões de anos-luz de distância, a NGC 6052 é um par de galáxias em colisão.

© Hubble (NGC 6052)

Elas foram descobertas pela primeira vez em 1784 por William Herschel e foram originalmente classificadas como uma única galáxia irregular por causa de sua forma estranha. No entanto, sabemos agora que a NGC 6052 na verdade consiste de duas galáxias que estão em processo de colisão. Esta imagem particular da NGC 6052 foi obtida usando a Wide Field Camera 3 no telescópio espacial Hubble.

Há muito tempo, a gravidade reuniu as duas galáxias no estado caótico que agora observamos. Estrelas originais no interior das galáxias agora seguem novas trajetórias causadas pelos novos efeitos gravitacionais. No entanto, as colisões reais entre as próprias estrelas são muito raras, pois as estrelas são muito pequenas em relação às distâncias entre elas, sendo que a maior parte de uma galáxia é um espaço vazio. Eventualmente no futuro as duas galáxias terão se fundido para formar uma única galáxia estável.

Nossa própria galáxia, a Via Láctea, sofrerá uma colisão semelhante com nossa vizinha galáctica mais próxima, a galáxia de Andrômeda. Embora isso não deva acontecer antes de 4 bilhões de anos.

Fonte: ESA

Bolhas galácticas jogam pinball cósmico com partículas energéticas

As bolhas de sabão da experiência cotidiana na Terra são de até alguns centímetros de diâmetro e consistem em uma fina película de líquido contendo um pequeno volume de ar ou outro gás. No espaço, no entanto, existem bolhas muito diferentes, compostas de um gás mais leve dentro de uma mais pesada e podem ser enormes.

© Chandra (NGC 3079)

A galáxia NGC 3079, localizada a cerca de 67 milhões de anos-luz da Terra, contém duas bolhas enormes. Um par de regiões semelhantes a balões estende-se em lados opostos do centro da galáxia: um tem 4.900 anos-luz de diâmetro e o outro é apenas um pouco menor, com um diâmetro de cerca de 3.600 anos-luz. Sendo que, um ano-luz tem de cerca de 9 trilhões de quilômetros.

As bolhas enormes na NGC 3079 emitem luz na forma de raios X, óptica e rádio, tornando-as detectáveis ​​pelos telescópios da NASA. Nesta imagem composta, os dados de raios X do observatório Chandra são mostrados na cor púrpura e os dados ópticos do telescópio espacial Hubble da NASA são mostrados em laranja e azul.

Novas observações do Chandra mostram que, na NGC 3079, um acelerador de partículas cósmicas produz partículas altamente energéticas nas bordas das superbolhas. Estas partículas podem ser muito mais energéticas do que as criadas pelo Large Hadron Collider (LHC) da Europa, o mais poderoso acelerador de partículas feito pelo homem.

As bolhas enormes na NGC 3079 fornecem evidências de que elas podem ser a fonte de partículas de alta energia chamadas "raios cósmicos" que regularmente bombardeiam a Terra. Ondas de choque associadas a explosões de estrelas podem acelerar partículas até energias 100 vezes maiores que as geradas no LHC, mas os astrônomos não estão certos de onde vêm os raios cósmicos ainda mais energéticos. Este novo resultado sugere que estas bolhas podem ser uma fonte destes raios cósmicos altamente energéticos.

As regiões externas das bolhas geram ondas de choque à medida que se expandem e colidem com o gás circundante. Os cientistas acham que partículas carregadas se espalham ou rebatem em campos magnéticos emaranhados nestas ondas de choque. Quando as partículas atravessam a frente de onda, elas são aceleradas, como se recebessem um arremesso de uma máquina de pinball. Estas partículas energéticas podem escapar e algumas podem eventualmente atingir a atmosfera da Terra na forma de raios cósmicos.

A quantidade de ondas de rádio ou raios X em diferentes comprimentos de onda de uma das bolhas sugere que a fonte da emissão são elétrons em espiral ao redor das linhas do campo magnético, e irradiando por um processo chamado radiação síncrotron. Esta é a primeira evidência direta de radiação síncrotron em raios X de alta energia de uma super bolha do tamanho de uma galáxia, indicando as energias máximas que os elétrons alcançaram. Não se compreende porque a emissão síncrotron é detectada a partir de apenas uma das bolhas.

Os espectros de rádio juntamente com a localização da emissão de raios X ao longo das bordas das bolhas, implicam que as partículas responsáveis ​​pela emissão de raios X devem ter sido aceleradas nas ondas de choque, porque teriam perdido muita energia ao ser transportada do centro da galáxia.

As bolhas gigantes da NGC 3079 são primos mais jovens de "bolhas Fermi", localizadas primeiramente na Via Láctea em 2010. Os astrônomos acreditam que tais bolhas gigantes podem se formar quando processos associados à matéria caem em um buraco negro supermassivo no centro da galáxia, o que leva ao lançamento de enormes quantidades de energia na forma de partículas e campos magnéticos. As bolhas gigantes também podem ser esculpidas pelos ventos que fluem de um grande número de estrelas jovens e massivas.

Um artigo descrevendo estes resultados foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Dois "gritos" de nascimento de uma única protoestrela

Foi revelado as origens enigmáticas de duas correntes diferentes de gás numa protoestrela.

© ALMA (protoestrela MMS5/OMC-3)

Os astrônomos usando o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) descobriram que o fluxo lento e o jato veloz de uma protoestrela apresentam eixos desalinhados e que o primeiro começou a ser expelido antes do segundo.

As origens destes dois fluxos têm sido um mistério, mas estas observações fornecem sinais reveladores de que estas duas correntes foram lançadas de diferentes partes do disco em torno da protoestrela.

As estrelas do Universo têm uma ampla gama de massas, variando de centenas de vezes a massa do Sol a menos de um-décimo da massa do Sol. Para entender a origem desta variedade, os astrônomos estudam o processo de formação estelar, isto é, a agregação de gases e poeira cósmica.

As estrelas jovens recolhem o gás com a sua atração gravitacional, mas parte do material é ejetado pelas protoestrelas. Este material expelido forma um "grito" de nascimento estelar que fornece pistas para entender o processo de acumulação de massa.

Yuko Matsushita, aluna de pós-graduação da Universidade de Kyushu e a sua equipe através do ALMA observaram a estrutura detalhada do grito de nascimento da estrela bebê MMS5/OMC-3 e descobriram dois fluxos gasosos diferentes: um fluxo lento e um jato rápido. Existem alguns exemplos com dois fluxos vistos no rádio, mas MMS5/OMC-3 é excepcional.

"Medindo o desvio Doppler das ondas de rádio, podemos estimar a velocidade e a idade dos fluxos gasosos," disse Matsushita. "Descobrimos que o jato e o fluxo foram lançados há 500 e há 1.300 anos, respectivamente. Estes fluxos de gás são bem jovens."

Mais interessante, a equipe descobriu que os eixos dos dois fluxos estão desalinhados em 17 graus. O eixo dos fluxos pode ser alterado ao longo de grandes períodos de tempo devido à precessão da estrela central. Mas neste caso, tendo em conta a juventude extrema das correntes gasosas, os pesquisadores concluíram que o desalinhamento não é devido à precessão, mas está relacionado com o processo de lançamento.

Existem dois modelos concorrentes para o mecanismo de formação de fluxos e jatos protoestelares. Alguns pesquisadores assumem que as duas correntes são formadas independentemente em partes diferentes do disco de gás que rodeia a estrela bebê central, enquanto outros propõem que o jato é formado primeiro e que depois arrasta o material circundante para formar os fluxos mais lentos. Apesar de uma extensa pesquisa, os astrônomos ainda não chegaram a uma resposta conclusiva.

Um desalinhamento nos dois fluxos pode ocorrer no "modelo independente," mas é difícil no "modelo de arrasto". Além disso, foi  descoberto que o fluxo foi ejetado consideravelmente mais cedo do que o jato. Isto apoia claramente o "modelo independente."

"A observação combina bem com o resultado da minha simulação," disse Masahiro Machida, professor na Universidade de Kyushu. Há uma década atrás, realizou estudos pioneiros de simulação usando um supercomputador operado pelo National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ). Na simulação, o fluxo de grande angular é expelido da área externa do disco gasoso em torno de uma protoestrela, enquanto o jato colimado é lançado independentemente a partir da área interna do disco. "Um desalinhamento observado entre os dois fluxos de gás pode indicar que o disco em torno da protoestrela é deformado," acrescenta Machida.

"A alta sensibilidade e resolução angular do ALMA vai permitir encontrar mais sistemas jovens e com fluxos e jatos como o de MMS5/OMC-3," acrescentou Satoko Takahashi, astrônoma do NAOJ e do Observatório ALMA. "Estes vão fornecer pistas para entender os mecanismos de condução de fluxos e jatos. Além disso, o estudo destes objetos também nos vai dizer como os processos de acreção e ejeção de massa trabalham no estágio inicial de formação estelar."

Um artigo científico foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

As deficiências na teoria da formação de galáxias extremamente difusas

Uma equipe de astrônomos liderada pelos observatórios da Universidade da Califórnia estudou em grande detalhe uma galáxia tão tênue e em condições tão pristinas que age como uma cápsula do tempo, selada logo após o alvorecer do nosso Universo, apenas para ser desvendada pela mais recente tecnologia do Observatório W. M. Keck.

© Subaru (DGSAT I)

Usando o instrumento KCWI (Keck Cosmic Web Imager), a equipe descobriu uma galáxia ultra-difusa (UDG) bizarra e solitária.

Esta galáxia fantasmagórica, de nome DGSAT I, contradiz a teoria atual da formação de UDGs. Todas as UDGs estudadas anteriormente encontram-se em aglomerados galácticos, que informaram a base para a teoria de que já foram galáxias "normais", mas que com o tempo tornaram-se difusas devido a eventos violentos dentro do aglomerado.

Dado que DGSAT I é uma exceção rara de uma UDG descoberta longe de um aglomerado, pode fornecer uma janela mais clara para o passado. Não houve muita atividade em seu redor para manchar a sua composição e evolução. A fim de descobrir o que fez com que esta galáxia fosse tão esparsa no que toca à luz estelar, a equipe usou o KCWI para mapear a composição do objeto.

"A composição química de uma galáxia fornece um registo das condições ambientais durante sua formação, tal como os oligoelementos no corpo humano podem revelar uma vida inteira de hábitos alimentares e exposição a poluentes," disse Aaron Romanowsky, astrônomo dos observatórios da Universidade da Califórnia e Professor Associado do Departamento de Física e Astronomia da Universidade Estatal de San José.

A DGSAT I surpreendeu os pesquisadores com a sua composição química. As galáxias de hoje costumam ter elementos mais pesados, como ferro e magnésio, em comparação com as galáxias primitivas nascidas logo após o Big Bang. Mas o KCWI revelou que a DGSAT I parece ser anêmica; o teor de ferro da galáxia é notavelmente baixo, como se fosse formada a partir de uma nuvem de gás quase pristino, sem estar poluída pela morte de estrelas anteriores (supernovas). E, no entanto, os níveis de magnésio da DGSAT I são normais, consistentes com o que é esperado encontrar nas galáxias modernas. Isto é estranho, porque ambos os elementos são liberados durante as explosões de supernova; normalmente não encontramos um sem o outro.

"Nós não compreendemos esta combinação de poluentes, mas uma das nossas ideias é que as explosões extremas das supernovas fizeram a galáxia pulsar em tamanho durante a sua adolescência, de modo que retém preferencialmente magnésio em relação ao ferro," disse Romanowsky.

As UDGs são uma classe relativamente nova de galáxias descobertas pela primeira vez em 2015. São tão grandes quanto a Via Láctea, mas têm entre 100 e 1.000 vezes menos estrelas do que a nossa Galáxia, o que as torna pouco visíveis e difíceis de estudar.

O instrumento KCWI está construído para superar este obstáculo graças à sua extrema sensibilidade e capacidade para capturar espectros de  alta resolução dos objetos mais fracos e mais distantes do nosso Universo como as UDGs.

O KCWI realiza um tipo de observação chamada espectroscopia de campo integral, que capta dados em 3D em vez de 2D. Tradicionalmente, havia duas maneiras de estudar objetos celestes, seja por meio de imagens ou por espectroscopia. Este instrumento quebra a barreira entre os dois. Numa única observação, o KCWI capta a imagem, bem como o espectro de cada pixel na imagem, o que revela as propriedades físicas do objeto, como a composição, a temperatura, a velocidade e mais.

Os cientistas planejam usar o KCWI novamente, desta vez para concluir uma observação mais profunda de outra UDG parecida com DGSAT I;  verificando a sua composição em maior detalhe na esperança de desvendar mais dados que possam ajudar os astrônomos a se concentrarem na origem das UDGs.

Os resultados serão publicados na edição de 11 de abril de 2019 da revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: W. M. Keck Observatory

SPECULOOS avista a galáxia NGC 6902

Esta fotografia é especial, já que se trata da primeira luz do residente mais recente do Observatório do Paranaldo ESO, o Observatório do Sul SPECULOOS.

© ESO/SPECULOOS (NGC 6902)

Esta máquina caçadora de planetas pretende observar estrelas próximas mas tênues com o intuito de localizar exoplanetas, que serão depois estudados com todo o detalhe por outros telescópios mais potentes, como por exemplo o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO. Composto por 4 telescópios de um metro de diâmetro cada um, com o nome dos quatro satélites galileanos de Júpiter, o SPECULOOS promete abrir novas fronteiras na investigação de exoplanetas.

No entanto, esta imagem não mostra obviamente uma estrela tênue, mas sim uma galáxia chamada NGC 6902. Antes de um telescópio dar início à sua missão principal, deve finalizar de forma bem sucedida a sua “primeira luz”: a primeira vez que é usado para uma observação científica. Os astrônomos escolhem tipicamente objetos bem conhecidos para este teste inicial das capacidades de um telescópio, numa mistura de demonstração e celebração. Neste caso, a equipe escolheu como primeiro alvo para o telescópio Ganímedes a NGC 6902.

O resultado é esta bela imagem da galáxia em espiral, situada a cerca de 120 milhões de anos-luz de distância da Terra na direção da constelação do Sagitário. Os braços em espiral da galáxia rodopiam para o exterior a partir do centro brilhante até se dissolverem em correntes de névoa azul na periferia da galáxia. Se isto é o que o Ganímedes consegue produzir como primeira observação e de algo que nem sequer foi concebido para observar, sem dúvida que nos esperam muitas surpresas. Esteja atento a este espaço!

Fonte: ESO

Atmosfera da Terra estende-se além da Lua

A parte mais externa da atmosfera do nosso planeta estende-se bem para lá da órbita lunar, quase o dobro da distância da Lua.

© ESA (localização da geocoroa)

Uma descoberta recente com base em observações da SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) mostra que a camada gasosa que envolve a Terra alcança 630.000 km de distância, ou 50 vezes o diâmetro do nosso planeta.

Onde a nossa atmosfera se funde com o espaço exterior, há uma nuvem de átomos de hidrogênio chamada geocoroa. Um dos instrumentos da nave, SWAN, usou os seus sensores sensíveis para traçar a assinatura do hidrogênio e detectar com precisão quão longe estão os limites da geocora.

Estas observações só podiam ser feitas a certas épocas do ano, quando a Terra e a sua geocoroa aparecessem no campo de visão do SWAN.

Para planetas com hidrogênio nas suas exosferas, o vapor de água é frequentemente visto mais próximo da sua superfície. Este é o caso da Terra, Marte e Vênus.

O primeiro telescópio na Lua, colocado pelos astronautas da Apollo 16 em 1972, captou uma imagem evocativa da geocoroa ao redor da Terra e brilhando intensamente no ultravioleta.

Naquela época, os astronautas à superfície lunar não sabiam que estavam realmente inseridos nos arredores da geocora.

O Sol interage com os átomos de hidrogênio através de um determinado comprimento de onda ultravioleta chamado Lyman-alpha, que os átomos podem absorver e emitir. Dado que este tipo de radiação é absorvida pela atmosfera da Terra, só pode ser observada do espaço.

Graças à sua célula de absorção de hidrogênio, o instrumento SWAN pôde medir seletivamente a luz Lyman-alpha da geocoroa e descartar átomos de hidrogênio mais longe no espaço interplanetário.

O novo estudo revelou que a luz do Sol comprime átomos de hidrogênio na geocoroa no lado diurno da Terra, e também produz uma região de densidade reforçada no lado noturno. A região mais densa do hidrogênio, no lado diurno, é ainda assim bastante esparsa, com apenas 70 átomos por centímetro cúbico 60.000 km acima da superfície da Terra e cerca de 0,2 átomos à distância da Lua.

Na Terra, chamaríamos a isto vácuo, de modo que esta fonte extra de hidrogênio não é suficientemente significativa para facilitar a exploração espacial.

A boa notícia é que estas partículas não representam uma ameaça para os viajantes espaciais em futuras missões tripuladas que orbitem a Lua.

Há também radiação ultravioleta associada à geocoroa, pois os átomos de hidrogênio espalham a luz solar em todas as direções, mas o impacto sobre os astronautas em órbita lunar seria insignificante em comparação com a principal fonte de radiação, o Sol.

Do lado negativo, a geocoroa da Terra pode interferir com observações astronômicas futuras realizadas nas proximidades da Lua.

Lançado em dezembro de 1995, o observatório espacial SOHO tem vindo a estudar o Sol, desde o seu núcleo profundo até à coroa externa e vento solar, há mais de duas décadas. O satélite orbita no primeiro ponto de Lagrange (L1), a cerca de 1,5 milhões de quilômetros da Terra em direção ao Sol.

Esta posição é um bom ponto para observar a geocora de fora. O instrumento SWAN, da SOHO, observou a Terra e a sua atmosfera estendida em três ocasiões entre 1996 e 1998.

Esta descoberta destaca o valor dos dados recolhidos há mais de 20 anos e o excepcional desempenho da SOHO.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Journal of Geophysical Research: Space Physics.

Fonte: ESA

Reflexões na vdB 9

O objeto azulado vdB 9 é o nono no catálogo de nebulosas de reflexão de Sidney van den Bergh, datado de 1966.

© Guenter Kerschhuber (vdB 9)

Ele compartilha esse campo de visão telescópica, com cerca de duas vezes o tamanho de uma Lua cheia no céu, com estrelas e nuvens escuras de poeira na constelação de Cassiopeia.

A poeira cósmica está preferencialmente refletindo a luz das estrelas azuis constituintes, especialmente da estrela quente SU Cassiopeiae, dando ao vdB 9 a característica tonalidade azulada associada a uma nebulosa de reflexão clássica.

A SU Cassiopeiae é uma estrela variável Cefeida, embora mesmo o seu máximo brilho seja muito fraco para ser visto a olho nu, as Cefeidas desempenham um papel importante na determinação de distâncias em nossa galáxia e além.

À conhecida distância da estrela de 1.540 anos-luz da Terra nesta tela cósmica teria cerca de 24 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

Minúscula lua de Netuno pode ser fragmento de lua maior

Após vários anos de análise, uma equipe de cientistas planetários, usando o telescópio espacial Hubble, finalmente encontrou uma explicação para a misteriosa lua que orbita Netuno descoberta em 2013.

© STScI/J. Olmsted (ilustração de Hipocampo próximo de Netuno)

A lua minúscula, chamada Hipocampo, está incomumente perto de uma lua netuniana muito maior de nome Proteus. Normalmente, uma lua como Proteus devia ter ou empurrado ou "engolido" a lua menor enquanto limpava o seu percurso orbital.

Então, porque é que a pequena lua existe? Hipocampo é provavelmente um pedaço da lua maior que resultou de uma colisão com um cometa há bilhões de anos. A pequena lua, com apenas 34 km de diâmetro, tem 1/1000 da massa de Proteus (que tem 418 km de diâmetro).

"A primeira coisa que percebemos foi que não seria de esperar uma lua tão pequena ao lado da maior lua interior de Netuno," disse Mark Showalter do Instituto SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence). "No passado distante, dada a lenta migração para fora da lua maior, Proteus já esteve onde Hipocampo está agora."

Este cenário é apoiado por imagens da Voyager 2 de 1989 que mostram uma grande cratera de impacto em Proteus, quase grande o suficiente para ter destruído a lua. As órbitas das duas luas estão separadas por mais ou menos 12.070 km.

© SETI Institute/Mark Showalter (luas internas de Netuno e Hipocampo)

A imagem acima mostra as luas internas de Netuno (vermelho), anéis e arcos (verde). A maior lua de Netuno, Tritão, orbita cerca de três vezes mais do que Proteus. As elipses vermelhas indicam as formas e seções transversais das luas, ampliadas 20 vezes em relação às órbitas.

O sistema de satélites de Netuno tem uma história violenta. Há bilhões de anos, Netuno capturou a grande lua Tritão do Cinturão de Kuiper, uma grande região de objetos gelados e rochosos para além da órbita de Netuno. A gravidade de Tritão teria destruído o sistema de satélites originais de Netuno. Tritão instalou-se numa órbita circular e os detritos das luas netunianas destruídas foram novamente aglutinados numa segunda geração de satélites naturais. No entanto, o bombardeamento de cometas continuou provocando danos, levando ao nascimento de Hipocampo, que pode ser considerado um satélite de terceira geração.

"Com base em estimativas das populações de cometas, sabemos que outras luas do Sistema Solar exterior foram atingidas por cometas, destruídas e recriadas várias vezes," realçou Jack Lissauer do Centro de Pesquisa Ames da NASA. "Este par de satélites fornece uma ilustração dramática de que as luas são às vezes quebradas por cometas."

Hipocampo é uma criatura da mitologia grega, meio-peixe, meio-cavalo. O nome científico do cavalo-marinho é Hippocampus, também o nome de uma estrutura importante do cérebro humano. As regras da União Astronômica Internacional exigem que as luas de Netuno recebam o nome de figuras do mundo submarino da mitologia grega e romana.

Fonte: University of California

Um metal radioativo pode sufocar a formação de mundos aquáticos

Enquanto tendemos a pensar que os oceanos da Terra o tornam um planeta aquático, na verdade é apenas uma pequena fração de um por cento da água em massa.

© Roger Thibaut (teor de alumínio na formação de mundos oceânicos)

Olhando para o Universo, é claro que a água é mais comum do que o nosso próprio planeta implica. Alguns exoplanetas podem ter metade de sua massa como água. Então, o que faz com que alguns sistemas planetários permaneçam úmidos, enquanto outros secam? A resposta pode ser o alumínio.

As grandes quantidades de ²⁶Al, uma forma radioativa de alumínio, podem aquecer e secar os planetesimais, que variam de 8 a 80 km, e colidem para formar planetas. Como resultado, a quantidade de alumínio que um sistema jovem possui pode ser um preditor de quais tipos de planetas irão evoluir lá.

Todas as estrelas tendem a aquecer e secar o material - de seixos a planetesimais - que orbita mais perto da linha de neve. Além da linha de neve, o gelo fica ao redor e é incorporado aos planetas, que podem então manter esse gelo e eventualmente transformá-lo em água, mesmo que mais tarde migrem para mais perto da estrela hospedeira. Por exemplo, nossa própria Terra mantém a água presa sob sua atmosfera, enquanto Marte, mais distante, perdeu sua água. Ambos estão agora dentro da linha de neve, mas provavelmente se formaram mais longe.

O aquecimento do alumínio só é importante para planetesimais de um determinado tamanho. Seixos pequenos não têm ²⁶Al suficiente para causar aquecimento. Planetas de tamanho normal podem ser capazes de reter água através de outros métodos, como ter uma atmosfera. Mas o aquecimento do alumínio afetaria todos os planetesimais de tamanho condizente, não importa o quão próximos ou distantes eles estejam de sua estrela.

Um bom exemplo desse efeito em ação pode ser o sistema TRAPPIST-1. Ele tem sete exoplanetas rochosos circulando uma estrela anã vermelha. Três estão na zona habitável, e todos são considerados temperados o suficiente para receber água. Os pesquisadores ainda não conhecem todos os detalhes do sistema, e as incertezas ainda são altas para muitos dos planetas TRAPPIST-1.

Mas parece que apenas cerca de um por cento de sua massa é feita de água, o que é surpreendente para a maioria dos cientistas planetários. As anãs vermelhas são estrelas frias em comparação com o Sol, o que significa que sua linha de neve deve estar bem próxima, permitindo que muitos materiais gelados para os planetas sejam absorvidos como água. Então, qual o motivo desta água faltante?

O sistema TRAPPIST-1 é estranho. Em qualquer sistema, planetas circulando mais longe da estrela, viajando em órbitas maiores, deveriam ter mais chances de pegar material gelado - eles literalmente percorrem um circuito maior através do espaço. Mas isso não é o que os observadores veem no sistema TRAPPIST-1.

Porém, não há provas de que o aquecimento do alumínio tenha gerado o nosso Sistema Solar ou a relativa secura do TRAPPIST-1.

O novo estudo foi publicado em 11 de fevereiro na Nature Astronomy.

Fonte: Astronomy

O Elmo de Thor

A NGC 2359 é uma nuvem cósmica em forma de capacete com apêndices semelhantes a asas, popularmente chamada de Nebulosa Elmo de Thor.

© Ignacio Diaz Bobillo (Nebulosa Elmo de Thor)

Heroicamente dimensionado até para um deus nórdico, o capacete de Thor tem cerca de 30 anos-luz de diâmetro. Na verdade, o capacete é mais parecido com uma bolha interestelar, soprada como um vento rápido da estrela brilhante e massiva perto do centro da bolha inflando uma região dentro da nuvem molecular circundante.

Conhecida como uma estrela de Wolf-Rayet, a estrela central é um gigante extremamente quente que se acredita estar em um breve estágio de evolução pré-supernova. A NGC 2359 está localizada a cerca de 15.000 anos-luz de distância da Terra na constelação de Canis Major.

A imagem notavelmente detalhada é um coquetel misto de dados de filtros de banda larga e banda estreita que captam estrelas de aparência natural e o brilho das estruturas filamentares da nebulosa. Destaca uma cor azul esverdeada de emissão forte devido a átomos de oxigênio no gás incandescente.

Fonte: NASA

A possibilidade da existência de vulcanismo subterrâneo recente em Marte

Um estudo publicado o ano passado na revista Science sugere que a água líquida está presente por baixo da calota polar sul de Marte. Agora, um novo estudo publicado na revista Geophysical Research Letters, da União Geofísica Americana, argumenta que é necessário que exista uma fonte subterrânea de calor para a água líquida existir sob a calota polar.

© NASA (polo sul de Marte)

A nova pesquisa não toma posição no que toca à existência de água líquida. Ao invés, os autores sugerem que atividade magmática recente, a formação de uma câmara de magma nas últimas centenas de milhares de anos, deve ter ocorrido sob a superfície de Marte para que haja calor suficiente para produzir água líquida abaixo da espessa camada gelada com 1,5 km. Por outro lado, os autores do estudo argumentam que se não tiver havido atividade magmática recente por baixo da superfície de Marte, então provavelmente não há água líquida por baixo da calota de gelo.

A potencial presença de atividade magmática subterrânea recente em Marte suporta a ideia de que Marte é um planeta ativo, geologicamente falando. Este fato pode dar aos cientistas uma melhor compreensão de como os planetas evoluem com o tempo.

O novo estudo pretende aprofundar o debate em torno da possibilidade de água líquida em Marte. A presença de água líquida no Planeta Vermelho tem implicações para potencialmente encontrar vida fora da Terra e também pode servir como um recurso para a exploração humana futura do nosso planeta vizinho.

Marte tem duas camadas gigantes de gelo nos seus polos, ambas com quase dois quilômetros de espessura. Na Terra, é comum a água líquida estar presente debaixo de espessas camadas de gelo, sendo que o calor do planeta faz com que o gelo derreta onde encontra a crosta terrestre.

Marte é muito mais frio do que a Terra, de modo que não ficou claro que tipo de ambiente seria necessário para derreter o gelo na base da calota de gelo.

Os autores do novo estudo assumiram que a detecção de água líquida por baixo da calota polar estava correta e depois trabalharam para descobrir quais os parâmetros necessários para a existência da água. Realizaram a modelagem física de Marte para entender quanto calor está saindo do interior do planeta e se podia haver sal suficiente na base da calota para derreter o gelo. O sal reduz significativamente o ponto de fusão do gelo, de modo que se pensou que o sal podia ter levado ao degelo na base da calota polar.

O modelo mostrou que o sal, por si só, não elevaria a temperatura o suficiente para derreter gelo. Em vez disso, os pesquisadores propõem a necessidade de calor adicional oriundo do interior de Marte.

Uma fonte de calor plausível seria a atividade vulcânica no subsolo do planeta. Argumenta-se que o magma do interior profundo de Marte subiu em direção à superfície há cerca de 300.000 anos. Não quebrou a superfície, como uma erupção vulcânica, mas reuniu-se numa câmara magmática por baixo da superfície. À medida que a câmara de magma arrefecia, liberou calor que derreteu o gelo na base da camada de gelo. A câmara de magma ainda está fornecendo calor para a camada de gelo e gerando água líquida hoje.

A ideia de atividade vulcânica em Marte não é nova, existem muitas evidências de vulcanismo à superfície do planeta. Mas a maioria das características vulcânicas em Marte têm milhões de anos, levando os cientistas a pensar que a atividade vulcânica abaixo e acima da superfície do planeta parou há muito tempo.

O novo estudo, no entanto, propõe que pode ter havido atividade vulcânica subterrânea mais recente. E, de acordo com os autores do estudo, se houve atividade vulcânica há centenas de milhares de anos, existe a possibilidade de que possa estar ocorrendo hoje em dia.

Fonte: American Geophysical Union

Disco ao redor de estrela jovem está "polvilhado com sal"

Uma equipe de astrônomos usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) detectou as "impressões digitais" químicas de cloreto de sódio (NaCl) e outros sais semelhantes emanados do disco empoeirado que rodeia Orion Source I, uma jovem estrela massiva situada numa nuvem de poeira atrás da Nebulosa de Órion.

© ALMA/Gemini (Orion Source I)

A imagem em destaque foi realizada pelo ALMA do disco salgado em torno da jovem estrela massiva Orion Source I (anel azul). A imagem de fundo, no infravermelho próximo, foi obtida com o Observatório Gemini.

Para detectar moléculas no espaço, os astrônomos usam radiotelescópios para procurar as suas assinaturas químicas, picos reveladores nos espectros de rádio e em comprimentos de onda milimétricos. Os átomos e as moléculas emitem estes sinais de várias manerias, dependendo da temperatura dos seus ambientes.

As novas observações do ALMA contêm uma série de assinaturas espectrais. Para criar "impressões digitais" tão fortes e variadas, as diferenças de temperatura onde as moléculas residem devem ser extremas, variando de mais ou menos -175º C para 3.700º C. Um estudo aprofundado destes picos espectrais pode fornecer informações detalhadas sobre o modo como a estrela está aquecendo o disco, o que também seria uma medida útil da luminosidade da estrela.

"Quando olhamos para as informações fornecidas pelo ALMA, vemos cerca de 60 transições diferentes de moléculas como o cloreto de sódio e cloreto de potássio vindas do disco. Isso é impressionante e empolgante," disse Brett McGuire, químico do National Radio Astronomy Observatory (NRAO).

Os cientistas especulam que estes sais vêm de grãos de poeira que colidiram e derramaram os seus conteúdos no disco circundante. As suas observações confirmam que as regiões salgadas traçam a localização do disco circunstelar.

A detecção de sinais em torno de uma estrela jovem é de interesse porque alguns dos átomos constituintes dos sais são metais, tais como sódio e potássio. Isto sugere que podem existir outras moléculas contendo metais neste ambiente. Se assim for, pode ser possível usar observações semelhantes para medir a quantidade de metais em regiões de formação estelar.

As assinaturas salgadas foram encontradas entre 30 e 60 UA das estrelas hospedeiras. Com base nas suas observações, os astrônomos inferem que podem haver até 1x10²¹ quilogramas de sal nesta região, o equivalente à massa total dos oceanos da Terra.

No futuro, o ngVLA (Next Generation Very Large Array) terá a combinação certa de sensibilidade e cobertura de comprimento de onda para estudar estas moléculas e talvez usá-las como rastreadores para discos de formação planetária.

Orion Source I está sendo formada na Nuvem Molecular I de Órion, uma região de nascimento estelar explosivo previamente observada com o ALMA. "Esta estrela foi expelida da sua nuvem natal a uma velocidade de mais ou menos 10 km/s há cerca de 550 anos," disse John Bally, astrónomo da Universidade do Colorado. "É possível que grãos sólidos de sal tenham sido vaporizados por ondas de choque à medida que a estrela e o seu disco foram abruptamente acelerados por um encontro próximo ou por uma colisão com outra estrela. Resta saber se o vapor de sal está presente em todos os discos que rodeiam as protoestrelas massivas, ou se este vapor assinala eventos violentos como o que observamos com o ALMA."

Um artigo foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Detectadas moléculas orgânicas em torno de estrela jovem

Astrônomos usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) detectaram várias moléculas orgânicas complexas em torno da jovem estrela V883 Ori.

© ESO/ALMA (V883 Ori)

Uma explosão repentina da estrela está liberando moléculas dos compostos gelados situados no disco de formação planetária. A composição química do disco é semelhante à dos cometas no Sistema Solar moderno. As observações sensíveis do ALMA permitiram com que os cientistas reconstruíssem a evolução de moléculas orgânicas desde o nascimento do Sistema Solar até aos objetos que vemos hoje.

A equipe de pesquisa, liderada por Jeong-Eun Lee (Universidade de Kyung Hee, Coreia), usou o ALMA para detectar moléculas orgânicas complexas, incluindo metanol (CH₃OH), acetona (CH₃COCH₃), acetaldeído (CH₃CHO), formiato de metila (CH₃OCHO) e acetonitrilo (CH₃CN). Esta é a primeira vez que a acetona foi detectada sem ambiguidade numa região de formação planetária ou disco protoplanetário.

Várias moléculas estão congeladas em torno de partículas de poeira de tamanho microscópico nos discos protoplanetários. O surto repentino da V883 Ori está aquecendo o disco e sublimando o gelo, que libera as moléculas sob a forma de gás. A região, num disco, onde a temperatura atinge o ponto de sublimação das moléculas, tem o nome "linha de neve". Os raios das linhas de neve têm algumas UAs (Unidades Astronômicas) em torno de estrelas jovens normais, mas são ampliadas quase 10 vezes em torno de estrelas explosivas.

"É difícil fotografar um disco à escala de algumas UAs com os telescópios atuais," comentou Lee. "No entanto, em torno de uma estrela com comportamentos explosivos, o gelo derrete numa área mais ampla do disco e é mais fácil ver a distribuição das moléculas. Estamos interessados na distribuição das moléculas orgânicas complexas como blocos de construção da vida."

O gelo, incluindo moléculas orgânicas congeladas, pode estar intimamente relacionado com a origem da vida nos planetas. No nosso Sistema Solar, os cometas são o foco da atenção por causa dos seus ricos elementos gelados. Por exemplo, a lendária exploradora cometária, a sonda Rosetta da ESA, descobriu uma valiosa química orgânica em torno do cometa Churyumov-Gerasimenko. Pensa-se que os cometas se tenham formado nas regiões mais frias e exteriores do Sistema Solar primordial, onde as moléculas estavam contidas no gelo. O estudo da composição química do gelo nos discos protoplanetários está diretamente relacionado com o estudo das moléculas orgânicas nos cometas e com a origem dos elementos básicos da vida.

Graças à visão detalhada do ALMA e à mais larga linha de neve provocada pelo surto estelar, os astrônomos obtiveram a distribuição espacial do metanol e do acetaldeído. A distribuição destas moléculas tem uma estrutura semelhante a um anel com um raio de 60 UA, o equivalente ao dobro do tamanho da órbita de Netuno. Os pesquisadores supõem que dentro deste anel as moléculas são invisíveis porque são obscurecidas por material espesso e empoeirado, e são invisíveis fora deste raio porque estão incorporadas no gelo.

"Dado que os planetas rochosos e gelados são feitos de material sólido, a composição química dos sólidos nos discos é de especial importância. Estes surtos explosivos são oportunidades únicas de analisar sublimados frescos e, portanto, a composição dos sólidos," explicou Yuri Aikawa da Universidade de Tóquio.

A V883 Ori é uma estrela jovem localizada a 1.300 anos-luz da Terra. Esta estrela está passando por uma fase explosiva do tipo FU Orionis, um aumento súbito de luminosidade devido a uma corrente de material que flui do disco para a estrela. Estes surtos duram apenas um século, de modo que as oportunidades para observação são bastante raras. No entanto, dado que estrelas jovens com uma ampla gama de idades sofrem surtos do tipo FU Orionis, os astrônomos esperam poder traçar a composição química do gelo ao longo da evolução de estrelas jovens.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Bolhas de estrelas recém-nascidas

Esta região da Grande Nuvem de Magalhães brilha em cores fortes nesta imagem captada pelo instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO (N180B)

A região, chamada LHA 120-N 180B (ou N180B) é um tipo de nebulosa conhecida por região HII, onde se formam novas estrelas.

A Grande Nuvem de Magalhães é uma galáxia satélite da Via Láctea, visível essencialmente no hemisfério sul. A apenas 160.000 anos-luz de distância da Terra, esta galáxia encontra-se praticamente à nossa porta. Além de estar próxima de nós, o único braço em espiral da Grande Nuvem de Magalhães aparece-nos praticamente de face, o que nos permite observar facilmente regiões tais como a N180B.

As regiões HII são nuvens interestelares de hidrogênio ionizado, os núcleos de átomos de hidrogênio. Estas regiões são maternidades estelares, onde estrelas massivas são responsáveis pela ionização do gás circundante, fazendo destas nuvens objetos celestes muito bonitos. A forma distinta da N180B é formada por uma enorme bolha de hidrogênio ionizado rodeada por quatro bolhas menores.

No interior desta nuvem resplandescente, o MUSE descobriu um jato a ser lançado por uma estrela jovem, um jovem objeto estelar massivo com uma massa 12 vezes maior que a do nosso Sol. Podemos ver este jato, chamado Herbig-Haro 1177 (ou HH 1177), com todo o detalhe na imagem abaixo.

© ESO (HH 1177)

Trata-se da primeira vez que um tal jato é observado no visível fora da Via Láctea, uma vez que normalmente estes objetos encontram-se obscurecidos pela poeira que os rodeia. No entanto, o meio relativamente livre de poeira da Grande Nuvem de Magalhães permite-nos observar o HH 1177 nos comprimentos de onda do visível. Com uma dimensão de quase 33 anos-luz, trata-se de um dos jatos deste tipo mais compridos alguma vez observados.

O HH 1177 dá-nos informação sobre a vida inicial das estrelas. O raio é altamente colimado, ou seja, quase que não se espalha à medida que viaja. Jatos deste tipo estão normalmente associados aos discos de acreção das suas estrelas, dando-nos informação sobre como é que estrelas muito jovens ganham matéria. Os astrônomos descobriram que tanto as estrelas de baixa massa como as de elevada massa lançam jatos colimados como o HH 1177 por meio de mecanismos semelhantes, o que nos leva a supor que as estrelas massivas se formam do mesmo modo que as suas companheiras de pequena massa.

O MUSE foi recentemente melhorado com a adição da Infraestrutura de Óptica Adaptativa no Modo de Campo Largo, a qual viu a sua primeira luz em 2017. A óptica adaptativa é o processo pelo qual os telescópios do ESO compensam os efeitos de distorção da atmosfera terrestre, transformando estrelas cintilantes em imagens nítidas de alta resolução. Desde a obtenção destes dados, a adição do Modo de Campo Estreito deu ao MUSE uma visão quase tão nítida como a que tem o telescópio espacial Hubble, permitindo-nos assim explorar o Universo com um detalhe sem precedentes.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “An optical parsec-scale jet from a massive young star in the Large Magellanic Cloud” que foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Exoplanetas em colisão

Existem atualmente cerca de 2.000 exoplanetas confirmados com raios inferiores a cerca de três raios terrestres, e as medidas de suas densidades revelam uma diversidade surpreendente.

© Z. Leinhardt/T. Denman (exoplanetas em colisão)

Alguns têm densidades mais baixas que Netuno, que são feitos principalmente de materiais voláteis que são menos densos que metais e rochas, mas Netuno tem quase quatro vezes o raio da Terra, enquanto outros parecem ter densidades semelhantes a rochas, tão altas quanto as da Terra. Uma gama tão ampla de composições pode ser o produto das diferentes condições iniciais no processo de formação do planeta, ou pode ser porque algo dramático acontece ao planeta para alterar suas propriedades iniciais à medida que ele evolui.

Os astrônomos do Istituto Nazionale Di Astrofisica (INAF) Aldo S. Bonomo e Mario Damasso e o astrofísico Li Zeng do Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), juntamente com uma grande equipe de colegas, relatou que uma colisão gigante deve ter ocorrido no sistema exoplanetário Kepler-107. Embora haja alguma evidência observacional para o processo de colisão em nosso próprio Sistema Solar, até agora não houve nenhuma descoberta inequívoca em apoio ao cenário de impacto entre os exoplanetas.

Os astrônomos costumavam pensar que os planetas de baixa densidade, como os gigantes Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, são formados por gelos frios e gás nas regiões mais externas do disco protoplanetário de uma jovem estrela; a zona interna constrói planetas a partir de elementos rochosos, como silicatos e ferro, cujas partículas podem sobreviver no ambiente mais quente. Hoje, a imagem se tornou mais complicada com centenas de exoplanetas gigantes de baixa densidade descobertos orbitando perto de suas estrelas. No caso dos efeitos evolutivos, acredita-se que dois processos afetam a densidade de um planeta: perda de massa da atmosfera e/ou superfície do planeta devido à evaporação pela radiação da estrela hospedeira, ou uma colisão gigante entre planetas.

Dos quatro planetas conhecidos em Kepler-107, os dois mais internos têm raios quase idênticos de 1,536 e 1,597 raios terrestres, respectivamente (a incerteza de cada um é apenas cerca de 0,2%). Seus períodos também são semelhantes em 3,18 e 4,90 dias, o que significa que eles orbitam relativamente próximos uns dos outros. Usando o espectrógrafo HARPS-N no Telescopio Nazionale Galileo em La Palma, a equipe determinou as massas do planeta e, portanto, suas densidades.

As observações são surpreendentes, suas densidades são muito diferentes: 5,3 e 12,65 gramas por centímetro cúbico, respectivamente. Para comparação, a densidade da água é de 1 grama por centímetro cúbico e a da Terra é de 5,5 gramas por centímetro cúbico. O fato de um dos planetas ter uma densidade duas vezes maior do que o outro não pode ser facilmente explicado pelos efeitos da radiação estelar, que deveriam ter afetado os dois da mesma maneira. Além disso, é o exterior que é mais denso que o interior. Os astrônomos argumentam que um impacto gigantesco em um planeta, o Kepler-107c (o planeta mais denso), arrancou parte do seu manto inicial de silicato, deixando-o dominado por seu denso núcleo de ferro. Os astrônomos suportam esta hipótese com cálculos teóricos.

"Este é um dos muitos sistemas de exoplanetas interessantes que o telescópio espacial Kepler descobriu e caracterizou. Esta descoberta confirmou trabalhos teóricos anteriores sugerindo que o impacto gigante entre os planetas desempenhou um papel durante a formação do planeta. Espera-se encontrar mais destes exemplos com a missão TESS," observa Li Zeng.

Se rupturas catastróficas ocorrem frequentemente em sistemas planetários, então os astrônomos preveem encontrar muitos outros exemplos como o Kepler-107, já que um número crescente de densidades de exoplanetas é determinado com precisão.

O novo artigo foi publicado na Nature Astronomy.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics